PRACA DYPLOMOWA MAGISTERSKA

Transkrypt

1 Politechnika Warszawska Wydział Fizyki PRACA DYPLOMOWA MAGISTERSKA Janusz Użycki nr albumu: Opracowanie systemu planowania i kontroli obserwacji optycznej eksperymentu Pi of the Sky Development of scheduling and control of optical observation system in the Pi of the Sky experiment Praca wykonana pod kierunkiem dr. inż. Wiesława Tłaczały Wydział Fizyki Politechniki Warszawskiej Warszawa 2007

2 Ku pamięci mojego Taty oraz Bohdana Paczyńskiego. 2

3 Podziękowania Pragnę w tym miejscu gorąco podziękować osobom, które miały istotny wpływ na kształt niniejszej pracy. Większość z nich jest jednocześnie członkami zespołu Pi of the Sky: Dr inż. Wiesław Tłaczała 1 opiekun niniejszej pracy, konsultacje ogólne, Dr hab. Grzegorz Wrochna 2 pomysłodawca tematu, konsultacje ogólne, Dr hab. Lech Mankiewicz 3 wsparcie w koordynacji pracy, Dr Krzysztof Nawrocki 2 konsultacje w kwestii architektury pełnego systemu oraz strategii obserwacji, Dr Agnieszka Majczyna 2 konsultacje merytoryczne dotyczące astrofizycznej części pracy, Mgr Katarzyna Małek 3 konsultacje dotyczące wykrywania gwiazd zmiennych, Mgr Ariel Majcher 3 objaśnienie autorowi układów współrzędnych stosowanych w astronomii, Dr Mikołaj Ćwiok 4 autor symulatora montaży, Mgr Marcin Sokołowski 2 autor symulatora modułu sterującego kamerami, Mgr Lech Wiktor Piotrowski 4 autor symulatora alertów o błyskach gamma, Mgr Grzegorz Kasprowicz 5 konsultacje w sprawie budowy sprzętowej kamer, Dr Mirosław Denis 6 autor koncepcji współpracy symulatorów kamer i montaży. 1. Wydział Fizyki, Politechnika Warszawska, 2. Instytut Problemów Jądrowych im. Andrzeja Sołtana, Warszawa, 3. Centrum Fizyki Teoretycznej PAN, Warszawa, 4. Instytut Fizyki Eksperymentalnej, Uniwersytet Warszawski, 5. Instytut Systemów Elektronicznych, Politechnika Warszawska, 6. Centrum Badań Kosmicznych PAN, Warszawa. 3

4 Streszczenie Współczesna fizyka wciąż przeszukuje Wszechświat pod kątem nowych zjawisk. Jednym z nich są błyski gamma (GRB). Choć wiele satelitów rejestruje to bardzo energetyczne promieniowanie elektromagnetyczne, to niestety jak do tej pory tylko jeden z teleskopów raz dokonał obserwacji poświaty błysku w widmie optycznym szybciej niż 20 sekund po GRB. Brak obserwacji optycznej pola błysku uniemożliwia określenie czy rzeczywiście istnieją tzw. ciemne błyski gamma dla krótkich GRB. Najlepszym rozwiązaniem na dokonanie stosownego badania jest monitorowanie całej sfery niebieskiej. W celu realizacji ciągłej obserwacji optycznej sfery niebieskiej niezbędny jest system pracujący jak robot. Głównym celem niniejszej pracy jest opracowanie i opis pełnego systemu Pi of the Sky, który składa się z 32 kamer CCD oraz 8 ruchomych montaży paralaktycznych. Położenie geograficzne przyszłego miejsca obserwacji wymaga kontroli zdalnej oraz autonomicznej analizy danych zarówno podczas ich gromadzenia jak i później. Z tego powodu system Pi jest dość złożony. Efektem pracy wykonanej przez autora jest powstanie infrastruktury pełnego systemu Pi of the Sky oraz w pełni funkcjonalnego oprogramowania symulującego pracę rzeczywistych kamer, co pozwoli na znacznie szybsze zbudowanie kompletnego eksperymentu. Zawarty w tej pracy opis obejmuje cele i koncepcję projektu, architekturę systemu, symulację sprzętu w czasie rzeczywistym oraz podstawową ideę strategii obserwacji. Dla poprawnego zrozumienia całego projektu wyjaśniono także terminy stosowane powszechnie w astronomii oraz astrofizyce. Słowa kluczowe: błyski gamma (GRB), kamera CCD, montaż paralaktyczny, symulator sprzętu. 4

5 Abstract Development of scheduling and control of optical observation system in the Pi of the Sky experiment. The modern physics constantly explores the Universe for new phenomena. One of them are Gamma Ray Bursts (GRBs). Although a lot of satellites record the very energetic electromagnetic rays unfortunately almost none telescope has observed a burst in optical spectrum faster than 20 seconds after a GRB yet. Absence of optical observation of flash s field makes impossible to determine whether dark gamma flashes for short GRBs exist indeed. The best solution for the research is a monitoring of the whole celestial sphere. For realization of continuous optical observation of a night sky a robotic system is needed. The main goal of this paper is description of the elaborated full Pi of the Sky system, which consists of 32 CCD cameras and 8 motorized parallactic mounts. The location of a future observation site requires remote control and autonomous on-line and off-line data analysis. Therefore the system is quite complex. The final effect of the work done by the author is development an infrastructure of the full Pi of the Sky system and fully functional software, which simulates the real cameras. It allows to build the complete experiment much faster. The description of the Pi of the Sky experiment presented in the work contains aims and conception of the project, architecture of the system, real-time hardware simulation and basic idea of observations strategy. There are also explained general names applied in astronomy and astrophysics which are necessary in order to understand properly the whole project. Keywords: Gamma Ray Burst (GRB), CCD camera, parallactic mount, hardware simulator. 5

6 Spis treści Wstęp Niech się stanie Narodziny gwiazd Ewolucja gwiazd Gwiazdy zmienne Śladami Wszechświata Optyczna obserwacja nieba Układy współrzędnych niebieskich Jasność obiektów Pomiar odległości Pozagalaktyczne błyski gamma i stowarzyszone błyski optyczne Historia odkrycia GRB Błyski SGR Historia badań cech błysków gamma Projekt Pi of the Sky Cel i koncepcja eksperymentu Prototyp Aparatura Sterowanie: funkcjonowanie systemu i panowanie nad nim Kompletny system Opracowanie pełnego systemu Pi Udoskonalanie aparatury - montaży i kamer Architektura systemu Symulatory w eksperymencie Architektura systemu z symulatorami aparatury Symulator kamer CCD Propozycja strategii obserwacji Praca synchroniczna Analiza wyników Podsumowanie Bibliografia

7 Wstęp Każdej bezchmurnej nocy możemy podziwiać nad nami niebo pełne ciał niebieskich. Niebo to jest praktycznie niezmienne od początku ludzkości. Nasi przodkowie widzieli je niemal identycznie. Poszczególne gwiazdy wschodzą (górują) i zachodzą niczym Słońce. Owe wrażenie niezmienności nieba przez długie stulecia ograniczało zakres prowadzonych obserwacji. Skupiały się one głównie na ustaleniu reguł rządzących położeniem poszczególnych ciał niebieskich i próbach ich przewidywania (np. faz Księżyca, widoczności planet naszego Układu Słonecznego czy Drogi Mlecznej [1] - naszej Galaktyki). Dzięki tym staraniom zawdzięczamy pojęcia: rok kalendarzowy, miesiąc, doba (dzień), doba gwiazdowa, czy też rok astronomiczny (zwrotnikowy i gwiazdowy). Pewien niepokój budziły jedynie "spadające gwiazdy", ale pojęcie meteoru w tej postaci było wówczas również zadowalające. Krokiem ku zmianie pojęcia na temat otaczającego nas Wszechświata było odkrycie gwiazd zmiennych, tzn. takich, których jasność zmienia się w funkcji czasu. Pierwszą z nich była gwiazda Mira (łac. mira cudowna), zaobserwowana w 1596 roku przez mnicha D. Fabriciusa 1. Jednak wraz z pojawieniem się lepszych teleskopów (o większym zasięgu) znów część z tych zjawisk sprowadziła się do ruchu, np. dwóch gwiazd, obserwowanych wcześniej jako pojedynczy obiekt. Niemniej, co najistotniejsze, nastawienie do badań w astronomii uległo zmianie, a przede wszystkim wygenerowało szereg pytań: co jest dalej? co tam się dzieje i jakie obowiązują prawa fizyki? czy jesteśmy sami we Wszechświecie? Fizyka jako nauka empiryczna stawia obserwacje jako początek wszelkich rozważań i badań prowadzących do modelu matematycznego. Model ten jest jednak zawsze przybliżeniem rzeczywistego Świata, o czym niestety bardzo często zapominamy. Powodem tego według autora jest ogromna ilość informacji dopływających do każdego człowieka, niemal z każdej strony sfery jego życia, niezależnie od jego wiedzy. Ponieważ człowiek nie jest w stanie objąć tego wszystkiego (nie mamy dziś współczesnego Leonarda da Vinci, a jedynie specjalistów w danej dziedzinie), przekracza to jego możliwości poznania, powodując uczucie przesytu informacji (często obarczonej również zbędnym szumem informacyjnym). W efekcie dotychczasową naukę część ludzi przyjmuje jako pełne odzwierciedlenie Świata, uznając, że człowiek wie i może już niemal wszystko. Z jednej strony daje to człowiekowi uczucie spokoju wewnętrznego w tak bardzo pędzącym dziś świecie, a z drugiej strony stanowi niebezpieczeństwo popadnięcia w samozachwyt i zaprzestania dalszych dociekań. Skutkiem takiego podejścia jest ograniczenie się do poszukiwań nowych zjawisk i ich relacji w ramach wcześniej ustanowionego modelu teoretycznego. Wspomniany model wyznacza znaną wszystkim bazę matematyczną, która pozwala na wspólny opis i wymianę poglądów w sposób ścisły. Jednak podobnie jak w filozofii nie ma jedynie słusznego podejścia do zagadnienia, tak i tutaj nie ma jedynie słusznego modelu. W ten oto sposób możemy opisywać zjawisko w sposób klasyczny bądź kwantowy, falowy bądź korpuskularny. Każdy z wymienionych modeli pozwala na wytłumaczenie części zagadnień, ale tak naprawdę zjawisko przecież jest jedno i to samo w rzeczywistym Świecie. Nasuwa się oczywisty wniosek, iż każdy model nie jest czymś ogólnym, a wręcz subiektywnym, stworzonym przez ludzkość na potrzeby własne w celu uproszczenia zagadnień i próby ich uogólnienia. Pragnąc jednak poznawać Świat nie możemy się zamknąć w modelach matematycznych, gdyż wówczas będziemy się poruszać w wirtualnym świecie (przykład: informatyka, gry trójwymiarowe itp.). Jesteśmy zobowiązani do dalszego, z tym, że bardziej wnikliwego, obserwowania otoczenia. Oczywiście modele 1 Na podstawie: 7

8 teoretyczne mogą nam w tym niezmiernie pomóc, zwracając uwagę na dany aspekt i podpowiadając czego i gdzie powinniśmy szukać, a także jak interpretować pozyskane dane. Obserwując obecne trendy w nauce, zwłaszcza tej eksperymentalnej, można zauważyć, iż wyznaczone są dwa kierunki, podzielone poprzez wielkość charakterystyczną badanych obiektów, budzące nadzieje na dojście do identycznych bądź uzupełniających się wniosków. Są nimi: astronomia wraz z astrofizyką oraz fizyka jądrowa i cząstek elementarnych. W obu przypadkach badane są zjawiska w warunkach ekstremalnych: szybkościach zbliżonych do prędkości światła w próżni, przy niezwykle wysokich energiach. Ponadto cechą charakterystyczną pozyskanych wyników z tych eksperymentów są potężne strumienie danych przechowywane w rozproszonych bazach danych i analizowane poprzez liczne zespoły naukowe. Jednym z eksperymentów astrofizycznych, gromadzącym duże ilości, wstępnie przeanalizowanych i odfiltrowanych, danych jest projekt "Pi of the Sky" 2. Autor, jako jeden z członków zespołu rozwijającego projekt, postara się w niniejszej pracy przedstawić cel oraz sposób prowadzenia wspomnianego eksperymentu, skupiając się w szczególności nad koncepcją pełnego systemu akwizycji danych, pozyskiwanych na podstawie obserwacji optycznej. Rozdział 1 krótko objaśnia pojęcia związane z astrofizyką, tłumacząc fizyczne aspekty podstawowych typów gwiazd zmiennych, badanych przez eksperyment Pi. Ponadto pojawiają się w nim po raz pierwszy nazwy obiektów takich, jak gwiazda neutronowa, pulsar, magnetach, kwazar oraz blazar. Celem tego rozdziału było przybliżenie Czytelnikowi rodzajów źródeł promieniowania elektromagnetycznego w Kosmosie, które jesteśmy w stanie rejestrować. Rozdział 2 przedstawia historię odkrycia oraz badań cech pozagalaktycznych błysków gamma, które są głównym celem obserwacji prowadzonych przez system Pi of the Sky. Poprzedza je podrozdział dotyczący obserwacji optycznych, który wprowadza niezbędną na potrzeby pracy terminologię, wiążącą obserwacje z liczbową prezentacją wyników. Rozdział 3 wyszczególnia cele oraz etapy realizacji projektu Pi of the Sky. Zawarta została w nim wiedza, oparta często na doświadczeniach autora związanych z funkcjonowaniem prototypu systemu Pi. Był to zabieg konieczny, aby logicznie wytłumaczyć w rozdziale 4 decyzje podjęte podczas projektowania przez autora architektury pełnego systemu Pi. Ponadto w rozdziale 4 autor zaprezentował ideę programowej symulacji powstającej aparatury, na którą składa się zespół symulatorów modelujących jej działanie. Szczególnie wiele miejsca zostało poświęcone opisowi symulatora kamer, będącego dziełem autora pracy. Rozdział kończy autorska propozycja strategii obserwacji nieba przy pomocy pełnego systemu Pi, a także metody synchronizacji odległych fragmentów systemu. W rozdziale 5 została zawarta, przeprowadzona przez autora, analiza dotychczasowych wyników prototypu systemu Pi, pracującego w Chile. Na jej podstawie autor oszacował spodziewane osiągi pełnego systemu Pi of the Sky w stosunku do jego prototypu. 2 Ze względu na ogólnie przyjętą i stosowaną w projekcie Pi of the Sky terminologię część nazw użytych w pracy nie zostało przetłumaczone na język polski, lecz pozostawione w ich oryginalnym, anglojęzycznym brzmieniu. 8

