D. OPIS PROJEKTU BADAWCZEGO, METODYKA BADAŃ ORAZ CHARAKTERYSTYKA OCZEKIWANYCH WYNIKÓW

Transkrypt

1 D. OPIS PROJEKTU BADAWCZEGO, METODYKA BADAŃ ORAZ CHARAKTERYSTYKA OCZEKIWANYCH WYNIKÓW 1. Cel naukowy projektu (jaki problem wnioskodawca podejmuje się rozwiązać, co jest jego istotą, dokładna charakterystyka efektu końcowego) Celem projektu jest obserwacja błysków optycznych towarzyszących błyskom gamma (Gamma Ray Bursts, GRB) oraz innych krótkotrwałych zjawisk optycznych z rozdzielczością czasową od 10 sekund do dni, miesięcy i lat. Błyski gamma są krótkimi, bardzo intensywnymi wybuchami promieniowania elektromagnetycznego. Obserwujemy je we wszystkich możliwych pasmach promieniowania: od promieniowania gamma, poprzez zakres rentgenowski i optyczny do zakresu radiowego. Choć od odkrycia GRB minęło już ponad 40 lat wciąż wiemy bardzo niewiele o mechanizmie ich powstawania. Jednym z powodów jest szczupłość danych obserwacyjnych w innych obszarach widma. Choć dotychczas zarejestrowano ponad 3000 błysków gamma jedynie w kilku przypadkach błysk zaobserwowano od samego początku także w paśmie optycznym. Wynika to z dotychczas stosowanej strategii obserwacyjnej: duże obszary nieba są bez przerwy monitorowane przez dedykowane satelity poszukujące błysków gamma, informacje o błysku i o kierunku, z którego nadeszło promieniowanie są przesyłane na Ziemię, na jej podstawie duże i małe teleskopy próbują jak najszybciej obrócić się we wskazanym kierunku i podjąć obserwację źródła GRB. Choć system monitoringu satelitarnego pozwala rejestrować promieniowanie gamma od początku wybuchu, to obserwacje optyczne są istotnie opóźnione i rozpoczynają się prawie zawsze już po jego zakończeniu. Tym samym w większości wypadków obserwowana jest jedynie poświata optyczna, a nie pierwotne promieniowanie optyczne emitowane jednocześnie z promieniowaniem gamma. Tym czasem wczesne obserwacje optyczne, tuż przed i w trakcie zarejestrowania emisji gamma przez satelity, niosą ze sobą ważne informacje na temat fizycznego mechanizmu powstania rozbłysku. Przyjmuje się, że GRB powstają w wyniku wyrzucania ultrarelatywistycznych strug materii przez tworzące się czarne dziury. Mamy nadzieję, że wczesne obserwacje optyczne, wraz z pomiarami w innych zakresach widma, pozwolą nam głębiej wejrzeć w mechanizmy powstawania tych obiektów. Najlepszym przykładem kluczowej roli obserwacji optycznych jest niedawna obserwacja błysku GRB080319B, w której kluczową rolę odegrał prototyp Pi of the Sky działający od roku 2004 w Las Campanas Observatory (LCO) w Chile. Zebrane dane wykazały, że wczesne promieniowanie optyczne i promieniowanie gamma powstają w tym samym obszarze strugi, ale muszą być wynikiem różnych procesów fizycznych. Przełomowe wyniki obserwacji GRB080319B są szerzej przedstawione w części 3 opisu. Jedynym możliwym rozwiązaniem zapewniającym wysoką efektywność rejestracji wczesnej emisji optycznej jest ciągłe monitorowanie dużego obszaru nieba w zakresie widzialnym z dużą rozdzielczością czasową. Wyjątkową możliwość podjęcia takich obserwacji stwarza aparatura detekcyjna, której budowa w ramach współpracy Pi of the Sky została właśnie zakończona (grant inwestycyjny MNiSW, decyzja 5230/IA/621/2005). Unikatowa w skali światowej konstrukcja powstała w wyniku wieloletnich prac badawczo-rozwojowych prowadzonych przez polskich fizyków i inżynierów m.in. w Instytucie Problemów Jądrowych w Świerku, Centrum Badań Kosmicznych PAN w Warszawie, Centrum Fizyki Teoretycznej PAN w Warszawie Instytutu Systemów Elektronicznych PW, na Wydziale Fizyki UW oraz przy udziale studentów z Wydziału Matematyki, Mechaniki i Informatyki UW, Wydziału Nauk Przyrodniczych UKSW i z Wydziału Fizyki Politechniki Warszawskej.. System wyposażony w 24 kamery CCD pozwoli na jednoczesną obserwację około 1.5 steradiana sfery niebieskiej, co stanowi obszar porównywalny z polem widzenia detektorów gamma satelitów SWIFT i GLAST (głównych satelitów badających obecnie GRB). Tym samym dla dużej części błysków gamma rejestrowanych przez te satelity (pod warunkiem, że błysk znajdował się w miejscu widocznym dla aparatury Pi of the Sky i miał miejsce w

