UNIWERSYTET KARDYNAŁA STEFANA WYSZYŃSKIEGO w Warszawie WYDZIAŁ MATEMATYCZNO PRZYRODNICZY SZKOŁA NAUK ŚCISŁYCH KIERUNEK FIZYKA. Katarzyna Ewa Małek

UNIWERSYTET KARDYNAŁA STEFANA WYSZYŃSKIEGO w Warszawie WYDZIAŁ MATEMATYCZNO PRZYRODNICZY SZKOŁA NAUK ŚCISŁYCH KIERUNEK FIZYKA Katarzyna Ewa Małek System wyszukiwania gwiazd nowych i zmiennych w danych pochodzących z przeglądów nieba w eksperymencie "Pi of the Sky" Praca magisterska wykonana pod kierunkiem dr hab. Lecha Mankiewicza Warszawa, 2006

Serdeczne podziękowania dla dr hab. Lecha Mankiewicza i całego zespołu π of the Sky za wskazówki i wsparcie podczas tworzenia niniejszej pracy.

Wstęp...2 1. Historia odkryć GRB... 3 1.1 Błyski SGR... 6 2. Projekt π of the Sky... 20 3. Rozgrzewka badanie działania systemu... 31 3.1 Wykresy ruchu montażu... 32 3.2 Conocny plan obserwacji... 36 3.3 Koordynowanie nazw obserwowanych pól... 37 4. Analiza skanów... 40 4.1 Astrometria i katalogowanie gwiazd pochodzących ze skanów... 44 4.2 Wyszukiwanie gwiazd nowych wypełnianie tabeli novaevents... 45 4.3 Wyszukiwanie gwiazd nowych wykorzystanie analizy wstecz... 55 4.4 Wyszukiwanie gwiazd nowych na bieżąco... 61 4.5 Wizualizacja wyników... 63 5. Wyniki... 67 5.1 Nova V 5115 Sgr... 67 5.2 Neptun... 72 5.3 Gwiazdy zmienne... 74 5.3.1 NSV 12190... 79 5.3.2 VX Vel... 79 5.3.3 RT Vel... 80 5.3.4 V0973 Sgr... 81 5.3.5 SX Vel... 81 5.4 Tło... 82 Podsumowanie... 87 Bibliografia... 88 Słownik... 89

Wstęp Celem niniejszej pracy było stworzenie oprogramowania umożliwiającego znajdowanie nowych gwiazd na zdjęciach otrzymywanych podczas wykonywania skanów wieczornych i porannych aparaturą π of the Sky. Ideą projektu π of the Sky są badania zjawisk astrofizycznych z duża rozdzielnością czasową. Głównym celem są poszukania błysków optycznych, głównie Gamma Ray Burst 1, za pomocą aparatury astronomicznej umieszczonej w Las Campanas Observatory w Chile. 1 Wysoko-energetyczne błyski promieniowania γ pochodzenia pozagalaktycznego o bardzo krótkim czasie trwania (średnio od 0.01 do 100s). 2

1. Historia odkryć GRB Historia odkrycia błysków γ sięga lat 60-tych XX wieku i jest jedną z najbardziej nietypowych, jakie zdarzyły się w nauce. Czas Zimnej Wojny podzielił Świat na dwa wrogie bloki. Jednym z narzędzi polityki zagranicznej, pomimo zakazu agresji, był potencjał militarny, a szczególnie jądrowy, który pozwalał na zastraszanie przeciwnika. Wielkie mocarstwa, takie jak USA i istniejące wtedy ZSRR, finansowały wiele kosztownych badań nad produkcją coraz to bardziej nowoczesnej broni masowego rażenia. Prowadziło to do wielkiego zagrożenia wojną atomową. Ogromną szansą na jej uniknięcie było wdrożenie w życie "Układu o Zakazie Doświadczeń z Bronią Jądrową w Atmosferze, Przestrzeni Kosmicznej i Pod Wodą" (Partial Test Ban Treaty PTBT) sformułowanej przez Organizację Narodów Zjednoczonych. Układ ten, pomimo ogromnej nieufności, został podpisany przez ZSRR i USA dnia 10 października 1963 roku. Ustalono, że obie strony będą się wzajemnie kontrolować z kosmosu. Ponieważ podczas wybuchu jądrowego około 50% fal wypromieniowywane jest w długościach rentgenowskich, natomiast 1% w długościach gamma, więc sposobem kontroli stało się wysłanie w przestrzeń kosmiczną odpowiednich detektorów. Fotony γ są o wiele rzędów wielkości bardziej energetyczne od fotonów z zakresu promieniowania widzialnego. Umożliwia im to przenikanie przez materię bez zauważalnego oddziaływania z nią. Plusem pomiarów promieniowania γ jest to, iż można bezpośrednio badać ich źródła, minusem natomiast jest fakt stosunkowo słabego oddziaływania promieniowania γ z tradycyjnymi detektorami. Rysunek 1.1 Zakres widma promieniowania elektromagnetycznego. Na Ziemi nie występują silne źródła tego typu promieniowania, więc każde ich zarejestrowanie w przestrzeni kosmicznej powinno oznaczać nielegalną próbę nad 3