9 1 Niech się stanie... Kilka minut po Wielkim Wybuchu (ang. Big Bang Theory [2]) ustaliły się wstępne proporcje całej materii we Wszechświecie. Dziś wiemy już, że Kosmos wciąż się rozszerza, tzn. średnie odległości pomiędzy galaktykami 3 są coraz większe, i proces ten będzie trwał aż do całkowitej jego śmierci poprzez wychłodzenie. Za sprawą faktu skończonej szybkości rozchodzenia się fal elektromagnetycznych mamy możliwość sięgnięcia w głąb historii Wszechświata oraz badania zachodzących w nim zjawisk na przestrzeni lat świetlnych. W rozdziale tym przedstawię pobieżnie podstawowe zjawiska oraz obiekty materialne (nie stanowiące tzw. materii ciemnej 4, a także z wyłączeniem planet i innych obiektów scharakteryzowanych bryłą sztywną) w otaczającym nas Świecie, jakie zostały poznane przez ludzkość. 1.1 Narodziny gwiazd Pomiędzy zwartymi obiektami w Kosmosie nie panuje próżnia doskonała, jak sądzono dawniej. Przestrzeń tę wypełnia bowiem gaz oraz pył międzygwiazdowy, tworzący tzw. obłoki materii międzygwiazdowej [3]. Gaz ten występuje w dwóch formach: relatywnie gęstych (n H ~300/cm 3 ), chłodnych (T~10K) i nieprzezroczystych, zawierających znaczną domieszkę pyłu, tzw. ciemnych obłoków molekularnych (ciemne mgławice), rzadkich (n~0.01/cm 3 ), gorących (T~10 4 K) obłoków wodoru (zjonizowanego i przezroczystego, tworzącego tzw. jasne mgławice, bądź neutralnego). Ciemne mgławice są właśnie kolebkami gwiazd. Kiedy obłok lub jego fragment jest dostatecznie chłodny, gęsty i masywny, spełniając tzw. kryterium Jeans a: M > 10 T 3/2 n H -1/2, (1) staje się on grawitacyjnie niestabilny i następuje jego kolaps grawitacyjny. W jego wyniku dochodzi do kurczenia się i fragmentacji obłoku. Z fragmentów powstają protogwiazdy, których tworzenie się ma raczej charakter akrecji 5 na pierwotną kondensację centralną niż jednorodnego kolapsu. Stan wnętrza gwiazdy opisują równania różniczkowe, dotyczące: warunku równowagi hydrostatycznej, procesu generacji energii we wnętrzu gwiazdy (procesów termo-jądrowych, stygnięcia oraz kurczenia), procesu przepływu energii (transportu fotonów i turbulentnej konwekcji materii) do warstw zewnętrznych, aż do tzw. fotosfery 6. Kiedy protogwiazda znajduje się już w równowadze hydrostatycznej, zewnętrzne warstwy obłoku nadal się kurczą, pozyskując dalej energię termiczną z kontrakcji grawitacyjnej. Przy odpowiednio wysokiej temperaturze następuje zapłon, tj. zapoczątkowanie reakcji 3 Galaktyka to grawitacyjnie związany układ gwiazd, gazu, pyłu i ciemnej materii [6]. 4 Jest to niezaobserwowana dotąd materia, o istnieniu której świadczy zachowanie się niektórych obiektów widocznych, jak też niedomiar masy (tzw. materia niebarionowa) w bilansie całego Wszechświata według modelu teorii Wielkiego Wybuchu. 5 Akrecja materii to bardzo wydajny proces opadania masy na część centralną, pozwalający zachować moment pędu. 6 Umowna powierzchnia gwiazdy, z której promieniowanie elektromagnetyczne emitowane jest po raz ostatni (głębokość optyczna τ, zależna od współczynnika nieprzezroczystości i gęstości powierzchni, wynosi 2/3). Fotosfery gwiazd są w stanie nierównowagi termodynamicznej. Stąd temperatura fotosfery jest różnie definiowana, np. temperatura: efektywna, barwna czy jonizacyjna [16]. 9

10 termojądrowych - przemiany wodoru w hel (cykl p-p, protonowo-protonowy), co można sumarycznie zapisać w postaci: 4H 1 He 4 + 2e - + 2ν e + 2γ + 26,73MeV - E ν. (2) Deficyt masy staje się głównym źródłem energii (kolaps stopniowo ustaje) i gwiazda odzyskuje również równowagę termiczną. Jest to najdłuższy etap życia gwiazdy ( % czasu) gwiazda ewoluuje wówczas na ciągu głównym. Cykl p-p z czasem, wraz z ubywaniem paliwa, oczywiście przestaje być procesem dominującym, na rzecz innych (np. cyklu CNO, węglowo-azotowego) pod warunkiem, że temperatura gwiazdy (co wiąże się z jej masywnością) jest dostatecznie wysoka. Procesy te są we Wszechświecie źródłem pierwiastków o wyższych liczbach atomowych, lecz nie wyższych niż żelaza. Jądra żelazowców są bowiem najsilniej związanymi jądrami, stąd dalsze reakcje syntezy byłyby endotermiczne [4]. Gdy protogwiazda znajduje się w dostatecznie masywnym obłoku, staje się ona już w pełni ustabilizowaną gwiazdą ciągu głównego zanim cały obłok zdoła się skurczyć. Pozostała materia obłoku zostaje zjonizowana gorącym promieniowaniem młodej masywnej gwiazdy, a następnie wydmuchana przez związane z nią wiatry. Gwiazda nie zwiększa już swojej masy i staje się widoczna. Górna granica mas gwiazd na ciągu głównym wynosi ok M 7 (wiąże się to z tzw. jasnością Eddingtona). Mniej masywne gwiazdy dochodzą do ciągu głównego wciąż kurcząc się, zaś resztki obłoku przybierają formę dysku akrecyjnego. Jednak z powodu nadmiaru momentu pędu, jonizacji i rozdmuchiwania obłoku przez nawet takie gwiazdy, nigdy cała materia obłoku nie zostaje przetworzona. Wydajność procesu formowania nowych gwiazd jest zatem niewielka. 1.2 Ewolucja gwiazd Obserwowane przez nas gwiazdy mają dość zróżnicowane parametry takie, jak: jasność, promień czy temperatura powierzchni (typ widmowy). W przybliżeniu można je jednak sprowadzić do masy gwiazdy oraz jej etapu ewolucyjnego, który często jest ilustrowany na diagramie Hertzsprunga-Russella 8 (rys. 1) [2]. Początkowa masa gwiazdy jest czynnikiem decydującym o jej ewolucji. Im jest ona mniejsza, tym gwiazda szybciej ewoluuje. Najmniej masywne gwiazdy na ciągu głównym to czerwone karły (około 0,085M ). Mniejsze nie są w stanie zapoczątkować reakcji spalania i noszą nazwę brązowych karłów. Mniej masywne gwiazdy (0,085 0,8M ) wciąż muszą się znajdować na ciągu głównym lub przed nim, gdyż w przeciwnym razie musiałyby spalać wodór przez okres dłuższy niż wiek Wszechświata. Kiedy wodór w centrum gwiazdy zaczyna się wyczerpywać zaczyna ona zwiększać swoje rozmiary i jasność. W centrum powstaje jądro helowe, które zaczyna się kurczyć, zaś otoczka gwiazdy rozszerzać. Ekspansja otoczki powoduje spadek temperatury efektywnej gwiazdy. Gwiazda staje się podolbrzymem, a następnie olbrzymem. 7 Masa Słońca (M Θ kg). 8 Diagram porządkujący gwiazdy według temperatury powierzchni gwiazdy (oś pozioma) oraz jej jasności L (oś pionowa, może być także wyrażona jako jasność absolutna M V, np. w paśmie V, w jednostkach magnitudo) w skali podwójnie logarytmicznej. 10

11 Rys. 1. Diagram H-R (źródło: [3]). Temperatura na osi poziomej sięga od K do 2 000K z prawej strony. 11

12 Gwiazdy małomasywne, o masach mniejszych niż ok. 10M, przechodzą na diagramie H-R wzdłuż tzw. gałęzi czerwonych olbrzymów (RG). Część masy jest wówczas tracona w postaci wiatrów gwiazdowych. Wyrzucona materia tworzy mgławicę planetarną 9. Zależnie od masy jądra helowego droga ewolucji gwiazdy jest nieco inna. Jeśli masa ta jest mniejsza od ok. 0,5M, to gwiazda osiąga ostatni swój etap na poziomie helowego białego karła (ustają reakcje jądrowe). W przeciwnym wypadku małomasywne gwiazdy, zdolne do wytworzenia jądra węglowo-tlenowego, kończą się swą ewolucję na etapie tzw. białych karłów (WD), w których brak już reakcji jądrowych i świecą jedynie za sprawą swego stygnięcia. W gwiazdach masywnych, o masach powyżej 10M, spalanie helu (początkowo w jądrze gwiazdy, a później w jego otoczce) przebiega spokojnie, lecz w stosunkowo krótkim okresie czasu. Produkowane są bowiem znaczne ilości neutrin, które unoszą większość produkowanej energii. Masa gwiazdy jest dostatecznie duża, aby jądro mogło się skurczyć za sprawą oddziaływań grawitacyjnych w takim stopniu, by temperatura wnętrza gwiazdy osiągnęła wartość odpowiednią dla zapłonu jądrowego coraz cięższych pierwiastków. Powstaje warstwowa struktura, niczym cebula, uporządkowana względem liczby porządkowej pierwiastków, której ostatecznym produktem jest jądro zbudowane z pierwiastków grupy żelaza. Ponieważ dalsze reakcje nie są egzotermiczne, jądro takie zapada się dość gwałtownie (ma miejsce fotodezintegracja jąder żelaza, następuje implozja jądra żelaznego), co prowadzi do wybuchu supernowej (SN) II typu 10. Centralna część tworzy gwiazdę neutronową (NS) lub, jeśli masa gwiazdy przekracza M, czarną dziurę (BH) [5]. Zewnętrzne warstwy zostają wyrzucone w przestrzeń, co obserwujemy właśnie jako wybuch supernowej 11, i rozproszone. Powstałą, zwykle rotującą, gwiazdę neutronową możemy zaobserwować 12 często jako pulsar (X czy radiowy) lub, będący źródłem super silnego pola magnetycznego, magnetar. Czarną dziurę możemy czasem dostrzec jako tzw. mikrokwazar. Nazwa ta powstała przez analogię do słowa kwazar. Podejrzewa się bowiem istnienie czarnych dziur o masach rzędu mas Słońca, stanowiących aktywne jądra galaktyk (Active Galactic Nucleus, w skrócie AGN). Akrecja na taką hipermasywną czarną dziurę może być źródłem obfitego promieniowania fal optycznych, X oraz gamma. Obiekt taki nazywamy wówczas kwazarem lub, jeśli emisja promieniowania ma charakter zmienny, blazarem [2][43]. W przypadku najbardziej masywnych gwiazd (powyżej M ) silne wiatry gwiazdowe mogą spowodować tak znaczną utratę masy, że gwiazda już na etapie ciągu głównego utraci otoczkę wodorową (obserwujemy brak linii wodoru). Mamy wówczas do czynienia z tzw. gwiazdą W-R. Gwiazda taka wybucha (wpierw zapadając się) jako supernowa I typu (Ib), a końcowym tego efektem jest kompletne zniszczenie gwiazdy. Z powyższego opisu możemy wysnuć wniosek, że krążenie materii we Wszechświecie ma charakter quasi-cykliczny, gdyż w obiegu tym nie uczestniczą dalej białe karły, gwiazdy neutronowe oraz czarne dziury. 9 Słowo planetarna ma rodowód jedynie historyczny i nie odnosi się do rzeczywistych planet. Mgławice planetarne powstają na skutek wyrzucanej przez gwiazdę materii, zjonizowanej za sprawą promieniowania gwiazdy o wysokiej temperaturze powierzchniowej. 10 Supernowe tego typu występują jedynie w młodych galaktykach (tam gdzie są młode gwiazdy). 11 Supernowa to gwiazda, której amplituda wybuchu jest znacznie większa niż dla gwiazd nowych (osiąga blask porównywalny z cała galaktyką, w której znajduje się gwiazda). 12 Możliwość zaobserwowania zależy od wzajemnego ułożenia osi rotacji i osi łączącej bieguny magnetyczne gwiazdy oraz od siły jej pola magnetycznego i ułożenia obserwatora względem emitowanej wiązki promieniowania. 12