2 nocy) będzie można wyznaczyć ograniczenia na odpowiadającą im jasność optyczną przed i w trakcie rozbłysku gamma, a w przypadku jasnych optycznie błysków wyznaczyć przebieg zmian jasności w czasie. Duża rozdzielczość czasowa urządzenia pozwoli na dokładną korelację czasową mierzonych jasności optycznych z pomiarami w promieniowaniu gamma i w innych obszarach widma. Przyjęta koncepcja budowy kamer CCD o dużym obszarze widzenia wiąże się niestety z ich ograniczonym zasięgiem. Przy planowanym czasie ekspozycji 10 s wyniesie on na pojedynczych klatkach do 12 magnitudo (do 13 magnitudo na sumach po 20 klatek). Wiemy, że z pośród GRB zarejestrowanych przez satelitę SWIFT w latach dla około 10% zarejestrowano późną (do 15 minut po właściwym błysku) poświatę optyczną jaśniejszą niż 15 magintudo. Dla większości z tych błysków maksymalna jasność optyczna, spodziewana w trakcie samego wybuchu, powinna przekraczać 12 magnitudo. Spodziewana efektywność monitorowania pola obserwacji SWIFT przez pełen system Pi of the Sky jest rzędu 15% (uwzględniając efekty dzień-noc, zachmurzenie, prawdopodobieństwo, że pole widzenia SWIFT jest nad horyzontem). Tym samym możemy oczekiwać rocznie rzędu 1-2 przypadków GRB zarejestrowanych przez SWIFT, dla których będzie można zmierzyć jasność optyczną w momencie błysku. Podobna powinna być efektywność obserwacji błysków rejestrowanych przez wystrzelonego właśnie satelitę GLAST. Należy jednak podkreślić, że detektor Pi of the Sky nie będzie się ograniczał do śledzenia informacji o GRB docierających z satelitów. Większość błysków nie jest w ogóle rejestrowana przez satelity (SWIFT obserwuje jedynie około 15% sfery niebieskiej). Dedykowany system przetwarzania danych w czasie rzeczywistym z wielostopniowym algorytmem poszukiwania błysków umożliwi autonomiczne i automatyczne wykrywanie błysków optycznych towarzyszących GRB i przekazywanie tych informacji do innych eksperymentów w celu podjęcia dalszych obserwacji. Rocznie spodziewamy się kilku tego typu pomiarów. Automatyczne wykrywanie błysków optycznych dotyczy przy tym nie tylko błysków towarzyszących GRB, ale także innych błysków pochodzenia kosmicznego takich jak gwiazdy rozbłyskowe, nowe i nowe karłowate. Jednoczesne pokrycie dużego obszaru nieba stwarza najlepszą możliwość poszukiwania tego typu zjawisk, gdyż pojawiają się one w losowych miejscach i często umykają obserwacjom prowadzonym przez duże teleskopy o dalekim zasięgu, ale małym polu widzenia. Przykłady tego typu obserwacji pochodzących z prototypowej aparatury Pi of the Sky przedstawione są w części 3 opisu. Niezależnie od poszukiwania nowych zjawisk na niebie system Pi of the Sky będzie mierzył i katalogował jasności wszystkich obserwowanych obiektów. Dla każdej 10 s ekspozycji przy dobrych warunkach pogodowych obserwowanych będzie ponad obiektów, a w ciągu nocy wykonywanych może być ponad 2000 pomiarów. W trakcie trwania projektu aparatura powinna dostarczyć łącznie kilkadziesiąt miliardów pomiarów, które gromadzone będą w dedykowanej bazie danych. Pomiary te po zredukowaniu będą publicznie udostępnione za pomocą internetu. Także w tym przypadku dedykowane algorytmy analizujące danych służyć będą do automatycznego wyszukiwania wśród nich nieznanych wcześniej przypadków zmienności. Pozwoli to na bardziej efektywne poszukiwanie w danych wszelkiego typy gwiazd zmiennych, o zmienności zarówno okresowej jak i kataklizmicznej. Obserwacje pozwolą na uzupełnienie katalogów gwiazd zmiennych okresowych i rozszerzenie ich na okresy rzędu jednej minuty do kilku godzin. Daje to szansę na lepsze poznanie mechanizmów szybkiej zmienności. Planowany tryb prowadzenia obserwacji Pi of the Sky przewiduje też obserwacje na zamówienie określonych obiektów, zgłaszanych przez współpracujące grupy badawcze. Obiekty te są wpisywane na listę tzw. ciekawych obiektów (Interesting Objects, IO), a prowadzone pomiary tych obiektów ściągane są do Warszawy przez internet i udostępniane zainteresowanym na bieżąco. Na liście IO obserwowanych przez prototyp w LCO znajdują się... (dalej wie Kasia), gwiazdy zaćmieniowe obserwowane dla Katedry Astronomii Akademii Pedagogicznej w Krakowie i gwiazdy symbiotyczne obserwowane dla Instytutu Astronomii UMK.

3 Szczegółowe omówienie wyników uzyskanych przez prototyp Pi of the Sky działający od roku 2004 w Las Campanas Observatory (LCO) w Chile znajduje się w części 3 opisu. 2. Znaczenie projektu (co uzasadnia podjęcie tego problemu w Polsce, jakie przesłanki skłaniają wnioskodawcę do podjęcia proponowanego tematu, znaczenie wyników projektu dla rozwoju danej dziedziny i dyscypliny naukowej oraz rozwoju cywilizacyjnego, czy w przypadku pozytywnych wyników będą one mogły znaleźć praktyczne zastosowanie) Istnieje szereg istotnych przesłanek uzasadniających i skłaniających do realizacji proponowanego projektu badawczego. Polscy naukowcy mają już w swoim dorobku światowej klasy osiągnięcia w dziedzinie astronomii opierającej się na automatycznym zbieraniu i przetwarzaniu danych. Najbardziej znanym projektem jest OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment), kierowane przez profesora Andrzeja Udalskiego z Obserwatorium Astronomicznego UW, który stale obserwuje kilkadziesiąt milionów gwiazd w poszukiwaniu zjawisk mikrosoczewkowania grawitacyjnego. Obserwowana dodatkowa zmienność pojaśnienia gwiazd wiązane jest z obecnością pozasłonecznych planet. Inny eksperyment ASAS (All Sky Automatic Survey), zbudowany przez dr hab Grzegorza Pojmańskiego także pracującego w Obserwatorium Astronomicznym UW, odkrył za pomocą małych, automatycznych teleskopów kilkadziesiąt tysięcy gwiazd zmiennych. Eksperyment Pi of the Sky powstał z kolei z inspiracji nieżyjącego już niestety wybitnego polskiego astrofizyka, profesora Bogdana Paczyńskiego z Princeton University, który zauważył, że do poszukiwania błysków optycznych towarzyszących rozbłyskom gamma najlepiej wykorzystać urządzenia o niewielkiej ogniskowej, które będą mogły zarejestrować tylko błysk w jego początkowej, najjaśniejszej fazie, ale za to pozwolą na monitorowanie dużych obszarów nieba. W przygotowywaniu eksperymentu Pi of the Sky korzystaliśmy szeroko z doświadczeń naszych poprzedników, zwłaszcza eksperymentu ASAS. Mamy nadzieję, że sukces Pi of the Sky ugruntuje renomę Polski w dziedzinie automatycznych obserwacji i przeglądów nieba. Rysuje się szansa, że tego typu badania staną się polską specjalnością. Stosunkowo niewielkie koszty i duży wkład intelektualny, to cechy, które pozwalają odnosić znaczące sukcesy przy skromnych nakładach finansowych. Jednocześnie jest to działalność wysoko ceniona na świecie i dobrze wpisuje się w najnowsze trendy badawcze. Głównym powodem do podjęcia proponowanego tematu jest to, że grupa Pi of the Sky dysponuje obecnie unikatową w skali światowej aparaturą badawczą, która pozwala na jednoczesną obserwację większości widocznego nieba z rozdzielczością czasową rzędu sekund. Mechanika kamer, elektronika odczytu i ruchomy montaż pozwalający szybko i precyzyjnie skierować kamery w dowolny punkt nieba są oryginalnymi konstrukcjami polskich naukowców i inżynierów. Zestaw 24 kamer zamontowanych na 6 montażach, którego wykorzystanie planuje się w ramach tego projektu został zbudowany w ramach grantu inwestycyjnego MNiSW (decyzja 5230/IA/621/2005) i obecnie trwają przygotowania do jego testów w Laboratorium Aparatury Astrofizycznej Instytutu Problemów Jądrowych w Świerku. Oprogramowanie do sterowania kamer i montaży oraz do analizy napływających danych, również zawierające szereg nowatorskich rozwiązań, stworzyli młodzi naukowcy, doktoranci i studenci pracujący w zespole Pi of the Sky. Oprogramowanie to ożywia zbudowaną aparaturę tworząc z niej potężne narzędzie badawcze pozwalające zbierać i na bieżąco analizować ogromne strumienie danych. Warunkiem pełnego wykorzystania potencjału badawczego tej aparatury jest proponowane w projekcie umieszczenie jej w miejscu pozwalającym prowadzić obserwacje astronomiczne przez większą część nocy w roku. Pozostawienie aparatury w Polsce oznacza, głównie ze względu na warunki pogodowe, kilkukrotne zmniejszenie możliwości badawczych. Jak już wspomniano powyżej z ponad 3000 błysków gamma zarejestrowanych dotychczas jedynie w kilku