bronią jądrową. Właśnie w takie detektory (detektory promieniowania neutronowego i γ) zostały wyposażone amerykańskie satelity szpiegowskie VELA [1] (nazwa pochodzi od hiszpańskiego czasownika velar - strzec). Celem ich działania była obserwacja całej Ziemi oraz Księżyca. Satelity VELA miały kształt dwunastościennych kostek, w wierzchołkach których zamontowano detektory promieni X oraz γ. Wystrzelono je na wysoką orbitę o promieniu rzędu 1/3 odległości pomiędzy Ziemią a Księżycem. Na orbicie jednocześnie znajdowała się para satelitów ustawionych naprzeciw siebie. Dzięki temu możliwa była równoczesna obserwacja całej planety, ale czujniki tych satelitów były także skierowane w stronę nieba. Ponieważ pierwsze pary satelitów zostały umieszczone na orbicie w latach 60 tych, należy więc pamiętać, iż ówczesna technologia stosowana w detektorach nie pozwalała na lokalizację źródeł promieniowania γ, a jedynie rejestrację natężenia i niezbyt dokładne określenie czasu błysku. Pierwsza para satelitów została wysłana w kosmos już 17 października 1963 roku i od tamtej pory zaczęto rejestrować kilkusekundowe błyski promieniowania X i γ. Technologia detektorów rozwijała się gwałtownie. Kolejne z modeli wystrzeliwanych satelitów były coraz bardziej udoskonalane i po kilku latach miały już zdolność precyzyjnego (z dokładnością do 5 stopni w roku 1969) wyznaczania kierunku pochodzenia źródła. Ręczne sprawdzanie otrzymywanych danych było nie lada wyzwaniem. Pierwszą astronomiczną analizę otrzymanych rezultatów przeprowadziło dwóch naukowców z Los Alamos National Laboratory: Ray Klebesadel i Roy Olson. [2]. Porównywali oni dane z satelitów, aby szukać koincydencji pomiędzy rejestracjami widm, gdyż jedynie taka metoda selekcji wybuchów mogła odrzucić przypadkowe wyładowania pochodzące ze Słońca, czy kosmosu. Znaleźli oni jeden bardzo ciekawy przypadek pochodzący z 2-go lutego 1967 roku. Satelity VELA 4 a i b zarejestrowały w tym samym czasie błysk promieniowania. Początkowo myślano, iż ZSRR złamało traktat, lecz kształt zarejestrowanego błysku był zdecydowanie różny od tego, jaki otrzymywany jest po wybuchu bomby jądrowej. W przypadku broni jądrowej satelita powinien zaobserwować pojedynczy błysk, natomiast zarejestrowane 2-go lutego widmo miało charakterystyczny, dwugarbny kształt. Błysk ten został zakwalifikowany jako błysk pochodzenia kosmicznego i nazwany Gamma Ray Bursts (GRB). Od tamtej pory dr Klebesadel zaczął przeszukiwać dane pochodzące z VELI pod kątem podobnych błysków. Początkowo spodziewał się, iż błyski te muszą być w jakiś sposób związane z wybuchami na Słońcu bądź, wybuchami supernowych. Odnalezione jednak 4

w danych błyski pojawiały się w zupełnie różnych momentach i wykluczały jako źródło błysków γ Słońce. Wtedy też powstała hipoteza, że błyski te mogą pochodzić od obiektów znajdujących się we wstędze Drogi Mlecznej, czyli w naszej Galaktyce. Rysunek 1.2 Pierwszy wykryty błysk gamma pochodzenia kosmicznego, zarejestrowany w dniu 02.07.1967r W marcu 1971 roku amerykanie wystrzelili na orbitę satelitę IMP 6 natomiast w październiku OSO 7 oba przeznaczone do badań Słońca, wyposażone w detektory promieniowania γ. Potwierdzały one rejestrowane przez VELA błyski. Również radziecki satelita szpiegowski KONUS (odpowiednik amerykańskiej VELA) rejestrował przypadki błysków tego promieniowania. Ponieważ jednak oba projekty były tajnie, musiało upłynąć kilka lat zanim można było upowszechnić część danych potrzebnych do opublikowania odkrycia. W roku 1973 naukowcy z Los Alamos National Laboratory opisali w czasopiśmie Astrophysical Journal 16 udokumentowanych błysków promieniowania γ zarejestrowanych przez okres 4 lat począwszy od czerwca 1969 roku. Dane pochodzące z radzieckiego KONUSA zostały opublikowane rok później i potwierdziły rejestrację błysków przez amerykańskie detektory. W roku 1976 została powołana Sieć Międzyplanetarna IPN (Interplanetary Network) składająca się z detektorów promieniowania γ znajdujących się na statkach kosmicznych badających Słońce i planety. Detektory te do dziś pracują wspólnie w celu zlokalizowania błysków γ za pomocą metody triangulacji.[2] 5