13 1.3 Gwiazdy zmienne Zgodnie z przedstawionym mechanizmem narodzin gwiazd powstają one w skupiskach materii. Z tego właśnie powodu wiele gwiazd we Wszechświecie, w wyniku wzajemnych oddziaływań grawitacyjnych, występuje w układach podwójnych (dwuskładnikowych - ang. binary) czy układach wielokrotnych. Gwiazdy mogą tworzyć ponadto gromady gwiazd 13, które wchodzą w skład galaktyk (również naszej). Galaktyki zaś stanowią zbiorowiska zwane gromadami galaktyk [6]. W przypadku gromad galaktyk obserwujemy skupisko gwiazd, których gęstość występowania możemy opisać rozkładem zbliżonym do sferycznej funkcji Gaussa. Zupełnie inaczej natomiast prezentują się układy wielokrotne. W najprostszym przypadku są to pary dwóch gwiazd, które krążą wokół środka masy układu. Gwiazdy te podlegają zarówno opisanym powyżej prawom ewolucji gwiazd (np. może to być układ dwóch gwiazd ciągu głównego czy pulsara z białym karłem), jak też dodatkowym zjawiskom. Jednym z nich jest wielkoskalowy przepływ masy z jednej gwiazdy do drugiej 14. Rozpoczyna się on, kiedy jedna z gwiazd osiągnie dostatecznie duży promień, osiągając krytyczną powierzchnię Roche a [7]. Ponieważ gwiazdy będące składnikami układu podwójnego nierzadko rotują także wokół własnych osi, przepływ masy ma charakter akrecji. Struga materii czy też sam dysk akrecyjny może stać się źródłem dodatkowego promieniowania unoszonego z układu przez fotony w przestrzeń [8]. Z obserwacyjnego punktu widzenia gwiazdy podwójne dzielimy na: gwiazdy wizualnie podwójne (fotometrycznie podwójne) obserwowane jako dwa źródła światła rotujące wokół wspólnego środka masy. gwiazdy zaćmieniowe fakt wzajemnej rotacji gwiazd w układach wielokrotnych prowadzi do ich wzajemnego przesłaniania się. Widzimy wówczas jedno źródło światła o zmiennej jasności. Gwiazda taka może być jednocześnie wizualnie podwójną. gwiazdy spektroskopowo podwójne widoczne jako jedno źródło światła, w którym możemy wyróżnić dwa układy linii widmowych, przesuwające się w przeciwfazie w wyniku efektu Dopplera. Gwiazdy, które rejestrujemy jako źródła światła o zmiennej jasności, określamy mianem gwiazd zmiennych [7]. Ze względu na ich różnorodne cechy zostały zdefiniowane (nie zawsze ściśle) typy gwiazd zmiennych [9], które można ogólnie posegregować na [3]: wspomniane wcześniej gwiazdy zaćmieniowe. gwiazdy aktywne chromosferycznie z dużymi plamami obejmującymi znaczną część powierzchni rotującej gwiazdy. W wyniku aktywności chromosferycznej występują silne rozbłyski. gwiazdy zmienne fizycznie związane z fizyczną zmiennością samej gwiazdy, a nie z jej zmianami geometrycznymi czy rotacją. Ogólnie można podzielić je na dwie grupy: o gwiazdy pulsujące [7], w których zmiany jasności są następstwem zmian ich rozmiarów [16]. Wyróżniamy wśród nich główne typy takie, jak: 13 Ze względu na wygląd wyróżniamy gromady kuliste oraz otwarte. Cechy fizyczne gromad otwartych wskazują na ich bardzo młody wiek, a typowa liczebność wynosi kilkaset gwiazd. Gromady kuliste składają się z setek tysięcy gwiazd, które narodziły się z tego samego obłoku materii i w tym samym czasie. Są one także najstarszymi obiektami w galaktykach [16]. 14 Następuje odwrócenie mas gwiazd, w wyniku czego gwiazda małomasywna staje się bardziej zaawansowana ewolucyjnie (masywne gwiazdy ewoluują szybciej), zaś bardziej masywna mniej. Gdy jedna z gwiazd układu podwójnego jest gwiazdą neutronową powstałą na drodze ewolucji bardziej masywnego składnika możliwy jest powrotny przepływ masy. 13

14 cefeidy przyczyną ich zmienności są pulsacje radialne 15. Ich regularne zmiany jasności powodowane są zmianami ich rozmiarów i temperatury powierzchni. miry są to czerwone olbrzymy, pulsujące w zasadzie regularnie. Jednak okresy pulsacji mir ulegają znacznym wahaniom. Przyczyn tych nieregularności blasku nie potrafimy jeszcze wyjaśnić. o gwiazdy wybuchowe [3], następujących typów: gwiazdy rozbłyskowe (flary) są to czerwone karły, które nie osiągnęły jeszcze ciągu głównego i odznaczają się bardzo silną aktywnością chromosfer (bardzo nagłe rozbłyski). Są to gwiazdy o najróżniejszych typach widmowych. zmienne kataklizmiczne 16 [7] są to układy podwójne, odznaczające się zwykle gwałtownością i nieregularnością zmian krzywych blasku 17. Zaliczamy do nich: gwiazdy nowe karłowate 18 gwiazdy nowe 19 i nowe powrotne polary i polary pośrednie gwiazdy supernowe amplituda wybuchu supernowej, który występuje tylko raz w jej życiu, może osiągać blask porównywalny z całą galaktyką, w której gwiazda się znajduje. Wyróżnia się: typ Ia 20 typ Ib, II 21 Z ilości wymienionych powyżej głównych typów gwiazd zmiennych 22 możemy sobie uzmysłowić jak wielka jest różnorodność gwiazd. Dlatego też gwiazdy zmienne są wciąż przedmiotem szczególnych badań. Mają one na celu odnalezienie wszelkich zależności pomiędzy zmianami jasności gwiazd a ich innymi parametrami i cechami jak: rozmiar, masa, typ widmowy (temperatura), rodzaj emitowanego promieniowania czy linie widmowe. 15 Takie, w których wszystkie odkształcenia mają tylko składową radialną. 16 Zmiany jasności takiej gwiazdy spowodowane są przepływem masy z jednego składnika ciasnego układu podwójnego na drugi obiekt (białego karła) lub w wyniku jej gwałtownego wybuchu [10]. 17 Krzywa blasku ilustruje zależność między obserwowaną jasnością danego obiektu a czasem [4]. Jeśli można wyróżnić okres zmian, to krzywa opisuje zmiany jasności w czasie pełnego cyklu orbitalnego układu. 18 Są to ciasne układy podwójne białego i czerwonego karła z niestabilnością akrecji w dysku. 19 W układzie podwójnym białego i czerwonego karła występują wybuchy termojądrowe pozyskanej otoczki wodorowej na powierzchni białego karła. Gwiazda, która wcześniej była zaklasyfikowana jako stała (o stałej jasności), ulega na pewien okres pojaśnieniu. Jeśli zjawisko się powtórzy gwiazda zyskuje miano powrotnej. 20 W układzie podwójnym następuje wybuch białego karła w wyniku przekroczenia przez niego masy krytycznej Chandrasekhara i gwałtownego kolapsu do gwiazdy neutronowej. 21 Następuje w nich kolaps grawitacyjny jądra masywnej gwiazdy. 22 Obecnie poznano i skatalogowano ponad 30 tysięcy gwiazd zmiennych [3]. 14

15 2 Śladami Wszechświata Człowiek nieustannie zmaga się z poznawaniem otaczającej go przyrody. Wszystko na czym się opiera to obserwacje, intuicja i próba stworzenia modelu, pozwalającego opisać mu jak najogólniej zachodzące wokół zjawiska. W przypadku badań dotyczących Kosmosu znaczną rolę odgrywa intuicja, która pozwala znacząco przyspieszyć czas odkrycia lub w ogóle je umożliwić. Powodem takiego stanu rzeczy jest znaczna niebezpośredniość pomiarów względem zmysłów człowieka. Aby poprawnie zinterpretować wyniki musimy nie tylko dokonać dostatecznie dokładnej obserwacji czy pomiaru, lecz także uwzględnić wszystkie istotne czynniki zaburzające otrzymany rezultat. Niejednokrotnie niemałym wyzwaniem jest poprawne oszacowanie, które zaburzenia tak naprawdę należy wziąć pod uwagę, a które odrzucić jako nieistotne. W niniejszym rozdziale nakreślę nieco historię zmagań ludzkości z nadal do końca niewyjaśnionym zjawiskiem wysokoenergetycznych błysków kosmicznych w zakresie promieniowania gamma (a także X i widzialnego) oraz krótko opiszę przeszkody (również te natury technicznej) z jakimi trzeba się uporać, wykonując istotne naukowo obserwacje z powierzchni Ziemi. 2.1 Optyczna obserwacja nieba Nieustanne dążenie do poznawania budzi pragnienie uzyskania jak największej ilości informacji o narodzinach i ewolucji Wszechświata [11]. Ponieważ cały Kosmos, jak wspomniano wcześniej, rozszerza się, a światło dociera do nas z opóźnieniem, to istotne jest by nasze obserwacje sięgały jak najdalej, tj. miały znaczny zasięg. Wówczas będziemy mieli pełniejsze dane o otaczającej nas historii aż po horyzont zdarzeń 23. Chcąc jednak uzyskać zgodność pomiędzy wynikami różnych obserwacji astronomicznych zaistniała potrzeba wprowadzenia odpowiednich terminów systematyzujących między innymi pozycję oraz jasność widomą obiektów na sferze niebieskiej 24. Poniżej przedstawię podstawowe pojęcia, których znajomość jest niezbędna do zrozumienia dalszego tekstu Układy współrzędnych niebieskich Podstawowym pojęciem, pozwalającym operować położeniem obiektu na sferze niebieskiej, jest kierunek. Zatem najrozsądniejszym wyborem układu współrzędnych jest układ sferyczny z obserwatorem umieszczonym w jego środku 25. Do jednoznacznego określenia kierunku potrzebujemy wtedy dwóch kątów oraz dwóch kierunków odniesienia rozpinających przestrzeń. Najprostszym takim układem jest układ horyzontalny [12]. Ma on jednak tę wadę, iż oba kąty (wysokość nad horyzontem, ang. altitude, oraz azymut, ang. azimute), określające położenie, zdecydowanie zależą od współrzędnych obserwatora na Ziemi. Układ taki jest zatem wygodny jedynie do prowadzenia obserwacji w określonym miejscu i czasie. Lepszym wyborem jest tzw. układ godzinny (układ równikowy pierwszego rodzaju). Oś główna tego układu (rys. 2) pokrywa się z osią obrotu Ziemi, z którą wiąże się oś obrotu 23 Powierzchnia czasoprzestrzeni oddzielająca obserwatora od zdarzeń, o których nie może on nigdy otrzymać żadnych informacji z powodu skończonej prędkości światła [4]. 24 Wszechświat postrzegamy w postaci kuli, w centrum której się znajduje się obserwator. Z tego powodu wprowadza się pojęcie myślowe sfery niebieskiej, tj. istnienia otaczającej nas cienkiej sfery o bardzo dużym promieniu [4], na którą możemy rzutować obraz nieba. 25 Z racji dużych odległości obserwatora od większości obiektów w Kosmosie w stosunku do promienia Ziemi możemy w przybliżeniu uznać, iż punkt zaczepienia układu współrzędnych pokrywa się ze środkiem naszej planety. 15

16 sfery niebieskiej (tzw. oś świata). Dzięki temu jedna ze współrzędnych, kąt δ deklinacja (ang. declination, w skrócie DEC), nie zależy od miejsca obserwacji i przyjmuje wartości <-90º, 90º>. Jednak druga, kąt godzinny (t [h], ang. hour angle, w skrócie HA), zależy od długości geograficznej obserwatora (południka miejscowego) i czasu, co jest spowodowane ruchem obrotowym Ziemi z prędkością kątową ω z. Po czasie t kąt godzinny, a więc położenie obiektu, ulegnie zmianie o wartość ωz t cosδ. Rys. 2. Współrzędne układu godzinnego i równikowego. (źródło: [12]) Układem pozbawionym powyższej wady jest układ równikowy (równonocny, drugiego rodzaju) przedstawiony na rys. 2. Przyjęto w nim dodatkowy kierunek odniesienia, który przecina punkt Barana (γ lub ϒ), zwany również punktem równonocy wiosennej. Jest to miejsce, w którym płaszczyzna równika świata, pokrywająca się z płaszczyzną równika Ziemi, przecina się z ekliptyką 26. W ten sposób czas godzinny został zastąpiony rektascensją α (ang. right ascension, w skrócie RA), przyjmującą wartości wyrażone w godzinach, minutach i sekundach w zakresie jednej doby (24 godzin), które czasem przelicza się na stopnie (1h to 15º). Z powyższego opisu wydaje się, iż położenie obiektów opisanych w układzie równikowym będzie stabilne. W praktyce jednak zauważymy pewien dryft współrzędnych w czasie, który wynika z precesji 27 Ziemi [13]. Zmiana położenia osi obrotu Ziemi wpływa bowiem na położenie punktu Barana, który cofa się po ekliptyce z nieznaczną prędkością 50 rocznie [12]. Pragnąc zidentyfikować lub odnaleźć konkretny obiekt na sferze niebieskiej korzysta się z tzw. katalogów gwiazd lub map nieba 28, które zawierają nazwę obiektu, jego współrzędne równikowe oraz jasność widomą (patrz kolejny podrozdział). Przedstawione tutaj układy współrzędnych nie są jedynymi, spotykanymi w astronomii. Często stosuje się również układ współrzędnych ekliptycznych oraz układ 26 Jest to pozorna roczna droga Słońca na niebie, czyli płaszczyzna, w której odbywa się ruch orbitalny Ziemi [12]. 27 Analogia do niezerowego momentu sił wirującego bąka w polu grawitacyjnym. 28 W przypadku obserwacji w warunkach amatorskich można w tym celu posłużyć się jedną z interaktywnych map nieba [14]. 16