4 przypadkach od samego początku obserwowano także błysk optyczny. Mamy nadzieję, że po uruchomieniu pełnego układu Pi of the Sky statystyka ta będzie się zwiększać o kilka przypadków rocznie. Każda nowa obserwacja służy weryfikacji istniejących modeli GRB i nawet pojedynczy błysk może istotnie wzbogacić naszą wiedzę. Przykładem jest chociażby niedawny błysk GRB080319B, w którego obserwacji istotną rolę odegrał prototyp Pi of the Sky. Obserwowana zależność jasności od czasu (przede wszystkim dokładna koincydencja błysku optycznego z błyskiem gamma) pokazała, że wcześniejsze hipotezy rozdzielające mechanizm powstawania błysku optycznego od źródła właściwego GRB są błędne (wyniki te są szerzej przedstawione w części 3). Mamy nadzieję, że kolejne obserwacje doprowadzą do dalszego rozwoju teorii GRB i lepszego zrozumienia mechanizmów ich powstawania. Celem projektu jest też poszukiwanie innych szybkozmiennych obiektów astrofizycznych dostępnych obserwacjom w świetle widzialnym. Planuje się dokonanie przeglądu całego nieba dostępnego w ciągu roku z jednego miejsca obserwacji. Dotychczasowe przeglądy nieba umożliwiały poszukiwanie obiektów o okresie zmienności rzędu co najmniej kilku godzin, jedynie pojedyncze obiekty badano w krótszych skalach. System Pi of the Sky stwarza unikalną możliwość poszukiwania obiektów w szerokim przedziale skali zmienności, od dziesiątków sekund do roku. Dane gromadzone przez eksperyment w dedykowanej bazie danych pozwolą to na poszukiwanie wszelkiego typy gwiazd zmiennych, o zmienności zarówno okresowej jak i nie okresowej. W tym zakresie badań eksperyment Pi of the Sky będzie w znacznym stopniu komplementarny do wspomnianego już polskiego eksperymentu ASAS, którego światowej klasy osiągnięciem było skatalogowanie ponad gwiazd zmiennych. Obserwacje prowadzone przez Pi of the Sky pozwolą na uzupełnienie katalogu o gwiazdy o okresach zmienności rzędu jednej minuty do kilku godzin. Daje to szansę na odkrycie nowych typów gwiazd zmiennych i lepsze poznanie mechanizmów szybkiej zmienności. Ponadto planowane jest umieszczenie eksperymentu na półkuli północnej, dzięki czemu będzie można objąć obserwacją znaczną część nieba niedostępną dla dotychczasowej aparatury ASAS (znajdującej się jak prototyp Pi of the Sky w Obserwatorium Las Campanas w Chile). Pozwoli to na odkrycie wielu wcześniej nie znanych gwiazd zmiennych oraz dokładne zbadanie typu zmienności także dla dłuższych okresów. Jednoczesne pokrycie dużego obszaru nieba (1,5 steradiana) stwarza też możliwość poszukiwania zjawisk rzadkich, które umykają obserwacjom prowadzonym przez duże teleskopy o dużym zasięgu, ale małym polu widzenia. Systematyczne przebadanie wielu obiektów umożliwi ich analizę statystyczną, co daje szanse na uchwycenie różnorodnych zależności. Jak ważne są tego typu poszukiwania świadczy chociażby przykład odkrycia prawie sto lat temu zależności między okresem i bezwzględną jasnością dla cefeid, która do dziś stanowi podstawę wyznaczania odległości we Wszechświecie. Realizacja projektu będzie też miała duże znaczenie dla rozwoju kadry naukowej, kształcenia doktorantów i studentów, a także szerzej pojętej działalności edukacyjnej. Projekt prowadzony jest głównie przez młodych naukowców i doktorantów, którzy są indywidualnie odpowiedzialni za działanie poszczególnych elementów systemu. Dzięki temu z większym zaangażowaniem podchodzą do stawianych przed nimi zadań, wykazują się inicjatywą i pomysłowością, proponują nowatorskie rozwiązania napotykanych problemów. Projekt Pi of the Sky powstał głównie dzięki entuzjazmowi i poświęceniu wielu młodych ludzi, którzy jednocześnie zdobywają wiedzę i cenne doświadczenie. Szereg koncepcji i rozwiązań wykorzystywanych w projekcie jest zaczerpniętych z dużych eksperymentów fizyki wysokich energii. Jednak w naszym przypadku wdrożenie nowego pomysłu trwa kilka tygodni lub miesięcy, a nie lat. Bliska perspektywa uzyskania wyników jest szczególnie ważna przy kształceniu studentów i doktorantów. Znaczenie edukacyjne projektu nie wiąże się tylko z jego prowadzeniem. W wyniku realizacji projektu aparatura powinna dostarczyć łącznie kilkadziesiąt miliardów pomiarów, które gromadzone będą w dedykowanej

5 bazie danych. Będzie to motorem nawiązywania współpracy naukowej z innymi grupami badawczymi w Polsce i na świecie, w ramach której dane te będą udostępniane. Współprace przy analizie danych prowadzimy m.in. z Katedrą Astronomii Akademii Pedagogicznej w Krakowie. Mamy nadzieję, że zgromadzenie w jednym miejscu tak dużej ilości danych oraz stworzenie narzędzi do ich efektywnej analizy otworzy nowy rozdział w statystycznej analizie danych astronomicznych. Już teraz, po czterech latach działania prototypu Pi of the Sky w obserwatorium Las Campanas w Chile, dysponujemy jedną z największych w Polsce nie komercyjnych baz danych, która zawiera ona już prawie 2 miliardy pomiarów dla około dziesięciu milionów gwiazd. 3. Istniejący stan wiedzy w zakresie tematu badań (jaki oryginalny wkład wniesie rozwiązanie postawionego problemu do dorobku danej dyscypliny naukowej w Polsce i na świecie, czy w Polsce i na świecie jest to problem nowy czy kontynuowany i w jakim zakresie weryfikuje utarte poglądy i dotychczasowy stan wiedzy) Błyski gamma są krótkimi, bardzo intensywnymi wybuchami promieniowania elektromagnetycznego. Wiemy już, że promieniowanie to nie ogranicza się do zakresu promieniowania gamma, ale dotyczy z różnym natężeniem wszystkich zakresów widma, od fal radiowych, aż do fotonów o energiach rzędu TeV.. Choć od ich odkrycia przez amerykańskie satelity wojskowe VELA [1] minęło ponad 40 lat wciąż stanowią jedną z największych zagadek astrofizyki. Przez lata spierano się o pochodzenie tych błysków i proponowano wiele hipotez na temat mechanizmów ich powstawania. Z powodu obserwowanej bardzo dużej energii emitowanej przez GRB bardzo długo przeważał pogląd, że ich źródłem muszą być procesy zachodzące w naszej Galaktyce, stosunkowo niedaleko od nas. Przełomu dokonał detektor BATSE umieszczony na satelicie CGRO, który zaobserwował kilka tysięcy błysków gamma i pokazał, że ich źródła mają rozkład izotropowy, co stanowiło mocny argument za pochodzeniem pozagalaktycznym [2]. Kolejna generacja dedykowanych satelitów badawczych pozwoliła także na precyzyjne pomiary pozycji GRB, a dzięki temu na ich powiązanie z obserwacjami w zakresie promieniowania rentgenowskiego, fal radiowych i paśmie optycznym. Obserwacje poświat optycznych, które umożliwiły pomiar przesunięcia ku czerwieni i wyznaczenie odległości ostatecznie potwierdziły pozagalaktyczne pochodzenie GRB [3]. Najdalszy GRB, dla którego wyznaczono przesunięcie ku czerwieni miał z=6.3, co odpowiada odległości 13 mld lat świetlnych [4]. Kosmologiczne odległości na których obserwowane są GRB powodują, że jeszcze trudniejsza do wyjaśnienia jest ich ogromna intensywność. Choć obserwacje krzywych blasku poświat pozwoliły stwierdzić, że energia jest emitowana w wąskich dżetach, to szacowana całkowita wyemitowana energia jest wciąż rzędu ergów. Jest to energia gigantyczna, porównywalna z całkowitą energią wyemitowaną przez gwiazdę taką jak Słońce w ciągu całych 10 mld lat swojego istnienia. O mechanizmach odpowiedzialnych za rozbłyski gamma wciąż wiadomo stosunkowo niewiele. Podstawowym problem polega na tym, że istnieje stosunkowo niewiele obserwacji w innych obszarach widma niż promienie gamma. Wiadomo, że obserwowane błyski można podzielić na dwa rodzaje: krótkie, o czasie trwania rzędu ułamków sekund do 2 sekund, i długie, o czasie trwania od kilku do kilkuset sekund. Od czasu odkrycia kilku przypadków koincydencji pomiędzy rozbłyskiem gamma a wybuchem supernowej, wiadomo że przynajmniej niektóre spośród długich rozbłysków związane są z supernowymi. W tym wypadku jedno z bardziej prawdopodobnych wyjaśnień mechanizmu długich rozbłysków oparte jest o model kolapsara, w którym źródłem energii rozbłysku jest zapadanie grawitacyjne masywnej gwiazdy do gwiazdy neutronowej, a następnie do czarnej dziury [5-7]. Same błyski gamma powstają w wyniku wyrzucania ultrarelatywistycznych silnie skolimowanych strug materii przez tworzące się czarne dziury. W tzw. modelu fireball źródłem promieniowania