Rysunek 1.3 Metoda triangulacji pomocna w znalezieniu miejsca pochodzenia błysku gamma. 1.1 Błyski SGR 5-go marca 1979 roku wszystkie satelity należące do IPN zarejestrowały najsilniejszy energetycznie i najdłużej trwający, bo kilkadziesiąt sekund, błysk promieniowania γ. Był tak jasny, iż nawet satelity wyposażone w niewielkie detektory w tym zakresie promieniowania miały możliwość wykrycia go. Dzięki temu możliwa była szczegółowa analiza jego pochodzenia i zachowania. Za pomocą matematycznych metod triangulacji dowiedziono, że źródło tego błysku znajdowało się w mgławicy w Obłoku Magellana. Kilka tygodni później po zanalizowaniu danych potwierdzających kierunek przylotu błysku okazało się, iż błysk zbiegł w czasie z odkryciem niewielkiej mgławicy, nazwanej przez naukowców N49, w Wielkim Obłoku Magellana (sąsiedniej do Drogi Mlecznej galaktyki odległej o około 160 tys. lat świetlnych). N49 jest pozostałością po wybuchu supernowej, stąd pierwsze wnioski, iż błyski γ są ściśle związane z supernowymi [3]. Po przeprowadzeniu dalszych badań odkryto, iż zaobserwowany w marcu 1979 roku błysk różnił się od swoich poprzedników: trwał znacznie dłużej, a część jego promieniowania przypadała na promieniowanie X, posiadał również regularną oscylację w trakcie słabnięcia. Po wielokrotnych obserwacjach podobnych błysków stwierdzono, iż są one nową klasą obiektów i nazwano je Soft Gamma-ray Repeaters (SGR). 6

Rysunek 1.4 Przykład błysku SGR zarejestrowanego 27.08.1998 roku (źródło http://observe.arc.nasa.gov/) Błyski SGR są już dobrze poznane i wiadomo, że pochodzą one od nietypowych gwiazd neutronowych magnetarów. Podczas wybuchu supernowej jej warstwy zewnętrze są wyrzucane w przestrzeń kosmiczną, natomiast jądro zapada się do średnicy rzędu 20 km. W ten sposób powstaje gwiazda neutronowa, której wnętrze jest tak gęste, że czasem nazywa się ją gigantycznym jądrem atomowym. Centymetr sześcienny materii pochodzącej z takiej gwiazdy ważył by na Ziemi wiele miliardów ton. Magnetarem nazywamy taką gwiazdę neutronową, która znajduje się dodatkowo w bardzo silnym, anomalnym dla gwiazdy neutronowej, polu magnetycznym [4]. Taki przypadek zdarza się raz na tysiąc wybuchów supernowej. To pole magnetyczne jest kilka miliardów razy silniejsze od pola magnetycznego Ziemi. Zaraz po powstaniu magnetar obraca się w tempie ponad 1000 obrotów/sekundę, lecz w niedługim czasie zwalnia do jednego obrotu na kilka sekund. Dodatkowo pole magnetyczne, w jakim się znajduje, nie jest w pełni stabilne i gwiazda narażona jest na ciągłe naprężenia. Po kilku latach ciągłej walki z tym polem następuje gwałtowna przebudowa gwiazdy, podczas której pole magnetyczne osłabia się i wystrzeliwana może być w przestrzeń materia, która wydostając się z wnętrza magnetara, powoduje błysk w widmie promieniowania γ. Po błysku następuje początkowa stabilizacja, a następnie ponownie tworzą się naprężenia w magnetarze i po kilku latach sytuacja powtarza się. Cykl ten będzie trwał do tej pory, aż kolejne wyładowania materii obniżą wartość natężenia pola magnetycznego do rzędu pola w typowej gwieździe neutronowej. Dlatego właśnie ten typ błysków γ nazwano powtarzającymi się (repeaters). Szacuje się, że średnio życie magnetara, zanim przejdzie do stanu gwiazdy neutronowej, trwa około setek tysięcy lat. 7