17 współrzędnych galaktycznych. W układach tych obserwator również znajduje się w centrum. W przypadku współrzędnych galaktycznych orbitalny ruch naszej planety jest zwyczajnie zaniedbywalnie mały 29. Dokładny opis wszystkich wymienionych układów jest dostępny w książce [15]. W praktyce astronoma pojawia się często problem długotrwałej obserwacji tego samego obiektu lub obiektów na sferze niebieskiej pomimo obrotowego ruchu Ziemi. Jego rozwiązanie leży w tzw. montażu paralaktycznym [16]. Idea tego pomysłu polega na zastosowaniu specjalnej, stabilnej mechanicznej konstrukcji do prowadzenia (ang. tracking) urządzenia rejestrującego obraz, którym w przypadku astronomii jest albo klisza umieszczona w aparacie fotograficznym albo kamera CCD [17]. Montaż taki posiada dwie, prostopadłe do siebie osie: deklinacji oraz koła godzinnego, związanego z kątem godzinnym. Aby pojęcia tych osi były spełnione oś koła godzinnego musi być dokładnie równoległa do osi świata 30. W ten sposób możliwa jest kompensacja ruchu obrotowego Ziemi przez zmianę położenia wokół osi świata z prędkością ω z. Oczywiście, z powodu ograniczeń stawianych przez horyzont, maksymalny czas obserwacji danego pola sfery niebieskiej jest skończony. Poza tym, zależnie od pory roku i geograficznego położenia punktu obserwacji, nie każdy obszar tej sfery jest widoczny danej nocy. Wspomniane powyżej prowadzenie przyrządu rejestrującego obraz opisuje zwykle współrzędne jego środka. Chcąc wyznaczyć położenie utrwalonych obiektów należy dokonać stosownego przeskalowania obrazu. Ponieważ optyka (obiektyw), poprzedzająca błonę fotograficzną czy detektor CCD, posiada ostrość ustawioną na nieskończoną odległość, to jej ogniskowa f leży dokładnie (lub blisko) w płaszczyźnie elementu rejestrującego. Stąd, biorąc pod uwagę, iż obserwowany jest niewielki kąt bryłowy, optykę możemy geometrycznie potraktować jako element realizujący powiększenie kątowe. Stosując przybliżenie przyosiowe, a więc i warunek małych kątów, uzyskamy skalę: s [rad/m] = 1/f [m]. W przypadku matrycy CCD musimy uwzględnić albo rozmiar jej krawędzi, albo wielkość pojedynczego piksela. Jeśli obserwowany obszar będzie miał wymiary większe niż 10º 10º, to opisane skalowanie znacznie się skomplikuje. Po pierwsze skala będzie już funkcją odległości punktu od środka obrazu, a po drugie zarejestrowane pole nie będzie mogło być uznawane za prostokątne na sferze niebieskiej, co w szczególności ma znaczenie dla obszarów okołobiegunowych [16]. Mając na celu uzyskanie jak najbardziej precyzyjnego pomiaru współrzędnych obiektów istotne jest, aby element rejestrujący posiadał odpowiednio dużą rozdzielczość, czyli znaczną ilość ziaren dla błony fotograficznej lub ilość pikseli przypadających na jednostkę powierzchni. Zwiększanie tej rozdzielczości nie jest jednak dowolne. Wraz z jej wzrostem, maleją bowiem rozmiary ziaren światłoczułych 31 bądź pikseli detektora CCD 32. Oznacza to, że ilość fotonów, która maksymalnie może zostać zaabsorbowana przez 29 Za najmniejszą skalę odległości we Wszechświecie przyjęto jednostkę astronomiczną (1AU), będącą średnią odległością Ziemi od Słońca. Jednak szybko bardziej popularne stały się: rok świetlny, czyli odległość, którą światło pokona w próżni w czasie jednego roku, oraz parsek ( 1pc = AU), będący odległością, z której widać średni promień orbity Ziemi (paralaksa heliocentryczna) pod kątem jednej sekundy łuku. 30 Istotne jest prawidłowe wypoziomowanie montażu. Finalnej kalibracji ustawienia osi dokonuje się metodami optycznymi przy długich czasach ekspozycji. Nieruchomy detektor, którego oś centralna wskazuje na δ =90º (gwiazdy nad biegunem), zarejestruje światło gwiazd jako współosiowe okręgi. Natomiast dla δ=0º (równik niebieski) jako poziome linie. 31 W przypadku ziaren wzrost rozdzielczości skutkuje spadkiem czułości błony fotograficznej (ISO). 32 Z tej przyczyny oraz z powodu długiej ogniskowej optyki i ograniczeń stawianych przez rozdzielczość optyczną w astronomii stosuje się matryce CCD o jak największej przekątnej (powyżej pół cala). 17

18 pojedynczą komórkę 33 nim ulegnie ona nasyceniu (saturacji), będzie mniejsza. Wtedy konieczne okaże się skrócenie czasu ekspozycji 34 [16], co nie zawsze jest pożądane. Z punktu widzenia astronomii najlepiej byłoby wykonywać zdjęcia tego samego obszaru nieba wieloma detektorami jednocześnie. Wówczas można by uzyskać dużą rozdzielczość i stosować krótki czas ekspozycji, ponieważ uśrednienie obrazów pozwoliłoby zarejestrować obiekty o równie słabej jasności jak przy długim czasie ekspozycji. Na próbkowanie obrazu wpływ ma także sama optyka, a więc propagacja światła pomiędzy obiektywem a elementem rejestrującym. Z powodu ograniczonej wielkości apertury kołowej obiektywu lub soczewki o promieniu R, ognisko f nie jest punktem, lecz w przybliżeniu kołem o promieniu r = 0.61λf/R, gdzie λ jest długością fali rejestrowego promieniowania widzialnego, a stosunek f/2r określa się jako światłosiłę 35 N [18]. Uwidacznia się tutaj wpływ dyfrakcji, która powoduje, że zapisany obraz fali płaskiej 36 padającej na obiektyw nie będzie punktem, lecz tzw. dyskiem Airy 37 (rys. 3). Fakt ten powoduje, iż zdolność rozdzielcza optyki każdego teleskopu jest również ograniczona. Najmniejsza odległość kątowa między rozróżnialnymi punktami w myśl definicji kryterium rozdzielczości Rayleigha przy oświetleniu niekoherentnym 38 wynosi 0.61λ/R [18]. Oczywiście w praktyce nie rejestrujemy obrazu pojedynczej długości fali świetlnej λ, lecz pewien ich przedział. Ograniczeniem rozdzielczości jest zatem dolna wartość tego zakresu. Stąd w astronomii stosowane są zwykle filtry optyczne odcinające promieniowanie podczerwone. Rys. 3. Dysk Airy. (źródło: [18]) 33 Oko ludzkie rejestruje strumień fotonów (liczbę fotonów odbieranych w jednostce czasu, czyli czas ekspozycji nie ma wpływu) [18], natomiast stosowane w astronomii przyrządy sumę zaabsorbowanych fotonów (iloczyn strumienia oraz czasu naświetlania) [16]. 34 Czas naświetlania to czas, w którym migawka (element blokujący dopływ światła do detektora) jest otwarta. W przypadku matryc CCD możliwe jest wykonywanie zdjęć nawet z ciągle otwartą migawką (zwiększając jej trwałość). Jednak niezbędny jest wtedy szybki odczyt zebranych ładunków elektrycznych z detektora. Ponieważ w praktyce warunek ten trudno jest spełnić, obrazy w uzyskane w ten sposób posiadają defekty. Ujawniają się one jako poziome lub pionowe (zależnie od konstrukcji kamery) linie i pochodzą od bardzo jasnych obiektów (ang. bloom). Duży ładunek elektryczny zgromadzony w komórkach matrycy powoduje powstawanie podczas odczytu jasnych smug, a czasem nawet przelewa się do sąsiednich pikseli. 35 Termin ten jednak nie zawsze jest jednoznaczny i czasem tą samą nazwą definiuje się odwrotność tej wartości i oznacza jako A [16]. 36 Jest to koherentny strumień światła monochromatycznego, którego profil jest powierzchnią o stałej fazie i praktycznie niezmiennej amplitudzie. 37 Otrzymanie funkcji Airy jest następstwem transformaty Fouriera funkcji circus modelującej aperturę soczewki. 38 Obrazy dwóch punktów są rozróżnialne, jeżeli główne maksimum dyfrakcyjne (funkcji Airy) jednego z nich pokrywa się z pierwszym minimum obrazu dyfrakcyjnego drugiego. 18

19 2.1.2 Jasność obiektów Spoglądając w niebo z całą pewnością nie możemy powiedzieć, iż wszystkie widoczne obiekty na sferze niebieskiej promieniują z tym samym blaskiem. Już prawie 200 lat p.n.e. Hipparch podzielił jasność gwiazd na 6 grup. Jak wiadomo człowiek interpretuje blask obiektów w skali logarytmicznej [18] i w sposób względny (odnosząc go do innych obiektów czy też tła). Z tych dwóch powodów wprowadzono pojęcie jasności widomej [19], wyrażonej w jednostkach wielkości gwiazdowej - magnitudo (np. -23 mag lub 6 m ) i zdefiniowanej jako: m = const 2,5log F, (3) gdzie F określa zarejestrowany strumień fotonów (w przypadku oka) lub liczbę fotonów zaabsorbowanych (w przypadku kliszy fotograficznej lub matrycy CCD), zaś podana stała zależy m.in. od przyrządu pomiarowego. Tak zdefiniowana jasność nie jest do końca użyteczna przy porównywaniu wyników pomiędzy różnymi obserwatoriami, stąd nosi ona miano instrumentalnej jasności widomej. Dla ujednolicenia tej wartości wprowadzono tzw. standardowe systemy fotometryczne [7],[16], do których transformuje się instrumentalne jasności widome. Ujemny znak w definicji wielkości gwiazdowej symbolizuje, iż jest to skala odwrócona, tj. bardziej jasne obiekty mają mniejsze wartości magnitudo. Fakt, że zasięg przyrządu pomiarowego możemy określić na podstawie zarejestrowanej jasności najsłabiej widocznych gwiazd, pozwala zdefiniować go również w jednostkach magnitudo jako wartość średnią jasności tych właśnie gwiazd. Inną istotną cechą tak zdefiniowanej jasności jest sposób porównywania blasku obiektów lub jasności instrumentalnych dla tego samego obiektu (wzór Pogsona): m 2 m 1 = 2,5log(F 1 /F 2 ). (4) Słabe oświetlenie docierające nocą do naszej siatkówki oka powoduje rozszerzenie źrenicy, odpowiadającej przesłonie w aparatach fotograficznych [18]. Wówczas zwiększa się rola licznych komórek detekcyjnych oka o niskiej wrażliwości na barwy pręcików. Efektem tego nocą wszystkie koty wydają się szare i stąd trudno jest nam ocenić barwy gwiazd [16]. Z tego powodu wartości magnitudo podaje się wraz z określeniem rejestrowanego zakresu długości fal. Najszersze pasmo 39 określa się dla tzw. jasności bolometrycznej, zaś dla widocznych okiem ludzkim stosuje się filtr V (pasmo V) 40, uwzględniający profil czułości oka na barwy [20]. Czułości oka nie da się zwiększyć, jednak kliszy fotograficznej czy kamery CCD tak. Ponadto dłuższy czas ekspozycji pozwoli także na zarejestrowanie blasku słabszych i odległych obiektów. Jednak we wszystkich przypadkach możemy te przyrządy optyczne usprawnić. Podana wcześniej światłosiła obiektywu odnosi się bowiem do jego średnicy. Większy promień nie oznacza wzrostu powiększenia (kątowego), ale pozwala rejestrować większą liczbę fotonów pochodzących od obiektu 41. Zatem teleskop, lunetę czy lornetkę, przez które patrzymy, o dużej średnicy obiektywu możemy przyrównać do lejka, którym zbieramy światło z większego obszaru powierzchni niż jesteśmy zdolni samodzielnie [16]. Uwzględniając fakt, iż znaczna część obserwacji astronomicznych dokonywana jest z Ziemi, należy wziąć pod uwagę liczne zaburzenia rejestrowanego obrazu. Jednym z nich jest tzw. ekstynkcja atmosferyczna (nieprzezroczystość) oraz ang. seeing 42 [16][18] [19]. Zależnie 39 Teoretycznie λ = (0, + ) [Å]. 40 Dla detektorów CCD należy uwzględnić ich wydajność kwantową (czułość), która jest także funkcją długości fali świetlnej (energii fotonów). 41 Ilość docierającego światła reguluje wspomniana wcześniej przysłona fotograficzna. 42 Seeing to rozmycie obrazu gwiazdy spowodowane drganiami (fluktuacjami w dużej mierze termicznymi) powietrza w atmosferze. 19