6 elektromagnetycznego są zderzenia (tzw. internal shocks) pomiędzy tworzącymi strugę paczkami materii wyrzucanymi z różnymi prędkościami przez centralny silnik, a także ich hamowanie w wyniku zderzeń strugi z otaczającą materią (external/forward shocks). Źródłem promieniowania, w szczególności poświaty optycznej, może też być fala wsteczną powstającą w strudze w wyniku oddziaływania z zewnetrznym ośrodkiem (reverse shocks). Modele typu fireball opisują poprawnie wszystkie dotychczasowe obserwacje GRB, w tym także obserwowane poświaty optyczne. Znacznie mniej wiadomo o błyskach krótkich, gdyż ze względu na znacznie szybszy przebieg mniej jest dostępnych danych. Jedynie w kilku przypadkach udało się zaobserwować późną poświatę optyczną, w żadnym przypadku nie zarejestrowano błysku optycznego towarzyszącego GRB. Najczęściej przyjmowanym modelem powstawania krótkich GRB jest fuzja dwóch zwartych, masywnych obiektów, na przykład gwiazd neutronowych lub gwiazdy neutronowej i czarnej dziury [8-9]. Także w tym przypadku fuzji i powstaniu czarnej dziury towarzyszy erupcji skolimowanych strug materii prowadząca do powstania rejestrowanego promieniowania. Przegląd teorii na temat powstawania błysków gamma podają prace [10-11]. Pełne wyjaśnienie zagadki kosmicznych rozbłysków gamma wymagać będzie jeszcze wielu lat systematycznych, równoczesnych obserwacji tych zjawisk w różnych zakresach widma, od częstotliwości radiowych poprzez optyczne do rentgenowskich i gamma. Wprawdzie pomiary promieniowania gamma wymagają detektorów umieszczonych na satelitach, ale do obserwacji w optycznym zakresie widma można wykorzystywać tańsze teleskopy naziemne. Najlepiej do takich obserwacji nadają się więc niewielkie urządzenia, zdolne do bardzo szybkiej reakcji na sygnał z satelity. Szybką wymianę informacji pomiędzy satelitami a instrumentami naziemnymi zapewnia Gamma Ray Bursts Coordinate Network [12] (GCN) przesyłający współrzędne błysków za pośrednictwem internetu prosto do komputerów kierujących teleskopami, automatycznie i bez konieczności ludzkiej interwencji. Głównym źródłem informacji o GRB jest obecnie wystrzelony w 2004 roku satelita SWIFT, który ma na pokładzie oprócz detektora gamma także teleskop rentgenowski i optyczny. Dzięki możliwości skierowania tych przyrządów w dowolny punkt nieba SWIFT dostarcza informacji o GRB w wielu zakresach widma. 11 czerwca tego roku wystrzelony został GLAST, kolejny satelita dedykowany badaniom GRB. Oczekujemy, że po osiągnięciu pełnej sprawności istotnie podniesie efektywność rejestracji błysków gamma, a także dostarczy dodatkowych informacji o promieniowaniu w najwyższym obszarze energii sięgającym 300 GeV. Uruchomienie sieci GCN, która rozsyłała alerty o błyskach w czasie sekund, było przełomem w badaniach GRB. Otworzyło tą dziedzinę dla małych, automatycznych teleskopów o stosunkowo dużym polu widzenia, które mogły szybko reagować na przychodzące informacje. Duże teleskopy o małym polu widzenia, ze względu na ograniczoną precyzję określania położenia GRB przez satelity oraz bezwładność samego teleskopu podejmują obserwację z dużym opóźnieniem. Jednym z pierwszych projektów automatycznego teleskopu do badań GRB był ROTSE w Los Alamos. Detektor wyposażony w zestawy 4 kamer CCD z obiektywami o średnicy 10 cm dokonał jednej z najważniejszych obserwacji: 23 stycznia 1999 r zarejestrował on optyczny błysk towarzyszący GRB o jasności sięgającej 8.6 magnitudo [13]! Było to możliwe dzięki temu, że obserwacje rozpoczęto zaledwie kilkadziesiąt sekund po samym błysku gamma. Drugiej w historii obserwacji optycznej błysku jeszcze w czasie trwania emisji gamma dokonał teleskop RAPTOR o średnicy 40 cm [14]. Zaobserwował on obiekt w widmie optycznym na kilkadziesiąt sekund przed zasadniczym błyskiem gamma GRB Było to możliwe, gdyż błysk gamma był poprzedzony wyjątkowo silnym prekursorem, który wyzwolił tryger satelity SWIFT. Istnienie prekursora może wskazywać na dwufazowy charakter zjawiska [15]. Tym większego znaczenia nabiera więc