20 od kąta obserwacji względem zenitu z, zmienia się grubość atmosfery, którą pokonuje i promień światła. Stąd do pierwotnej instrumentalnej jasności widomej m 0 wprowadza się poprawkę 43 : m f i (z) = m 0 i + K f / cos z, (5) gdzie współczynnik ekstynkcji K f uwzględnia dodatkowo profil gęstości atmosfery 44 oraz współczynnik absorpcji i rozpraszania światła 45, będący de facto funkcją długości fali świetlnej. Jasność obrazu gwiazdy praktycznie nigdy nie przypomina sferycznej funkcji Gaussa, jakiej można się spodziewać po punktowym źródle światła 46 (rys. 4). Z tego powodu do obliczenia wartości F stosuje się metody statystyczne. W najprostszym przypadku F ~ N(V śr V tła śr ), gdzie N oznacza ilość pikseli objętych aperturą gwiazdy 47, V śr jest średnim tła zmierzonym sygnałem pochodzącym od kolistego obszaru gwiazdy, zaś V śr jest średnim sygnałem otaczającym gwiazdę (tło) [16]. Pragnąc zatem poprawić głębię (dynamikę) jasności rejestrowanych obrazów należy zminimalizować wartość promieniowania tła nieba. Składa się na nie szum wprowadzany przez przyrząd pomiarowy 48, blask pochodzący od atmosfery Ziemi i tzw. tło cywilizacyjne, czyli oświetlenie sztuczne. Z tego powodu teleskopów nie buduje się w centrach miast, ale w miejscach oddalonych od cywilizacji. Niestety na tło pochodzące od atmosfery nie jesteśmy w stanie wpłynąć, gdyż jest ono spowodowane rozpraszaniem światła pochodzącego od gwiazd oraz odbitego od planet i Księżyca w górnych jej obszarach. 43 Wyprowadzenie tej zależności można odnaleźć w [16]. 44 Nie uwzględniając jednak pełnej refrakcji astronomicznej. Zjawisko refrakcji astronomicznej, powodowane monotoniczną zależnością gęstości atmosfery od wysokości, powoduje zakrzywienie promienia światła w taki sposób, że odległość zenitalna z maleje w miarę zmniejszania się wysokości [16]. 45 Dla cząstek o rozmiarach znacznie większych od długości fali rozpraszanie ma charakter tłumienia wykładniczego. Jednak gdy nie jest spełniony ten warunek, rozpraszanie przybiera ekstremalnie postać tłumienia proporcjonalnego do λ -4 (rozpraszanie Rayleigha). 46 Dodatkowe zniekształcenia obrazu (zwłaszcza w rogach rejestrowanej klatki) wprowadza układ optyczny instrumentu pomiarowego. Ponadto daje o sobie znać wspomniana wcześniej funkcja Airy ogniska obiektywu, którą zawarto w tzw. funkcji PSF (ang. Point Spread Function). Superpozycja PSF zmienia rozkład jasności w profilu gwiazdy [18]. 47 Stąd wywodzi się nazwa tej metody: fotometria aperturowa. 48 Można go obniżyć poprzez np. chłodzenie matrycy CCD (maleje wówczas ruchliwość elektronów). 20

21 Rys. 4. Rzeczywisty obraz gwiazdy w złych warunkach obserwacyjnych (seeing). (źródło: [18]) Wymienione utrudnienia obserwacji sfery niebieskiej z Ziemi, to nie jedyne problemy z jakimi należy się uporać. W polu widzenia (ang. Field of View, skrótowo FoV) mogą się bowiem znaleźć satelity (nagle pojawiający się błysk odbitego światła lub poruszająca się gwiazda ), samoloty czy meteory 49 (obserwacyjnie interesujące, jednak mogą przeszkadzać w pomiarach). Ponadto istotne są także warunki atmosferyczne. Oczywiście w deszcz czy śnieg nie prowadzi się obserwacji. Podobnie jednak grube chmury (rys. 5) całkowicie uniemożliwiają jakikolwiek pomiar. Zatem wybór miejsca prowadzenia ciągłych pomiarów astronomicznych jest strategiczny. Jego położenie geograficzne powinno zapewniać zdecydowaną większość dni klasyfikowanych jako pogodne, niską wilgotność powietrza oraz rzadką atmosferę, czyli ulokowanie obserwatorium najlepiej wysoko w górach. 49 Okruchy materii międzygwiazdowej (meteoroidy) wpadające i palące się (często również topiące się) w atmosferze ziemskiej. Część z nich dociera do powierzchni Ziemi w postaci meteorytów. 21

22 Rys. 5. Chmury (z lewej strony cienkie, z prawej grube) widoczne na zdjęciach uniemożliwiają obserwację nieba. Efekt ten przypomina szum. (duże powiększenie fragmentu klatki wykonanej prototypem Pi of the Sky w LCO, pozyskanej podczas jednej z szycht 50 autora pracy) Pomiar odległości Do pomiaru odległości obiektu znajdującego się w pewnej odległości od Ziemi można zastosować metodę paralaksy [21]. Dla niewielkich odległości (pomiar odległości do Księżyca czy pobliskich planet) skuteczna będzie paralaksa geocentryczna [16], czyli taka, w której ten sam obiekt równocześnie obserwujemy z dwóch miejsc o różnych współrzędnych geograficznych. Na podstawie znajomości ich liniowej odległości oraz zmierzonej wartości kąta pomiędzy tymi miejscami a badanym obiektem, metodą triangulacji, uzyskamy poszukiwaną odległość od Ziemi. Modyfikacją tej metody jest paralaksa heliocentryczna, tzw. roczna [21], rys. 6. Pozwala ona na zwiększenie dokładności pomiaru bardziej oddalonych obiektów. Jeśli to możliwe poprzez dwukrotny pomiar położenia badanego obiektu np. w ciągu połowy roku (odstęp czasu może być dowolny, jednak dla podanego uzyska się największą dokładność). Dla niezbyt odległych gwiazd ich współrzędne na sferze niebieskiej będą nieco odmienne. Ponieważ parametry ruchu orbitalnego Ziemi są dokładnie wyznaczone (półosie elipsy), obliczenia odległości dokonuje się niemal identycznie jak w metodzie paralaksy geocentrycznej. Jest to jedna z najważniejszych metod pomiaru odległości stosowanych w astronomii. Jeszcze bardziej odległe gwiazdy wymagają innego potraktowania i zastosowania tzw. metody fotometrycznej. Obserwowany strumień światła F zależy od odległości r oraz od mocy promieniowania gwiazdy L według zależności: L F = (6) 2 4πr Po podstawieniu (6) do (3) otrzymamy wartość mocy promieniowania L jako tzw. moduł odległości: 50 Użyte tu słowo szychta to rodzaj dyżuru obserwacyjnego, pełnionego przez jednego z członków zespołu Pi of the Sky w czasie akwizycji danych realizowanej przez system Pi. Jego celem jest zdalny monitoring poprawności działania systemu. 22

23 M = m 5 log r + 5, (7) gdzie m to jasność widoma, zaś r odległość wyrażona w parsekach. Jeśli teraz przyjmiemy odległość obserwatora od gwiazdy wynoszącą 10 parseków (32,6 lat świetlnych), to wartość M we wzorze (7) będzie równa jasności widmowej i zdefiniuje tzw. jasność absolutną [16], [19], której jednostką jest absolutna wielkość gwiazdowa. Do wyznaczenia odległości niezbędna jest zatem znajomość jasności absolutnej, a więc mocy promieniowania gwiazdy. W praktyce zakłada się pewną jej wartość na podstawie wiedzy o innych gwiazdach w danej gromadzie lub, częściej, na podstawie widma promieniowania gwiazdy 51. W najogólniejszym przypadku widmo obiektu jest dopasowywane do modelu promieniowania ciała doskonale czarnego, co pozwala na wyznaczenie temperatury gwiazdy, a także jej typu widmowego. W powyższej metodzie nie została uwzględniona tzw. ekstynkcja międzygwiazdowa [16], a więc osłabienie jasności powodowane przez materię międzygwiazdową pomiędzy obiektem a obserwatorem 52. Fakt ten komplikuje dokładne wyznaczenie odległości, gdyż efekty ekstynkcji są selektywne i zmieniają intensywność promieniowania w funkcji długości fali elektromagnetycznej. Rys. 6. Paralaksa heliocentryczna. (źródło: [26]) Inną drogą pozyskiwania informacji o odległości źródła światła jest tzw. poczerwienienie 53 (ang. red-shift) [16]. Wynika ono ze zjawiska Dopplera polegającego na tym, że częstotliwość fali f = c/λ źródła, które oddala się od obserwatora z prędkością v, ulega 51 Ponieważ pełna metoda spektroskopowa, badająca całe widmo, jest czasochłonna i wymagająca kosztownego sprzętu, w praktyce często korzysta się z metody fotometrycznej i tzw. wskaźników barwy [16], np. CI B-V [20], które pozwalają zgrubnie określić temperaturę gwiazdy. 52 Maleje ono wraz ze wzrostem długości fali. 53 Przesunięcie długości fal świetlnych ku czerwieni. 23

24 zmianie f = f (1 + v/c), gdzie c to prędkość światła. Prowadzi to do przesunięcia widma z = λ / λ = (λ λ) / λ. Ponieważ, zgodnie z prawem Hubble a 54 [19], galaktyki oddalają się od siebie z prędkością proporcjonalną do odległości r między nimi 55, zachodzi w uproszczeniu relacja r ~ z (dla większej dokładności należy użyć modelu kosmologicznego 56 ). Metodę tę stosuje się dla obiektów na odległościach kosmologicznych. Ten sam efekt Dopplera, z powodu ciągłej ekspansji Wszechświata, tłumaczy rozkład widmowy promieniowania tła 57 [22], które przypada głównie na zakres fal radiowych (mikrofal) rejestrowanych przez liczne radioteleskopy [24]. 2.2 Pozagalaktyczne błyski gamma i stowarzyszone błyski optyczne Historia odkrycia GRB W październiku 1963 roku 58 Stany Zjednoczone wystrzeliły w przestrzeń kosmiczną pierwszą serię satelitów Vela, które miały weryfikować przestrzeganie podpisanego porozumienia zakazującego prób nuklearnych w atmosferze i przestrzeni kosmicznej przez wrogie mocarstwa (Partial Test Ban Treaty) [25]. Dwa identyczne satelity, umieszczone na orbicie Ziemi o półosi wielkiej 250 tysięcy kilometrów, pozwalały na monitorowanie całej powierzchni naszej planety. Wyposażone były m.in. w detektory promieniowania X oraz γ. Detektory promieniowania X były w stanie wykryć błysk promieniowania rentgenowskiego bezpośrednio po wybuchu jądrowym. Jednak dla potwierdzenia wykrycia eksplozji nuklearnej dodano także detektory fal gamma. Te ostatnie pozwalały także wykryć testy broni jądrowej przeprowadzane za cienką tarczą lub na niewidocznej wcześniej stronie Księżyca. Ponadto po wybuchu mogło zostać wyemitowane przez wyrzuconą w górę chmurę radioaktywnej materii twarde promieniowanie gamma 59 [26], a więc mógł on zostać wykryty również w późniejszym czasie, gdyby nie zarejestrowały go detektory promieniowania X. W kolejnych latach były wystrzeliwane nowe, nieco usprawnione, satelity Vela (w 1965r. Vela 3, w 1969r. satelity 5a i 5b oraz 6a i 6b). Główne ulepszenie polegało na zwiększeniu dokładności czasowych triggerów 60 zdarzeń (ang. event trigger), co zwiększało rozdzielczość kątową ustalanego później 61 kierunku źródła błysku (w 1969 roku uzyskano około 5º). 54 Jego odkrycie pozwoliło wyjaśnić paradoks dlaczego nocą jest ciemno pomimo, że zakładamy, iż Wszechświat jest nieskończony i pełen gwiazd [16]. 55 Można stąd oszacować odległość źródła światła d = c z / H 0, gdzie H 0 to tzw. stała Hubble a. 56 Kosmologia to nauka o narodzinach i wczesnych dziejach Wszechświata. 57 Promieniowanie reliktowe (szczątkowe), będące pozostałością po Wielkim Wybuchu falami z krańców Wszechświata, które docierają do nas z opóźnieniem i przesunięciem widmowym [4]. 58 W okresie Zimnej Wojny. 59 Promieniowanie wysokoenergetyczne, o najkrótszych długościach fali elektromagnetycznej. 60 Sygnałów informujących o zaistnieniu zdarzenia. Ponieważ zwykle powodują one w następstwie podjęcie szeregu zaplanowanych działań, określa się je również sygnałami wyzwalającymi. 61 Ówczesna technologia nie pozwalała na bezpośrednią lokalizację. 24

25 Rys. 7. Wykres zmian jasności pierwszego wykrytego błysku gamma. (źródło: [26]) Dnia 2 lipca 1967 roku para satelitów Vela 4a, b dokonała pierwszej, znanej w historii ludzkości, rejestracji błysku gamma (ang. gamma-ray burst, w skrócie GRB) [27] (rys. 7). Wyniki nie mogły zostać jednak odtajnione i opublikowane aż do 1973 roku, choć już w 1972 roku stwierdzono, iż owe błyski nie mogły pochodzić ani ze Słońca ani z Ziemi [25]. Powstała wówczas hipoteza, że źródła GRB znajdują się w Galaktyce. Sumarycznie, pomiędzy lipcem 1969 roku a lipcem 1972 roku, satelity Vela 5 i 6 zaobserwowały 16 błysków gamma pochodzenia kosmicznego. Istnienie błysków gamma potwierdził również satelita IMP 6, wystrzelony przez NASA 62 w marcu 1971 roku, którego zadaniem było monitorowanie rozbłysków na chromosferze Słońca (ang. solar flares). Podobne potwierdzenie (po odtajnieniu w 1974 roku) padło ze strony Rosjan, na podstawie danych ze szpiegowskich satelitów Konus, będących odpowiednikiem satelitów Vela. Od tamtego czasu błyski gamma stały się na tyle interesującym zjawiskiem, że co kilka lat na orbitach okołoziemskich są umieszczane kolejne satelity, wyposażone w coraz lepsze detektory promieniowania γ, X oraz VIS (widzialnego) Błyski SGR W 1976 roku wystartowała tzw. Sieć Międzyplanetarna (ang. Interplanetary Network, w skrócie IPN), która funkcjonuje aż po dzień dzisiejszy [27]. Tworzy ją zespół detektorów promieniowania gamma umieszczonych na statkach kosmicznych badających Słońce oraz planety. Zastosowana zaś metoda triangulacji (rys. 8) pozwala obecnie na zlokalizowanie źródła błysku z dokładnością kilku minut kątowych. 62 National American and Space Administration. 25

26 Rys. 8. Metoda triangulacji pozwalająca wyznaczyć lokalizację źródła błysku na podstawie czasu jego detekcji przez różne satelity. (źródło: [26]) 5-go marca 1979 został zauważony błysk gamma, trwający znacznie dłużej niż znane wówczas GRB. Na podstawie danych IPJ zlokalizowano później jego źródło w Wielkim Obłoku Magellana (ang. Large Magellanic Cloud), galaktyki sąsiedniej do naszej, odległej o około 160 tysięcy lat świetlnych. Wyznaczone położenie źródła odpowiadało odkrytej w tej galaktyce niewielkiej mgławicy N49, będącej pozostałością po wybuchu supernowej [26]. Pojawiły się wówczas liczne kontrowersje na temat tego, czy koincydencja 63 tego błysku z N49 jest przypadkiem oraz czy jest to GRB czy też zupełnie inna klasa źródła. Dalsze badania wykazały, iż błysk ten znacząco różnił się od znanych wcześniej GRB nie tylko czasem trwania, lecz również znaczną ilością promieniowania w zakresie fal X (widmo błysku było miększe 64 ) oraz regularnymi oscylacjami w trakcie jego słabnięcia. Zarejestrowane później inne błyski tego typu pozwoliły stwierdzić, iż pochodzą one od nowej klasy obiektów magnetarów [4]. Naprężenia w takiej gwieździe neutronowej, będące skutkiem potężnych natężeń towarzyszącego jej pola magnetycznego, wywołują w niej gwałtowne procesy przebudowy. Powoduje to quasi-cykliczne wyrzucanie w przestrzeń materii z bardzo gęstego wnętrza magnetara, co staje się źródłem powtarzających się tzw. miękkich błysków gamma. Stąd obiekty takie nazwano Soft Gamma-ray Repeaters (w skrócie SGR) [28]. Obecnie SGR zostały już dość dobrze poznane. Jednak zrozumianego mechanizmu powstawania ich błysków nie dało się ekstrapolować na błyski GRB Historia badań cech błysków gamma W kwietniu 1991 roku NASA wyniosło na orbitę satelitę CGRO (ang. Compton Gamma Ray Observatory) [29], która zbierała dane aż przez 9 lat. Wyposażona ona była m.in. w przyrząd pomiarowy BATSE (ang. Burst and Transient Source Experiment) [30]. Posiadał on 8 detektorów promieniowania gamma umieszczonych w rogach satelity, co pozwoliło objąć obserwacjami całą przestrzeń kosmiczną wokół. Jego wielką zaletą był także fakt, iż do wyznaczenia położenia źródła błysku GRB nie potrzebował danych z innych satelitów. BATSE zarejestrowało łącznie 2704 błyski gamma. Rozkład ich współrzędnych okazał się całkowicie przypadkowy (rys. 9), izotropowy 65, nie leżący jedynie w pasie Drogi Mlecznej 63 Zgodność współrzędnych położenia i czasu z zadaną tolerancją. 64 Emitujących większość swojej energii w większych długości fal. 65 Bez wyróżnionego kierunku. 26

27 jak się wówczas spodziewano. Był to silny dowód dla profesora Bohdana Paczyńskiego 66 w czasie debaty The Distance Scale to Gamma Ray Bursts kwietnia 1995 roku, który głosił swój pogląd o pozagalaktycznym pochodzeniu błysków GRB jeszcze kilka lat przed ogłoszeniem wyników BATSE. Jednak główny przeciwnik tej hipotezy w czasie wspomnianej debaty, profesor Donald Q. Lamb, tłumaczył izotropowość błysków efektem halo naszej galaktyki, utrzymując tezę o galaktycznym pochodzeniu błysków gamma. Dopiero kolejne badania potwierdziły słuszność stwierdzenia B. Paczyńskiego. Rys. 9. Mapa we współrzędnych galaktycznych [15] z położeniami 2704 błysków gamma zarejestrowanych łącznie przez BATSE. (źródło: [30]) Zarejestrowane przez BATSE błyski okazały się ponadto całkowicie niepowtarzalne. Obwiednia krzywych blasku jednych była nieskomplikowana, a innych złożona (rys. 10). Jak na astronomiczne skale czasowe (lata i znacznie dłuższe) błyski GRB są zjawiskami trwającymi stosunkowo krótko, a ich krzywe blasku są bardzo szybkozmienne. Na podstawie danych BATSE udało się wyszczególnić dwie grupy: błyski γ krótkie, trwające poniżej 2 s, oraz nie spełniające podanego kryterium błyski długie (rys. 11). 66 Bogdan Paczyński, pracujący przez długi czas w Princeton University, to najwybitniejszy polski astronom XX wieku i jeden z najwybitniejszych astrofizyków na świecie [4][42]. 67 Plan debaty: 27

28 Rys. 10. Różnorodność krzywych blasku GRB zaobserwowanych przez BATSE. (źródło: [26]) Rys. 11. Histogram czasów trwania błysków gamma zarejestrowanych przez BATSE. (źródło: [30]) Pod koniec kwietnia 1996 roku w przestrzeni kosmicznej został umieszczony włoskoholenderski satelita BeppoSAX [31]. Wyróżniał się tym, iż był pierwszym na świecie satelitą zdolnym do obserwacji całego spektrum promieniowania X w zakresie 0, kev. Wyposażono go nie tylko w detektor promieniowania gamma, ale także w szerokokątną (40º) 28

29 i precyzyjną (o rozdzielczości rzędu 5-ciu minut kątowych) kamerę rentgenowską. Dzięki takiej aparaturze dnia 28 lutego 1997 roku [27] satelicie udało się zarejestrować nie tylko błysk gamma (GRB970228), lecz również jego gwałtownie blednącą poświatę w paśmie rentgenowskim. Ponadto, wspomniana wcześniej, precyzyjna kamera pozwoliła po 8 godzinach zlokalizować dokładnie błysk i przesłać tę informację do obserwatoriów naziemnych (teleskopów), które mogły zjawisko to obserwować jako towarzyszącą mu poświatę w zakresie promieniowania widzialnego 68 i radiowego. Bardziej wysokoenergetyczne promieniowanie jest bowiem silnie pochłaniane (w wyniku absorpcji i rozpraszania) przez atmosferę (rys. 12). W wyznaczonym miejscu błysku doszukano się w danych z teleskopu Hubble a niewielkiego obłoku, wskazującego na odległą galaktykę. Rys. 12. Głębokość wnikania promieniowania elektromagnetycznego przez atmosferę ziemską. (z archiwum Pi of the Sky) Dnia 8 maja 1997 roku satelita BeppoSax zarejestrował błysk, dla którego, pierwszy raz w historii GRB, udało się zmierzyć przesunięcie ku czerwieni pozostałej po nim poświaty. Było to możliwe dzięki obserwacji w widmie optycznym, dokonanej kilka dni po błysku przez teleskop Keck. Uzyskano wartość z=0,835, wskazującą na odległość około 7 miliardów lat świetlnych (zdecydowanie poza Galaktyką). Na tej podstawie udało się również oszacować energię źródła tego 15 sekundowego GRB, przy założeniu izotropowości jego promieniowania, odpowiadającą energii wypromieniowanej przez Słońce w przeciągu 10 milionów lat (10 51 ergów). Z kolei 23 stycznia 1999 roku miał miejsce niezwykle silny błysk GRB, którego poświata mogła by zostać dostrzeżona nawet przez zwykłą lornetkę 69. Błysk ten został po raz pierwszy zaobserwowany w zakresie fal widzialnych przez naziemny teleskop optyczny 68 Mówimy, że są to błyski optyczne stowarzyszone z błyskami GRB. 69 Błysk GRB miał jasność widomą rzędu 9 magnitudo. 29

30 ROTSE (ang. Robotic Optical Transient Search Experiment) [32], który podążał za współrzędnymi pola widzenia wysyłanymi przez satelity badające GRB. Dzięki jego lekkiej budowie, w przeciwieństwie do dużych teleskopów, zdołał dotrzeć we właściwe miejsce już po 22 sekundach 70. Astronomowie, po dokładnej analizie opisywanego błysku, wysunęli także wniosek, że energia, którą zarejestrowano, pochodziła z wąskiego dżetu (ang. jet) [4], skierowanego akurat w naszym kierunku [27]. Dżetami natomiast obdarzone są pulsary. Następny istotny, zarejestrowany błysk miał miejsce 5 lipca 1999 roku [27]. Na podstawie pomiaru widma jego poświaty stwierdzono, że wskazuje ono na supernową, gdyż zawiera charakterystyczne linie absorpcyjne żelaza. Fakt ten można uważać za koincydencję dwóch zjawisk: GRB oraz wybuchu supernowej, w wyniku czego Bohdan Paczyński [42] wysunął hipotezę o wybuchu niezwykle masywnej supernowej, którą nazwał hipernową [26]. Potwierdzenie o powiązaniu GRB z supernowymi uzyskano także z danych rentgenowskiego detektora satelity XMM (ang. X-ray Multi-Mirror) [27]. Dla zarejestrowanego błysku GRB doszukano się cech widmowych krzemu, argonu i innych składników, typowych dla materii wyrzucanej przez supernową. Po udanej obserwacji przez ROTSE poświaty w widmie optycznym zaczęto przywiązywać uwagę do skrócenia czasu dostarczania informacji o błysku na Ziemię, w celu rozpoczęcia błyskawicznego ich badania w spektrum widzialnym, podczerwonym i radiowym. Dlatego 4 października 2000 roku NASA wystrzeliło na orbitę satelitę HETE2 (ang. High Energy Transient Explorer) [33], zdolnego również do samodzielnego przeprowadzania własnych analiz widma błysku. Szybki czas reakcji na błysk 4 października 2002 roku pozwolił teleskopom naziemnym zarejestrować dowody śmierci masywnej gwiazdy i pojawienia się w jej miejscu czarnej dziury [27]. Zauważono także, iż dla GRB charakterystyczne są fluktuacje światła poświaty. Nieco później, 23 grudnia 2002 roku, HETE wykrył pierwszy ciemny błysk gamma (ang. dark GRB). Otóż niemal połowa wszystkich GRB wydaje się być pozbawiona poświaty optycznej. Energia takiego błysku ciemnego jest niemal całkowicie skupiona w zakresie promieniowania fal γ [34]. Nie jest jednak wykluczone, że przyczyną owej ciemności jest zbyt późno rozpoczęta obserwacja błysku [27]. Dnia 17 października 2002 roku do satelitów badających błyski gamma dołączył satelita wysłany przez Europejską Agencję Kosmiczną INTEGRAL (ang. International Gamma Ray Astrophysics Laboratory) [35], zaś 2 lata później, 20 listopada 2004, wystrzelona przez NASA sonda SWIFT [36]. Oprócz rosnącej precyzji i szybkości lokalizacji źródła błysku, satelita SWIFT charakteryzuje się większą czułością detektorów oraz zdolnością do rejestracji również niskoenergetycznych błysków gamma. Wyposażony został w teleskop promieniowania BAT (ang. Burst Alert Telescope), pokrywający około 2 steradiany nieba (rys. 13), detektor promieniowania rentgenowskiego XRT (ang. X-ray Telescope) oraz mały teleskop dla fal widzialnych i ultrafioletowych UVOT (ang. Ultraviolet/Optical Telescope), który nakierowuje się w miejsce GRB wyznaczone przez pozostałe detektory. 70 Szybki spadek jasności po błysku gamma powoduje, iż dłuższy czas reakcji teleskopu wymaga aparatury o większym zasięgu instrumentalnym (wyższej czułości i rozdzielczości). Duże teleskopu naziemne wymagają długiego czasu dojazdu do wskazanego celu. Niewielkie pole widzenia takich teleskopów wymaga z kolei dużej precyzji wskazanego położenia. Stąd historyczna trudność w obserwacji poświat optycznych błysków GRB. 30

31 Rys. 13. Pole widzenia detektora BAT umieszczonego na satelicie SWIFT. Czułość detektora nie jest jednorodna, lecz uzależniona od kierunku źródła. (źródło: [36]) Wkrótce, 5 lutego 2008 roku, NASA wystrzeli kolejnego satelitę o nazwie GLAST (ang. The Gamma Ray Large Area Space Telescope) [37]. Jego główna odmienność to zdolność do rejestracji błysków gamma o wiele bardziej energetycznych niż te, które dostrzega obecnie SWIFT [43]. Dla sprawnego przepływu bieżących informacji o danych i wynikach analiz błysków GRB od 1993 roku funkcjonuje specjalna sieć BACODINE (ang. BATSE Coordinates Distribution Network), której nazwę zmieniono później na GCN (ang. The Gamma ray Bursts Coordinates Network) [38]. Jest to sieć rozgłoszeniowa współrzędnych GRB m.in. dla szybkiej reakcji teleskopów naziemnych, funkcjonująca głównie za sprawą Internetu (rys. 14). Rys. 14. Schemat sieci GCN. (źródło: [38]) 31