7 możliwość jak najwcześniejszych obserwacji optycznych GRB jeszcze w czasie, a nawet przed rozpoczęciem emisji gamma. W ostatnich latach powstało cały szereg niewielkich (d < 40 cm) teleskopów przeznaczonych do poszukiwania optycznych odpowiedników błysków gamma [16]. Umieszczone na sterowanych automatycznie montażach w ciągu kilkunastu sekund po alercie GCN mogą rozpocząć obserwacje wskazanego miejsca. Takie rozwiązanie ma jednak poważną wadę. Nie umożliwia ono obserwacji w momencie rozpoczęcia błysku gamma, ani tym bardziej w chwilach poprzedzających. Błyski zachodzą w zupełnie przypadkowych miejscach i nie sposób przewidzieć gdzie wystąpi następny. Aby móc zarejestrować błysk optyczny jeszcze przed błyskiem gamma należy bez przerwy monitorować możliwie duży obszar nieba. Jest to koncepcja zupełnie różna od tradycyjnej, wymaga dedykowanego sprzętu i oprogramowania. Aparatura taka została właśnie stworzona w ramach współpracy "Pi of the Sky" i mogłaby w krótkim czasie podjąć monitorowanie nieba w poszukiwaniu optycznych odpowiedników GRB. Warunkiem powodzenia jest jednak umieszczenie aparatury miejscu zapewniającym optymalne warunki prowadzenia obserwacji. Prototyp Pi of the Sky Koncepcja eksperymentu Pi of the Sky opiera się nie tylko na unikatowej konstrukcji kamer CCD ale także na bardzo zaawansowanym oprogramowaniu służącym do sterowania aparatury, bieżącej analizy zbieranych danych z wielostopniowym algorytmem poszukiwania błysków, pomiarów i katalogowania wszystkich obserwowanych obiektów, a także automatycznego wyszukiwania wśród nich nieznanych wcześniej przypadków zmienności. Całe to oprogramowanie jest tworzone przez młodych naukowców i doktorantów zaangażowanych w projekt Pi of the Sky. Zarówno konstrukcja detektora jak i cała koncepcja eksperymentu zostały szczegółowo przetestowane dzięki działającemu od lipca 2004 w Las Campanas Observatory w Chile układowi prototypowemu. W roku 2006 prototyp został wyposażony w kamery i obiektywy odpowiadające ostatecznemu projektowi pełnego systemu (szerzej omówiony w części 4 opisu). Przygotowane oprogramowanie nie tylko pozwala na efektywne zbieranie i bieżącą analizę ogromnych strumieni danych ale także na całkowicie autonomiczną pracę aparatury bez konieczności zapewnienia ciągłego nadzoru człowieka. Jednocześnie daje możliwość pełnej diagnostyki i całkowitej kontroli nad wszystkimi funkcjami aparatury za pośrednictwem internetu. Po trzech latach działania system został dopracowany na tyle, że potrafi poradzić sobie samodzielnie z większością przytrafiających się od czasu do czasu błędów lub nieprawidłowości w działaniu aparatury. W przypadku poważniejszych kłopotów automatycznie informuje o nich dyżurnego operatora poprzez wysłanie SMS. Podobnie dzieje się w przypadku wykrycia przez satelitę błysku gamma. Prawie cztery lata działania systemu prototypowego w pełni potwierdziło słuszność przyjętej koncepcji i zastosowanych rozwiązań. Choć głównym celem budowy prototypu była weryfikacja koncepcji eksperymentu przez 4 lata dostarczył on wielu niezwykle cennych danych. Stworzona baza danych zawiera łącznie prawie 2 miliardy pomiarów dla około dziesięciu milionów gwiazd. Do najciekawszych wyników prowadzonej na bieżąco analizy danych należy zaliczyć znalezione w ostatnich miesiącach dwie gwiazdy nowe karłowate typu WZ Sagitte. Na rysunku 1 przedstawiona jest zmierzona przez prototyp Pi of the Sky krzywa blasku gwiazdy 1RXS J odkrytej 16 września 2007 (dzień wcześniej gwiazda nie była widoczna, była ciemniejsza niż 13 magnitudo) i obserwowanej do 8 października. Nawet w przypadku znanych gwiazdy tego typu bardzo trudno zaobserwować ich rozbłyski, gdyż okres pomiędzy kolejnymi wybuchami może wynosić od kilku do nawet kilkudziesięciu lat. Monitoring nieba

8 jaki prowadzi eksperyment Pi of the Sky pozwala na automatyczne wyszukiwanie takich pojaśnień bez dedykowanych obserwacji. Rysunek 1 Krzywa blasku gwiazdy nowej karłowatej typu WZ Sagitte, 1RXS J W oparciu o dane zebrane w pierwszym okresie działania prototypu, w latach , opracowany został katalog gwiazd zmiennych. Mimo niewielkiego pola widzenia prototypu (1/12 docelowego układu) zebrane dane pozwoliły na identyfikacje i sklasyfikowanie 725 gwiazd zmiennych z okresem od 0.1 do 10 dni. W przypadku 15 gwiazd wyznaczyliśmy dotąd nieznane okresy zmienności, dodatkowo zostały wyznaczone typy gwiazd, w niektórych przypadkach skorygowana została wcześniejsza klasyfikacja gwiazd podawana przez GCVS (General Catalogue of Variable Stars). Na rysunku 2 przedstawione są przykładowe sfazowane krzywe blasku pochodzące z katalogu Pi of the Sky. Rysunek 2 Przykładowe sfazowane krzywe blasku gwiazd zmiennych z katalogu Pi of the Sky. Od lewej: RR Leo, RV Crv i W GemDCEP-FU. Przez cały okres działania prototypu rozwijany i doskonalony był także algorytm wyszukiwania błysków optycznych (w tym błysków gamma) o krótszych skalach czasowych. Jest to zadanie trudne przede wszystkim ze względu na bardzo duże tło pochodzące zarówno od procesów zachodzących w aparaturze (szumy, przesunięcia pola widzenia, promieniowanie kosmiczne) jak i rzeczywistych błysków pochodzących np. od samolotów i satelitów. Wielostopniowy algorytm selekcji (szerzej opisany w części 4) co noc wybiera kilka do kilkunastu przypadków, które muszą być zweryfikowane przez człowieka. Na rysunku 3 pokazane są krzywe blasku dwóch gwiazd rozbłyskowych wykrytych przez automatyczny algorytm wykrywania błysków. Obserwacje to w pełni potwierdziły możliwość rejestracji błysków optycznych przez budowaną aparaturę.

9 Rysunek 3 Krzywe blasku dwóch gwiazd rozbłyskowych wykrytych przez prototyp Pi of the Sky. Od lewej: CN Leo i GJ 3331A / GJ 3332 Ale najważniejszą obserwacją, potwierdzającą słuszność przyjętej koncepcji eksperymentu jak i poprawność opracowanej konstrukcji detektora i systemu zbierania danych, była obserwacja błysku optycznego towarzyszącego błyskowi gamma zaobserwowanemu 19 marca 2008 (GRB080319B). Błysk GRB080319B był rekordowy pod wieloma względami. W zakresie optycznym i rentgenowskim był to najsilniejszy błysk gamma, jaki kiedykolwiek został zarejestrowany przez człowieka. Z pomiaru przesunięcia ku czerwieni wiemy przy tym, że sygnał pochodził ze źródła odległego aż o 7.5 miliarda lat świetlnych. Mimo kosmologicznej odległości rozbłysk był tak silny, że jak wykazały pomiary wykonane przez nasz detektor, przez około 30 sekund widoczny był gołym okiem. Prototypowa aparatura Pi of the Sky dostarczyła niezwykle cennych informacji na temat GRB B, gdyż zarejestrowała to co działo się w miejscu zdarzenia tuż przed i w pierwszych sekundach właściwego wybuchu. Tego typu dane są kluczowe dla zrozumienia mechanizmu zachodzącego zjawiska. Obserwacje optyczne "Pi of the Sky" w połączeniu z danymi eksperymentu TORTORA (Telescopio Ottimizzato per la Ricerca dei Transienti Ottici Rapidi) oraz danymi w widmie gamma otrzymanymi przez satelitę SWIFT i detektor KONUS na satelicie WIND po raz pierwszy potwierdzają z dziesięciosekundową precyzją, że w czasie wybuchu takiego jak obserwowany, emisja optyczna zachodzi równocześnie z emisją promieniowania gamma (patrz rysunek 4). Prowadzi to do istotnych ograniczeń na modele powstawania emisji optycznych. Dotychczas uważano, że emisja ta może powstawać w wyniku wtórnych oddziaływań wyrzucanej materii z zewnetrznym ośrodkiem (forward shocks lub reverse shocks). Przedstawione obserwacje GRB B (korelacja czasowa, jak również szybki wzrost i szybki spadek strumienia w widmie optycznym) pokazują, że pierwotna emisja optyczna musi pochodzić z tego samego obszaru co emisja promieniowania gamma (internal shocks). Druga istotna obserwacja dotyczy natężenia promieniowania. Strumień energii mierzony w widmie optycznym jest 10 4 raza większy niż by to wynikało z ekstrapolacji pomiarów w widmie promieniowania γ (patrz rysunek 5). Tym samym przyjęta dotychczas hipoteza opisująca miękkie promieniowanie γ jako pochodzące z promieniowania synchrotronowego zderzających się cząstek nie może być rozciągnięta na promieniowanie w zakresie optycznym. Zmusza to nas do wprowadzenia różnych mechanizmów generacji promieniowania dla różnych zakresów widma. Jedna z możliwych interpretacji wyników obserwacji GRB B (choć pewno nie jedyna) opisuje promieniowanie optyczne jako promieniowanie synchrotronowe, a promieniowanie γ jako wynik rozpraszania Comptona (Synchrotron self-compton, SSC) [17]. Łączna analiza wszystkich danych dotyczących GRB080319B zebranych przez różne eksperymenty w różnych zakresach widma doprowadziła do konieczności weryfikacji także innych założeń modelu powstawania GRB. Aby opisać wyniki pomiaru zależności natężenia promieniowania od czasu w różnych zakresach widma konieczne jest

10 założenie, że głównej, ultrarelatywistyczna strudze cząstek wyrzucanych ze źródła, która jest bardzo wąska (kąt emisji cząstek do około 0.2 od osi strugi) towarzyszy druga, szersza struga wolniejszych cząstek (kąt emisji cząstek do około 4 ). Tylko przy takim założeniu wszystkie szczegóły widma mogą być poprawnie opisane przez model teoretyczny. Rysunek 4 Krzywa blasku pierwotnej emisji GRB080319B mierzona przez detektor promieniowania γ KONUS (prawa skala: liczba zliczeń w zakresie kev) oraz optyczne detektory TORTORA i Pi of the Sky (prawa skala: strumień promieniowania, skala dodatkowa: jasność w jednostkach magnitudo) [17]. Czas mierzony od chwili wykrycia błysku przez satelitę SWIFT. Rysunek 5 Porównanie rozkładu energii pierwotnej emisji GRB080319B mierzonej przez detektor promieniowania γ KONUS ze strumieniem mierzonym w widmie optycznym przez detektor "Pi of the Sky", dla trzech 10 s przedziałów czasu wyśrodkowanych na T 0 +3s, T 0 +17s i T 0 +32s [17]. T 0 jest czasem wykrycia błysku przez satelitę SWIFT. Przedstawione powyżej wyniki pokazują, że precyzyjny pomiar nawet pojedynczego błysku gamma może w istotny sposób poszerzyć naszą wiedzę o mechanizmach jego powstawania. W przypadku prototypu Pi of the Sky czekaliśmy na tą obserwację cztery lata. Oczekujemy, że dla pełnego systemu Pi of the Sky (12-krotnie większe pole obserwacji) możliwych jest kilka tego typu obserwacji na rok. Wagę przedstawionych wyników

11 najlepiej dokumentuje fakt przyjęcia artykułu podsumowującego obserwacje GRB080319B, którego współautorami są członkowie zespołu Pi of the Sky, do publikacji w Nature [17]. 4. Metodyka badań (co stanowi podstawę naukowego warsztatu i jak zamierza się rozwiązać postawiony problem, na czym będzie polegać analiza i opracowanie wyników badań, jakie urządzenia aparatura zostaną wykorzystane w badaniach, czy jednostka naukowa ma do nich bezpośredni dostęp) Podstawowym założeniem projektu Pi of the Sky jest jednoczesna obserwacja jak największego obszaru nieba z rozdzielczością czasową rzędu sekund. Aparatura "Pi of the Sky", która jest już zbudowana i może być wykorzystana do realizacji projektu, składa się z dwóch zestawów zawierających po 12 kamer CCD, przymocowanych do ruchomych montaży, po 4 kamery na każdym. Pole widzenia około 21x21 stopni dla każdej kamery daje w sumie możliwość obserwacji około 1,5 sr nieba, a 10 sekundowe ekspozycje umożliwiają rejestrację źródeł optycznych o minimalnej jasności rzędu 12 magnitudo. To nowatorskie podejście umożliwi "Pi of the Sky" poszukiwanie poświaty widzialnej do każdego błysku zarejestrowanego przez jednego z satelitów w nocy, o ile będzie on patrzył na wycinek nieba będący dla eksperymentu nad horyzontem. Zasada działania kamery CCD jest podobna do kamer, czy aparatów fotograficznych, których używamy na co dzień jednak różni się od nich znacznie większą czułością. Z kolei od innych kamer stosowanych w astronomii przy dużych teleskopach różni się szybkim czasem działania. Kamery (ta sama konstrukcja kamer użyta jest w działającym obecnie prototypie jak i w układzie docelowym) mają unikatową konstrukcję, w całości opracowaną przez polskich fizyków, inżynierów i elektroników dla potrzeb tego eksperymentu. Wykorzystują dedykowane niskoszumowe przetworniki CCD firmy Semiconductor Technology Associates (STA) o rozdzielczości i rozmiarze pikseli 15 15μm 2 oraz wysokiej klasy obiektywy fotograficzne firmy Canon o ogniskowej 85mm i jasności 1,2. Elektronika odczytowa pracująca z zegarem 2 MHz umożliwia odczyt pojedynczego zdjęcia w czasie 2 s. Po wzmocnieniu obraz jest przetwarzany przez 16-bitowy przetwornik ADC zapewniając duży zakres dynamiczny pomiarów. Niski poziom szumów (poniżej 30e) uzyskano poprzez odpowiedni dobór elektroniki odczytowej, oraz chłodzenie sensora CCD do temperatury roboczej około -10 C. Chłodzenie odbywa się poprzez specjalnie zaprojektowany stos dwóch ogniw Peltiera oraz radiatory i wentylatory pozwalające efektywnie odprowadzać ciepło z obudowy kamery nawet przy temperaturach zewnętrznych sięgających 30 C. Bardzo istotną zaletą zbudowanych kamer jest wyposażenie ich w układ programowalny (Field Programmable Gate Array, FPGA) pełniący rolę karty sieciowej. Umożliwia to diagnostykę, pełne sterowanie kamerą i szybki transfer danych do komputera poprzez lokalną sieć ethernet. W przypadku awarii jednego z komputerów jego funkcje może bez żadnych zmian w konfiguracji sprzętu przejąć inny komputer podłączony do tego samego segmentu sieci. Montaże na których zamocowane będą kamery Pi of the Sky zaprojektowane i zbudowane zostały w Centrum Badań Kosmicznych PAN w Warszawie. Umożliwiają bardzo precyzyjne sterowanie kamerami i pozycjonowanie ich z dokładnością rzędu pojedynczych sekund łuku. W normalnym trybie obserwacji, podczas monitorowania całego nieba, kamery zamontowane na jednym montażu będą obserwować sąsiadujące pola (tzw. położenie wide ). Jednak w przypadku wykrycia ciekawego zjawiska, albo zidentyfikowania obiektu, który powinien zostać dokładniej zmierzony możliwe jest zdalne obrócenie kamer tak, aby cztery kamery obserwowały to samo pole (tzw. położenie deep ). Pozwala to zwiększyć efektywną czułość aparatury i zmniejszyć błąd pomiaru. Tego typu podejście może być przydatne np. do obserwacji zaniku poświaty optycznej po błysku GRB. Niestety przełączenie z trybu wide do trybu deep jest stosunkowo powolne. To czy opcja ta będzie stosowana zostanie ostatecznie rozstrzygnięte na podstawie oceny zbieranych danych.