32 Podsumowując, błyski GRB to niezmiernie energetyczne zjawisko o czasie trwania od setnych sekund do setek sekund. Najodleglejszy zarejestrowany (przez satelitę SWIFT) dotąd błysk (GRB050904) pochodził od źródła oddalonego o 13 miliardów lat świetlnych (z=6,29). Obecnie rejestruje się średnio błyski dziennie. W przyszłości liczy się jednak na wzrost tej liczby, aby móc tworzyć lepsze modele statystyczne, pozwalające pozyskiwać nowe informacje o błyskach, oraz poszukiwać koincydencji GRB z innymi zjawiskami obserwowanymi w Kosmosie czy pochodzącymi z niego cząstkami (pękami kosmicznymi). Zjawisku błysków GRB niezmiennie towarzyszą liczne hipotezy i modele [39] na temat ich natury i mechanizmu powstania. Jednym z aktualnych wyjaśnień pochodzenia długich błysków GRB, trwających ponad 10 sekund [3][27], jest kolaps super masywnej gwiazdy (hipernowej), do czarnej dziury. Dla błysków krótkich podejrzewa się natomiast mechanizm złączenia dwóch gwiazd neutronowych w ciasnym układzie podwójnym w czarną dziurę [40]. W 2005 roku została również zaproponowana nieco inna wizja generacji błysków γ, których źródłem mógłby być wybuch supernowej i powstanie gwiazdy kwarkowej [41], zbudowanej z kwarków. Selekcji, które z modeli są potencjalnie realne, dokonują w sposób naturalny wciąż napływające nowe dane z analiz samych błysków. Ogólnie błyski GRB mają niewątpliwie ścisły związek z kosmologią. Jedno jest pewne: nikt nie stoi z założonymi rękoma, a już na pewno nie Wszechświat, który wciąż zadziwia i intryguje. 32

33 3 Projekt Pi of the Sky Eksperyment Pi of the Sky [44] to projekt zainicjowany przez Instytut Problemów Jądrowych im. Andrzeja Sołtana we współpracy z licznymi uniwersytetami i innymi instytutami naukowymi, głównie polskimi, lecz nie tylko. Biorą w nim udział m.in.: Centrum Fizyki Teoretycznej Polskiej Akademii Nauk (PAN), Uniwersytet Warszawski i Politechnika Warszawska. Od początku przedsięwzięcia uczestniczył w nim Bohdan Paczyński z Princeton University. Inspiracją do powstania projektu był niezwykły rezultat eksperymentu ROTSE [32], który osiągnął najkrótsze jak do tej pory opóźnienie czasu naziemnej obserwacji optycznej poświaty GRB po zarejestrowanym przez satelity błysku gamma. W odniesieniu do wagi tego dokonania na taki wynik pozwoliła niezbyt kosztowna i niemal amatorska aparatura [16]. Wnioskiem z tego przykładu jest fakt, że odkrycia nie zawsze są proporcjonalne do wielkości posiadanego teleskopu. Dlatego też Pi of the Sky to zespół niewielkich teleskopów o nieprzeciętnych możliwościach, które zostaną przedstawione w kolejnych podrozdziałach. 3.1 Cel i koncepcja eksperymentu Celem eksperymentu Pi of the Sky jest ciągłe monitorowanie nieba z dużą rozdzielczością czasową (rzędu 10 s), mające na celu badanie szybkozmiennych zjawisk astrofizycznych, tj. źródeł światła na sferze niebieskiej zmieniających swoją jasność widomą w czasie od pojedynczej sekundy do nawet roku. Działanie takie ma zapewnić: detekcję błysków optycznych stowarzyszonych z pozagalaktycznymi błyskami gamma (GRB) 71, tj. ich poświat optycznych, oraz zmierzenie ich jasności, a w najgorszym razie określenie limitów (maksymalnych 72 i minimalnych jasności) [45][46][47], badanie zmienności gwiazd i ich katalogowanie z określeniem typu gwiazdy [48], wykrywanie rozbłysków nowych, nie skatalogowanych dotąd gwiazd oraz pojaśnień spowodowanych istnieniem supernowych i blazarów. Zadaniem systemu aparatury Pi jest również reakcja na alerty sieci GCN z jak najkrótszym czasem opóźnienia oraz śledzenie pola widzenia wybranych satelitów wykrywających GRB. Postawione powyżej cele są często sprzeczne ze sobą, gdyż nie raz wymagają obserwacji kilku odległych miejsc sfery niebieskiej jednocześnie. Rozwiązanie tego problemu nie jest trywialne. Niezbędne jest bowiem ustalenie priorytetu obserwowanych obszarów nieba. System Pi musi pracować według pewnego kryterium wyboru rejestrowanych pól nieba 73, dokonując stosownego pogodzenia wszystkich, stawianych mu wymogów. Pole widzenia satelitów może się zmieniać dość dynamicznie, niekoniecznie na sąsiednie. Z kolei chęć posiadania danych, pozwalających na uzyskanie jak najdokładniejszych krzywych blasku gwiazd zmiennych, wymaga częstej obserwacji tych samych pól nieba. Ponadto istotne jest, aby dla danego pola te same obiekty, obserwowane co pewien czas (np. kilka dni czy miesięcy), posiadały zbliżone położenie w płaszczyźnie detektora obrazu, zapewniając podobne zniekształcenia obrazu i wzmocnienie, a więc stałość parametrów aparatury. Biorąc jednak pod uwagę, że w centralnej części pola widzenia aparatury Pi zniekształcenia wprowadzane przez optykę są najmniejsze, najlepiej byłoby 71 Najbardziej oczekiwane jest zarejestrowanie poświat optycznych krótkich błysków GRB. 72 Jeśli poświata domniemanego błysku GRB ma jasność poniżej zasięgu aparatury i na zdjęciach nie widać żadnego pojaśnienia, to można przesłać limit jasności np. do sieci GCN. 73 Pole nieba jest to fragment sfery niebieskiej, uzyskany po jej podziale na stałe obszary, których rozmiar zależy od pola widzenia aparatury. 33

34 nakierowywać detektory dokładnie na interesujące miejsce sfery niebieskiej, którego współrzędne (z określoną niepewnością) przesłał np. satelita. Innym czynnikiem utrudniającym obserwacje są zjawiska atmosferyczne takie jak chmury czy opady. W tym drugim przypadku należy przerwać obserwacje i zabezpieczyć całą aparaturę, chroniąc ją przed uszkodzeniem przez niekorzystne warunki otoczenia. Podobnie trzeba postąpić w ciągu dnia, kiedy pomiary nie są przeprowadzane, a działanie promieni słonecznych również nie jest pożądane, gdyż mogą przykładowo silnie nasycić ładunkiem elektrycznym matryce CCD kamer. Wpływ czynników atmosferycznych można jednak zminimalizować wybierając odpowiednie położenie geograficzne systemu Pi. Jednak wiąże się z tym wiele komplikacji. Mianowicie, z racji tego, iż eksperyment kontrolowany jest z Polski, dogodna lokalizacja systemu będzie zawsze odległa. Zatem niezbędne jest połączenie sieci systemu Pi z siecią internetową, do której dostęp w wolnym od poświaty światła cywilizacyjnego położeniu geograficznym jest zwykle ograniczony. Wymusza to konieczność spełnienia przez system Pi następujących kryteriów: w jak największym stopniu autonomiczną pracę, niezawodność aparatury, gdyż bezpośrednia ingerencja człowieka w krótkim czasie jest zwykle poza zasięgiem możliwości, redundancja sprzętu, dająca możliwość przejęcia zadań uszkodzonego elementu systemu przez inny, stabilność całego systemu przejawiającą się w możliwie bezbłędnym oprogramowaniu. Główna koncepcja eksperymentu polega na: rejestrowaniu klatek fragmentów nieba za pomocą kamer CCD z szerokokątnymi obiektywami, zastosowaniu robotyki w montażach paralaktycznych przemieszczających kamery, automatycznej analizie obrazów dokonywanej przez komputery klasy PC, gdyż niezbędna jest własna detekcja błysków i układ wyzwalania alertów, katalogowaniu pozyskanych danych w bazie danych, kontrolowaniu systemu i wyciąganiu wniosków z jego działania podczas conocnych szycht, odbywanych przez członków zespołu Pi i kończących się stosownym raportem. Z racji ogromnych strumieni danych (obecnie 3000 klatek odpowiada około 25 GB danych zebranych w ciągu nocy przez jedną kamerę), pochodzących z wykonywanych zdjęć nieba, projekt Pi of the Sky zalicza się do tzw. astronomii terabajtowej [42]. Wymagana jest zatem znaczna moc obliczeniowa oraz pojemne dyski komputerów, zdolnych prowadzić analizę obrazu i akwizycję danych. Ponieważ prawie każdy złożony eksperyment, realizowany przy udziale zespołu ludzi, budowany jest etapami, tak samo jest w przypadku Pi of the Sky. Można wyróżnić w nim dwie główne fazy projektu: sukcesywnie ulepszany prototyp, będący źródłem cennych doświadczeń, oraz pełen system. Prototyp składa się m.in. z dwóch kamer, natomiast docelowo pełen system będzie ich zawierał łącznie 32, pozwalając na osiągnięcie pola widzenia rzędu ¼ pełnego kąta bryłowego 74. Ponieważ wartość pełnego kąta bryłowego wynosi 4π steradiany, stąd właśnie wywodzi się nazwa projektu (¼ całej sfery niebieskiej) π of the Sky. 74 W przybliżeniu 2 steradiany, co odpowiada polu widzenia do około 20 nad horyzontem. 34

35 3.2 Prototyp Aparatura Pierwsza aparatura eksperymentu Pi of the Sky to umieszczona na ruchomym montażu kamera zbudowana według projektu Genesis 75, wyposażona w matrycę CCD KAF401E firmy Kodak o rozdzielczości pikseli. Została ona zainstalowana w Brwinowie k. Warszawy w listopadzie 2002 roku i zbierała dane przez 10 miesięcy. Po tym okresie kamerę komercyjną zastąpiono znacznie lepszą kamerą [49], posiadającą matrycę CCD442A firmy Fairchild o rozdzielczości pikseli i geometrycznym rozmiarze piksela 15µm 15µm oraz 16-bitowy przetwornik analogowo-cyfrowy. Taki zestaw pracował przez kolejny miesiąc. Trzy miesiące później zostały zbudowane już dwie, takie specjalnie opracowane kamery CCD, z bardzo trwałą migawką (ang. shutter), wytrzymującą około 10 7 cykli otwarcia-zamknięcia. Kamery te były ponadto wyposażone w obiektywy firmy Zeiss o ogniskowej f równej 50 mm i aperturze f/1,4 76. Pozwoliło to osiągnąć pole widzenia o rozmiarach kątowych rzędu Zostały one umieszczone na montażu paralaktycznym (początkowo opartym na projekcie ASAS [51], o maksymalnym czasie dojazdu do punktu nad horyzontem poniżej jednej minuty), i skierowane w ten sam punkt sfery niebieskiej. Rys. 15. Aparatura systemu Pi umieszczona w Brwinowie. (źródło: [44]) Po miesięcznych testach w Brwinowie (rys. 15), m.in. ze względów pogodowych, pod koniec czerwca 2004 roku system Pi został umieszczony w obserwatorium Las Campanas (LCO) w Chile [50], a więc na południowej półkuli Ziemi. W lokalizacji tej znajdują się również dwa inne polskie eksperymenty: ASAS 77 [51] oraz OGLE 78 [52], co często pomaga 75 Strona projektu: 76 Czyli jasności wynoszącej Projekt zajmujący się głównie badaniem gwiazd zmiennych. 78 Projekt, którego celem jest badanie mikrosoczewkowania grawitacyjnego [53]. Polega ono na tym, że światło pochodzące np. od gromady gwiazd zostanie skupione przez masywną gwiazdę leżącą na drodze promienia świetlnego. Strumień świetlny jest wtedy gęstszy, co obserwujemy jako pojaśnienie lub błysk. 35

36 rozwiązywać problemy logistyczne. Ponadto prototyp jest chroniony od złych warunków atmosferycznych poprzez kopułę (ang. dome) projektu ASAS (rys. 16). Rys. 16. System Pi tuż przy aparaturze ASAS w Las Campanas Observatory. Po lewej stronie zostało zamieszczone zdjęcie kopuły z aparaturą, zaś po prawej widok aparatury po zbliżeniu. (źródło: [44]) Czułość detektorów aparatury Pi pozwoliła uzyskać w LCO zasięg 11 m przy 10-cio sekundowym czasie ekspozycji oraz 13 m po zsumowaniu 20-stu kolejnych klatek. Szum odczytu RN (ang. Readout Noise) został zredukowany do poziomu elektronów, za sprawą chłodzenia matryc kamer do temperatury -10 C. W maju 2006 kamery zostały ponownie zmienione i znajdują się w LCO aż po dzień dzisiejszy. Są one wyposażone w nieco inne matryce CCD STA0820 firmy STA 79, ale o tej samej rozdzielczości i zbliżonych parametrach, oraz obiektywy firmy Canon o jasności 1,2 i dłuższej ogniskowej, wynoszącej 85 mm. Spowodowało to zmianę pola widzenia do wartości i rozdzielczości kątowej (kątowego rozmiaru piksela) do około 36, a także poprawę zasięgu do 12 m dla jednej klatki oraz do 14 m po zsumowaniu 20-stu kolejnych klatek Sterowanie: funkcjonowanie systemu i panowanie nad nim Funkcję sterowania systemu prototypowego pełnią dwa komputery 80 z zainstalowanym systemem operacyjnym Linux. Do jednego z nich, za pośrednictwem magistrali USB podłączone są dwie kamery. Dodatkowo, za pośrednictwem portu szeregowego RS232 steruje on montażem aparatury. Komputery są tak skonfigurowane, iż możliwe jest ich zdalne uruchamianie i wyłączanie, łącznie ze zmianą dysków startowych i obrazu systemu. Istnieje także dostęp za pośrednictwem sieci Internet do konsoli sterującej, jak również do sterowania listwami zasilającymi, opisanymi w dalszej części pracy. Takie rozwiązanie zapobiega sytuacji, kiedy z powodu nieprawidłowego oprogramowania lub uszkodzonego fragmentu komputera (np. dysku twardego) nie jest możliwa dalsza praca prototypu bez bezpośredniej ingerencji człowieka. W celu usprawnienia niezawodności systemu Pi oprogramowanie zostało podzielone na bloki o ściśle określonych funkcjach [54] (rys. 17), które komunikują się ze sobą za pomocą mechanizmu CORBA 81 (ang. Common Object Request Broker Architecture). 79 Zaawansowane prace nad kamerami z tym detektorem rozpoczęły się już w 2004 roku. 80 Wyposażone m.in. w procesory Intel Pentium IV, taktowane zegarem 2,40 GHz, i pamięć RAM o pojemności 1GB. Ich dyski z danymi, po zapełnienieniu, są co pół roku podmieniane fizycznie i przywożone do Warszawy. 81 Strona internetowa: 36