12 Rysunek 6 Schemat połączeń aparatury badawczej w ramach jednego segmentu pomiarowego.

13 Aby system działał poprawnie i niezawodnie (na ile jest to tylko możliwe) wszystkie jego elementy (kamery, montaże, komputery) muszą być połączone w jeden organizm. Schemat strukturalny pojedynczego segmentu aparatury (12 kamer w jednej lokalizacji) przedstawiony jest na rysunku 6. Aby zapewnić maksymalną odporność systemu na awarie pojedynczych jego elementów szereg elementów i połączeń jest zdublowanych. Nowatorskim rozwiązaniem są też sterowane przez internet listwy zasilające, które umożliwiają wyłączenie i powtórne włączenie pojedynczego elementu aparatury w przypadku całkowitej utraty połączenia (np. z komputerem). Także oprogramowanie do sterowania kamer i montaży oraz do analizy napływających danych, zawiera szereg nowatorskich rozwiązań. Stworzyli je młodzi naukowcy, doktoranci i studenci pracujący w zespole Pi of the Sky. Oprogramowanie to ożywia zbudowaną aparaturę tworząc z niej potężne narzędzie badawcze pozwalające zbierać i na bieżąco analizować ogromne strumienie danych. Specjalne algorytmy będą samodzielnie analizować zdjęcia, w poszukiwaniu błysków światła widzialnego, tak pochodzących od błysków gamma, jak i od innych, nieznanych jeszcze zjawisk astrofizycznych. Zadanie to nie jest proste, gdyż system będzie dostarczał około 60 GB danych na godzinę. Aby je analizować, zaadoptowano sprawdzoną w fizyce cząstek elementarnych metodę analizy danych w czasie rzeczywistym i wieloetapowej selekcji interesujących obserwacji przy jednoczesnym odrzucania niepotrzebnych informacji. Algorytm rozpoczyna działanie na pojedynczych pikselach aplikując prosty filtr wyostrzający i wyszukując gwiazdy. Następnie porównuje bieżącą klatkę z kilkoma poprzednimi, poszukując obiektów, których nie było na poprzednich klatkach. Potem następuje szereg cięć odrzucających efekty detektorowe oraz duże (nie punktowe) błyski powodowane przez np. samoloty. Po tym etapie większość fałszywych przypadków to promienie kosmiczne, które są łatwo eliminowane przez żądanie koincydencji błysków z dwóch kamer. Jest to najistotniejszy krok redukujący tło o trzy rzędy wielkości, ale wymaga, żeby w każdej chwili na dane pole patrzyły przynajmniej dwie kamery. Najbardziej uciążliwym rodzajem tła są odbicia światła słonecznego od sztucznych satelitów. W prototypie Pi of the Sky przypadki takie eliminowane były na dwa sposoby: poprzez dopasowanie torów do błysków z pojedynczej lub z kilku różnych klatek, jak również porównując czas i położenie błysków z wyliczoną pozycją satelitów z bazy danych. Co wieczór budowana jest automatycznie aktualna baza danych elementów orbitalnych satelitów poprzez połączenie kilku baz danych, dostępnych w internecie. Niestety nie wszystkie satelity są umieszczone w publicznie dostępnych bazach danych. Aby zapewnić możliwość efektywnego odrzucania tego tła i pełną identyfikację błysków pochodzących z kosmosu należy umieścić dwa identyczne zestawy po 3 montaże (12 kamer) w dwóch miejscach oddalonych od siebie o około 100 km. Dzięki zjawisku paralaksy będzie wtedy można jednoznacznie stwierdzić, czy błysk pochodził z orbity okołoziemskiej czy z dalekiego kosmosu. Przy odległości rzędu 100 km można rozpoznać jako pochodzące z orbity okołoziemskiej błyski satelitów na orbitach do około 200 tys. km (różnica pozycji błysku na dwóch zdjęciach powyżej 3 pikseli). W tym celu każde pole monitorowanego obszaru nieba obserwowane byłoby przez jedną kamerę w każdej z dwóch lokalizacji. Nie podjęta została jeszcze ostateczna decyzja o miejscu prowadzenia obserwacji przez pełen system Pi of the Sky, zależy ona w szczególności od dostępnych środków finansowych. Po obserwacji błysku GRB080319B wzrosło zainteresowanie partnerów zagranicznych naszym projektem co może zaowocować pojawieniem się nowych, ciekawych propozycji współpracy i lokalizacji naszej aparatury. W chwili obecnej rozważane są dwie lokalizacje eksperymentu: obserwatoria astronomiczne Observatorio del Teide na wyspie Teneryfa i Observatorio del Roque de los Muchachos na wyspie La Palma, położone w odległości około 140 km (Wyspy Kanaryjskie). Oba obserwatoria położone są na wysokości ponad 2000 m co zapewnia bardzo dobre warunki obserwacyjne. Przez cały rok (bez istotnych różnic między poszczególnymi miesiącami) średnia liczba godzin