37 Głównym elementem jest PIMAN (ang. Pi Manager), który kolejkuje całą komunikację w systemie i sprawuje nad nim arbitralną władzę. Blokami wykonawczymi są: MOUNT, moduł sterujący montażem paralaktycznym, dbając o jego poprawne pozycjonowanie w czasie, DAQ (Data Acquisition), moduł sterujący kamerami, a także realizujący wstępną analizę i obróbkę zdjęć w czasie rzeczywistym. Natomiast blokami sterującymi są: CRON, linuksowa usługa (demon), uruchamiająca inne programy (np. PIMANa) w zadanym czasie, RUNSCRIPT, który wysyła do PIMANa skrypt nocny (SCRIPTS) z komendami, realizowanymi zgodnie z zawartym w nim harmonogramem, GCN, lokalny serwer odbierający alerty z sieci GCN i w razie potrzeby generujący sygnał do PIMANa o konieczności zmiany obserwowanego pola na zgodne z otrzymanymi ze wspomnianej sieci współrzędnymi błysku, HETE, moduł pozwalający na śledzenie pola satelity HETE, INTEGRAL bądź SWIFT, PISHELL (ang. Pi Shell), będący powłoką systemu Pi, pozwalającą na przejęcie sterowania ręcznego. Rys. 17. Blokowa budowa oprogramowania prototypu. (źródło: [54]) Każdej nocy generowany jest skrypt opisujący podstawowy harmonogram działania systemu Pi. Jego realizacją zajmuje się PIMAN. Kiedy warunki pogodowe są dobre i kopuła (ang. dome) jest otwarta uruchamiany jest DAQ i MOUNT. Początkowo DAQ inicjuje kamery, schładza je i przeprowadza niezbędną do dalszych obserwacji kalibrację. Polega ona na wykonaniu serii ciemnych klatek 82 (ang. dark frames) i uśrednieniu ich. W tym czasie 82 Są to zdjęcia wykonane przy zamkniętej migawce. 37

38 MOUNT dokonuje kalibracji montażu, jeśli ten nie został prawidłowo zaparkowany (ustawiony w tzw. pozycji home) po poprzedniej nocy. Obserwacja danego pola sfery niebieskiej polega na nakierowaniu osi głównej montażu paralaktycznego (żargonowo: dojechaniu montażem) w położenie odpowiadające środkowi pola (MOUNT), a następnie wykonaniu zadanej serii klatek z pomocą modułu DAQ 83. Oczywiście w tym czasie montaż cały czas wykonuje korekcję pozycji kompensując obrotowy ruch Ziemi. Blok DAQ odejmuje od każdej klatki uśrednioną klatkę ciemną, a następnie dzieli przez klatkę płaską, otrzymaną przy jednorodnym oświetleniu. Pozwala to na znaczną poprawę jakości danych poprzez zminimalizowanie szumu w obrazie (odjęcie części tła), wyeliminowanie uszkodzonych pikseli matrycy (o stałej jasności) oraz redukcję niejednorodnej czułości matrycy. Następnie obraz poddany jest działaniu filtra wyostrzającego. Tak otrzymana klatka magazynowana jest tymczasowo na dysku komputera. W kolejnym etapie DAQ wykonuje procedurę fotometrii 84 oraz astrometrii 85. Wyszukuje on wszystkie pojaśnienia punktowe, wyznacza odpowiadające im współrzędne równikowe oraz jasność wyrażoną w jednostkach magnitudo. Po tym etapie następuje unormowanie zgromadzonych wielkości gwiazdowych w celu otrzymania rzeczywistej, a nie instrumentalnej, jasności widomej. Normowanie to jest możliwe na podstawie porównania z katalogiem TYCHO 86 [55] uzyskanych jasności gwiazd z uznanymi za stałe. Takie zestawienie danych pozwala także sprawdzić odstępstwo współrzędnych środka klatki od nastawionej pozycji montażu. Jeśli się pokrywają mówimy, że astrometria zbiegła. W przeciwnym razie do modułu MOUNT przesyłane są współrzędne uzyskane na podstawie obrazu gwiazd stałych i dokonywana jest stosowna korekta położenia montażu 87. W ten sposób możliwe jest bardzo precyzyjne prowadzenie kamer w układzie zamkniętej pętli sprzężenia zwrotnego. Jeśli w prototypie sprawna jest tylko jedna kamera, dane (współrzędne i wielkość gwiazdowa) o wszystkich gwiazdach z klatki, po eliminacji obiektów uznanych za satelity 88, mogą zostać zapisane do bazy danych 89. Proces ten nazywa się katalogowaniem. W przypadku dwóch kamer zostaje on jeszcze poprzedzony sprawdzeniem koincydencji pojaśnień, ponieważ w prototypie obie kamery obejmują to samo pole jednocześnie. Pozwala to wyeliminować ze strumienia danych gorące piksele (ang. hot pixels), błędnie sklasyfikowane błyski związane z fluktuacjami chmur oraz pojaśnienia spowodowane promieniowaniem kosmicznym (np. mionami kosmicznymi). Oprócz wspomnianego katalogowania na podstawie szeregu klatek dla danego pola sfery niebieskiej przeprowadzane jest rozpoznawanie gwałtownych pojaśnień obiektów (odpowiadającym im pikseli). Algorytmy rozpoznawania błysków i rozbłysków zostały początkowo zaczerpnięte z projektu ASAS. Obecnie jednak znacznie ewoluowały w oparciu o algorytmy stosowane w eksperymentach fizyki wysokich energii. Niestety aparatura 83 Dla zwiększenia zasięgu aparatury i poprawy jakości danych wykonywane są także sumy po 20 klatek. 84 Opracowane zostały dwa algorytmy: szybki, stosujący fotometrię aperturową, oraz precyzyjny, dopasowujący do jasnego obiektu z sumy 20 klatek profil gaussowski. W praktyce szybki algorytm okazał się w zupełności zadowalający, co pozwoliło poprawić wydajność całej analizy. 85 Proces znajdowania gwiazd na klatce, w którym porównywane są ich wzajemne położenia z katalogiem znanych obiektów. W efekcie otrzymane zostają bezwzględne współrzędne na sferze niebieskiej. 86 Katalog I/259 The Tycho-2 Catalogue (Hog+2000) zawiera ponad 2,5 miliona gwiazd i jest kompletny do 11,5 magnitudo [16]. Powstał on na podstawie części danych zebranych przez satelitę Hipparcos w latach [4]. 87 Błędy w precyzyjnym ustawieniu kierunku montażu może wywołać m.in. poślizg na jednej z przekładni. 88 Położenie części satelitów jest udostępniane publicznie w sieci Internet. 89 Obecnie stosowana jest baza danych PostgreSQL, lecz w przyszłości może zastąpić ją komercyjna baza danych DB2 firmy IBM. 38

39 prototypu nie pozwala na automatyczne odrzucanie wszystkich błysków wywołanych poprzez obiekty bliskie (np. odbicia od satelitów 90, meteory oraz światła samolotów). Dlatego po nocy konieczna jest finalna, ręczna analiza danych, jednak redukcja przeprowadzana przez oprogramowanie sprawia, iż nie jest to zbyt uciążliwe. System Pi posiada także możliwość generowania własnych triggerów o błyskach i wysyłania alertów do sieci GCN. Skrypty, które wykonuje system, są tak napisane, iż każda noc rozpoczyna się i kończy wieczornym i porannym dwudziestominutowym skanem nieba. Polega on na obserwacji każdego z dostępnych pól nieba nad horyzontem przez pewien czas tak, aby pokrycie całej sfery niebieskiej w dłuższym okresie było możliwie równomierne [56]. Jest to zabieg istotny szczególnie dla analizy gwiazd zmiennych. Harmonogram środka nocy polega natomiast na obserwacji innych, konkretnych pól nieba (np. na podstawie listy obiektów GTN 91 ) lub nieustannym podążaniu za polem widzenia jednego z satelitów poszukujących pozagalaktyczne błyski gamma. Takie działanie daje szansę samodzielnego wykrycia błysku, a także jego obserwacji przed i po momencie zauważenia go przez satelitę. Gdy przez sieć GCN wpłynie do systemu informacja o GRB zarejestrowanym przez inny eksperyment to, jeśli jego współrzędne są osiągalne dla pola widzenia aparatury Pi, montaż zmienia swoje położenie i system wykonuje 30-sto minutową obserwację pola błysku, po czym następuje powrót do poprzedniej pozycji. Dla zapewnienia ciągłej kontroli nad aparaturą Pi za pomocą serwerów w Polsce realizowany jest jej monitoring. Co 5 minut przesyłane są do Warszawy pliki opisujące status i logi poszczególnych komponentów systemu Pi, zaś co 20 minut kopiowane są niewielkie, skompresowane pliki zebranych obrazów. Pozwala to na obserwację stanu operacji realizowanych przez komputery w Chile nawet poprzez stronę WWW, bez konieczności logowania się do konsoli sterującej przez SSH. Ponadto na serwerze w Warszawie funkcjonuje program zwany watchdogiem, który bada jakość połączenia z LCO, zbiera informacje o alertach GCN oraz sprawdza, czy logi systemu Pi są poprawnie dopisywane. Zależnie od indywidualnych ustawień członkowie eksperymentu biorący udział w szychtach otrzymują stosowny , a nawet wiadomość SMS. 3.3 Kompletny system Zadaniem pełnego systemu Pi of the Sky jest pokrycie polem widzenia znacznie większej części sfery niebieskiej. Wiąże się z tym wyzwanie związane zarówno z budową nowszej aparatury pomiarowej, jak też rozbudową całej infrastruktury komputerowej. Większy strumień danych wymaga bowiem znacznie szybszego przetwarzania i analiz obrazów. Docelowo na projekt aparatury ma składać się 8 montaży paralaktycznych. Na każdym z nich zostaną umieszczone 4 kamery, o polu widzenia 20 20, tj. o obiektywie i rozdzielczości matryc CCD identycznych jak obecnie w prototypie. Daje to łączną sumę 32 małych, szerokokątnych teleskopów. Jak można się domyśleć po przeczytaniu opisu prototypu zarządzanie taką dużą liczbą komponentów nie należy do łatwych. Nadal wymagane są: niezawodność oprogramowania, bezawaryjność sprzętu, redundancja przejawiająca się w zdolności do odcinania uszkodzonych fragmentów systemu i przejmowania ich roli przez inne komponenty, możliwość zdalnego przywracania poprawnego działania systemu. Atutem systemu Pi powinna być także jego pełna skalowalność pozwalająca łatwo zwiększać liczbę kamer w systemie. 90 Długi czas ekspozycji powoduje, że często są one jednak widoczne jako linie (podłużny ślad). 91 The Global Telescope Network: 39

40 Postawione wymagania wiążą się również z filtracją danych. W prototypie można sobie pozwolić na ręczne odrzucanie kilku do kilkudziesięciu przypadków błysków (tj. wygenerowanych przez system własnych triggerów) niepoprawnie sklasyfikowanych przez algorytmy automatycznego wykrywania. Jednak pełny system musi być jeszcze bardziej autonomiczny. Dlatego nie powinien być czuły przede wszystkim na obiekty takie jak satelity, samoloty i chmury, a także błędy aparaturowe takie, jak niekontrolowane poruszenie się montażu czy gorące piksele kamer. Rozwiązaniem tego zagadnienia jest zastosowanie, wspomnianej już w pracy, metody pomiaru odległości paralaksy (rys. 18). Rys. 18. Wykorzystanie paralaksy do odrzucania bliskich obiektów. (źródło: [21]) Idea pomysłu wykorzystania zjawiska paralaksy polega na podzieleniu systemu na dwa segmenty umieszczone w różnych miejscach (ang. site, viewpoint), położonych w odległości ok. 150 km od siebie (rys. 19). Obiektywy kamer w obu segmentach mogą być skierowane w te same punkty na sferze niebieskiej. Równoczesne wykonywanie zdjęć w ten sposób z dwóch miejsc i wykonanie koincydencji źródeł światła na obrazach pozwoli wyeliminować obiekty bliższe Ziemi niż km, co wystarcza na odrzucenie błysków pochodzących od samolotów i satelitów 92. Dodatkowo dla dokładniejszej i szybszej obserwacji rozważa się wyposażenie jednego z segmentów w niewielki teleskop, odróżniający się od pozostałych kamer większym zasięgiem, pozwalającym na rejestrowanie obiektów o mniejszych jasnościach. W przypadku błysków GRB oznacza to możliwość dłuższego czasu obserwacji ich szybko zanikającej poświaty. 92 Dla chmur wystarczyłoby sprawdzenie koincydencji z tego samego położenia geograficznego tak, jak ma to miejsce w prototypie. 40