14 obserwacji przekracza 6 godzin na noc [18]. Dla tego wariantu podawane są szacowane koszty transportu i instalacji aparatury oraz podróży związanych z jej obsługą. jako wariant rezerwowy rozważane są uniwersytety w Huelva, Hiszpania i w Faro, Portugalia, położone w odległości ok. 100 km. Zaletą tego wariantu jest dogodne połączenie drogowe (niższe koszty transportu), wadą gorsze warunki pogodowe (prawie dwukrotnie większa liczba dni pochmurnych). Planujemy w najbliższym czasie przeprowadzenie kolejnej rundy rozmów dotyczących warunków rozmieszczenia naszej aparatury w w/w obserwatoriach. Przewidujemy, że ostateczne uzgodnienia zostaną poczynione w ciągu najbliższych kilku miesięcy (najpóźniej przed podpisaniem umowy o finansowaniu projektu). Jak już wspominaliśmy, od lipca 2004r. w Las Campanas Observatory w Chile pracuje prototypowa aparatura pomiarowa składająca się z dwóch kamer. Celem budowy prototypu była weryfikacja przyjętej koncepcji prowadzenia obserwacji, w tym przygotowanie i przetestowanie skomplikowanego oprogramowania służącego zbieraniu i analizie danych. Prawie cztery lata działania systemu prototypowego w pełni potwierdziło słuszność przyjętej koncepcji i zastosowanych rozwiązań, pozwoliło rozwinąć i dopracować poszczególne elementy oprogramowania. Stworzona baza danych zawierająca prawie 2 miliardy pomiarów dla około dziesięciu milionów gwiazd pozwoliła także na przygotowanie i przetestowanie oprogramowania do analizy przetworzonych już danych. Obecnie jesteśmy w trakcie uruchamiania bazy danych DB2 Enterprise, otrzymanej dzięki współpracy z IBM Polska, która powinna istotnie usprawnić analizę danych dla pełnego systemu. Choć dane dostarczone w ciągu czterech lat przez prototyp Pi of ths Sky pozwoliły zweryfikować koncepcje projektu, konstrukcję aparatury oraz przygotowane do jej obsługi i analizy danych oprogramowanie, uruchomienie pełnego systemu Pi of the Sky wciąż będzie wyzwaniem dla zespołu. Pełen system nie jest prostym przeskalowaniem prototypu. W prototypie obie kamery obserwowały to samo pole. W pełnym systemie jednocześnie obserwowanych będzie 12 pól. Przygotowane musi być rozproszone oprogramowanie (działające równolegle na kilku komputerach; każdy montaż sterowany jest z innego komputera) zapewniające właściwe sterowanie wszystkimi kamerami w dwóch odległych lokalizacjach. Algorytmy bieżącej analizy danych muszą zszywać poszczególne obrazy, tak aby zapewnić pełną efektywność detekcji na granicach pomiędzy polami widzenia. Szczególnym wyzwaniem jest implementacja i uruchomienie algorytmu odrzucającego błyski pochodzące od satelitów na podstawie pomiaru paralaksy. Także programy do analizy danych zgromadzonych w bazie danych muszą być rozbudowane tak, aby w pełni wykorzystać potencjał jaki daje jednoczesna obserwacja dużego obszaru nieba. Zidentyfikowano szereg problemów aparaturowych i programistycznych, które będą musiały być rozwiązane przed uruchomieniem pełnego zestawu. W większości mają one charakter poprawek lub rozbudowy istniejących rozwiązań i ich pokonanie nie powinno stanowić problemu. Przewidujemy, że realizacja projektu przebiegać będzie w 7 etapach (wpisanych jako zadania badawcze w harmonogramie projektu): 1. Integracja i testy aparatury, weryfikacja oprogramowania do obsługi i zbierania danych (1-6 miesiąc projektu, łącznie 29 osobo-miesięcy) Przewidujemy, że do chwili rozpoczęcia realizacji projektu aparatura pomiarowa Pi of the Sky będzie już zainstalowana w Laboratorium Aparatury Astrofizycznej Instytutu Problemów Jądrowych w Świerku, a także uruchomiona i przetestowana pod względem funkcjonalnym (mechanika, zasilanie, elektronika odczytu, sterowanie montażem, zbieranie danych z poszczególnych kamer). Pierwszym etapem realizacji projektu będzie połączenie wszystkich elementów aparatury (2 zestawy po 3 montaże, po 4 kamery na każdym montażu) tak aby działała jak jeden teleskop o bardzo szerokim polu widzenia. Integracja dotyczy zarówno sterowania montażami i kamerami, programów kontroli i zbierania danych, programów do bieżącej analizy danych (w szczególności

15 wykrywania błysków on-line) jak i programów do analizy zebranych już danych (off-line). Każdy montaż będzie wyposażony w dedykowany komputer sterujący nim i zbierający dane z 4 podłączonych do niego kamer. Niezależne komputery będą prowadziły analizę i katalogowanie zebranych danych. Dzięki zapewniającemu pełną elastyczność połączeniu wszystkich elementów systemu siecią ethernet integracja systemu będzie w całości przebiegać na poziomie oprogramowania. Aby w przyszłości zapewnić bezawaryjną pracę aparatury konieczne są bardzo drobiazgowe testy i weryfikacja działania całości aparatury oraz przygotowanych procedur sterowania i zbierania danych. Najlepszym sposobem jest sprawdzenie aparatury w warunkach bojowych poprzez podjęcie regularnych obserwacji nieba. Przewidujemy, że same obserwacje mogłyby potrwać około 3 miesięcy, co pozwoliłoby na zebranie ilości danych wystarczającej do testów oprogramowania off-line. 2. Analiza danych testowych, weryfikacja oprogramowania do bieżącej analizy danych (4-12 miesiąc projektu, łącznie 16 osobo-miesięcy) Dane zebrane podczas testów aparatury będą wykorzystane do wszechstronnej weryfikacji całego oprogramowania. Dotyczy to zarówno programów do potokowej analizy danych w czasie rzeczywistym (wykrywanie błysków on-line) jak i dalszego przetwarzania danych: wyszukiwania, pomiaru jasności i identyfikacji gwiazd, oraz katalogowania pomiarów w bazie danych. Eksperyment będzie zbierał około 60 GB danych na godzinę i przechowywanie wszystkich danych będzie po prostu technicznie niemożliwe. Konieczna jest znaczna redukcja danych, przynajmniej o rząd wielkości. Podstawowym założeniem przy redukcji danych jest punktowość wszystkich obserwowanych obiektów astronomicznych. Dzięki temu można każde zdjęcie zamienić na listę obiektów z podanymi współrzędnymi położenia (na klatce) i jasnością (fotometria). Następnie najjaśniejsze obiekty są identyfikowane poprzez porównanie ich pozycji i jasności z wartościami zapisanymi w bazie danych (astrometria), jednocześnie wyznacza się też dokładną orientację każdej kamery na sferze niebieskiej co pozwala określić położenia pozostałych obiektów na klatce. Na koniec wszystkie pomiary są dodawane do bazy danych. W kolejnym kroku stosuje się procedury automatycznego przeczesywania zebranych danych w poszukiwaniu gwiazd nowych, rozbłysków lub pojaśnień znanych obiektów, identyfikacji gwiazd zmiennych. Choć w każdym przypadku istnieje przetestowane już oprogramowanie analizujące dane z pojedynczej kamery (prototypu Pi of the Sky ) konieczne jest jego rozszerzenie na przypadek jednoczesnej obserwacji wielu pól i gruntowne przetestowanie. Analiza zebranych danych testowych powinna także pozwolić na ostateczną weryfikację działania systemu jako całości i określenie podstawowych parametrów roboczych aparatury. Mamy nadzieję, że warunki pogodowe w Polsce pozwolą na zebranie dostatecznej ilości danych. 3. Przygotowanie, konfiguracja oraz testowanie bazy danych dla pełnego systemu i związanych z nią narzędzi (7-18 miesiąc projektu, łącznie 16 osobo-miesięcy) Baza danych stanowi serce eksperymentu Pi of the Sky, a w pełnym systemie jej rola jeszcze wzrośnie. Konieczne jest takie przygotowanie i optymalizacja bazy danych, aby uzyskać możliwość szybkiego katalogowania nowych danych przy jednoczesnym efektywnym dostępie do danych wcześniej zebranych. Baza danych będzie testowana w oparciu o zebrane dane i przygotowane procedury analizy. Optymalizacja bazy danych potrwa aż do uruchomienia pełnego systemu w miejscu docelowym. 4. Transport, instalacja i uruchomienie aparatury w miejscu docelowym (7-18 miesiąc projektu, łącznie 50 osobo-miesięcy) Przygotowanie aparatury do transportu wymaga jej demontażu. Ze względu na złożoność systemu, zarówno pod względem mechanicznym jak i połączeń elektrycznych, jest to zadanie żmudne i czasochłonne. Wymaga zachowania niezwykłej staranności, zapisywania i oznaczania każdego detalu, aby zapewnić możliwość pełnego odtworzenia aparatury w miejscu docelowym. Wraz z aparaturą przewieźć i zainstalować trzeba też specjalnie