Zrozumienie błysków SGR nie było jednak równoznaczne z odkryciem pochodzenia błysków GRB. Naukowcy przedstawiali wiele teorii. Najważniejsze modele teoretyczne, które rozważali naukowcy zebrał Robert Nemiroff z Uniwersytetu George a Mason a w Wirginii i opublikował jako listę ponad 100 modeli (ta liczba jest znacznie większa od liczby zaobserwowanych do tego czasu błysków GRB). Równocześnie w gazetach pojawiały się artykuły na temat zaobserwowanych przez astronomów wojen gwiezdnych. W roku 1999 NASA (National American and Space Administration) wystrzeliło w przestrzeń kosmiczną ważącego 17 ton satelitę CGRO (Compton Gamma Ray Observatory), jednego z serii wielkich obserwatoriów kosmicznych [5]. Satelita ten był wyposażony w cztery znaczące instrumenty: EGRET (Energetic Gamma-Ray Experiment Telescope), BATSE (Burst and Transient Source Experiment), OSSE (Oriented Scintillation Spectrometer Experiment) oraz COMPTEL (Imaging Compton Telescope). Dla celów GRB najważniejszym z nich był eksperyment BATSE 2, którego 8 detektorów promieniowania γ umieszczono w rogach satelity. Takie rozmieszczenie umożliwiało równoczesną obserwację całej przestrzeni kosmicznej. Wielkim atutem BATSE było również wyznaczanie pozycji błysku γ z precyzją rzędu 1 stopnia. Precyzja ta nie jest najlepsza, jednak możliwość wyznaczenia źródła promieniowania bez angażowania wszystkich satelitów znajdujących się na orbicie była wielkim postępem. Naukowcy zajmujący się badaniem błysków γ, wierzący, iż źródłem tych błysków jest Droga Mleczna, liczyli na dokładne wskazanie obszaru naszej galaktyki odpowiedzialnej za te błyski. BATSE obserwowało kilka nowych GRB każdego dnia. Niektóre trwały nie dłużej niż kilka sekund, inne natomiast kilka minut. Błyski te różniły się też krzywą blasku: jasność ich gwałtownie spadała lub też wygaszały się wolniej. Każdy z zarejestrowanych GRB był inny, nie znaleziono wśród nich powtarzalności. Przełomem w badaniach było opublikowanie przez NASA mapy pozycji wszystkich zarejestrowanych przez BATSE błysków. Błyski te nie skoncentrowały się w żadnym obszarze, a rozkładały się równomiernie po całym niebie. 2 Oficjalna strona internetowa eksperymentu: http://f64.nsstc.nasa.gov/batse/grb/lightcurve/ 8

Rysunek 1.5 Mapa pozycji wszystkich 2704 błysków zarejestrowanych przez BATSE. (źródło http://antwrp.gsfc.nasa.gov) Ta izotropowość rozkładu błysków musiała znacząco zmniejszyć ilość modeli teoretycznych błysków GRB. Odrzucono najpopularniejszy w tamtym czasie model gliczy (z ang. gleaches) na gwiazdach neutronowych. Zakładał on, iż energia wyzwalana podczas gliczu może produkować błyski γ. Gliczem nazywa się moment przyspieszenia obrotu pulsara, czyli gwałtowną zmianę jego okresu, wywołaną nagłym przyspieszeniem rotacji. Podczas swojego istnienia pulsar stopniowo zmniejsza prędkość obrotów, co związane jest z powolnymi spłaszczeniami na biegunach gwiazdy. Gdy maleje ilość obrotów, zmniejsza się też siła odśrodkowa i w nagłej przemianie (podobnej do ziemskiego trzęsienia ziemi) grawitacja dąży do ponownego nadania pulsarowi kształtu zbliżonego do kuli. Jednak występująca tu energia nie jest aż tak wielka, więc obserwowane błyski mogłyby pochodzić tylko od bliskich Ziemi gwiazd neutronowych. Dodatkowo większość gwiazd neutronowych skupia się w dysku Galaktyki, a więc gdyby ten model był prawidłowy BATSE zaobserwowałby pewną niejednorodność w rozkładzie GRB. Na kilka lat przed pomiarami BATSE Bogdan Paczyński, polski astronom pracujący w Princeton University sugerował, iż GRB mają pochodzenie pozagalaktyczne. Zanim BATSE opublikowało wyniki był jedynym astronomem głoszącym tą teorię. Po publikacji procent ten wzrósł bardzo szybko jednak nadal pewna grupa astronomów z Donaldem Lamb em na czele pracowała nad modelem, w którym źródłem GRB są gwiazdy neutronowe znajdujące się w naszej galaktyce. Nadal także nie było wiadomo 9

jakie procesy fizyczne kryją się za tymi błyskami. BATSE pracował na orbicie 9 lat dostarczając wiele ważnych informacji dotyczących błysków γ oraz innych zjawisk obserwowanych w kosmosie. Po awarii jednego z żyroskopów NASA zdecydowało o jego spaleniu i pomimo wielu protestów ze strony naukowców BATSE spłonął w atmosferze 4 czerwca 2000 roku [2]. Rysunek 1.6 Przykładowe krzywe blasku błysków γ zaobserwowanych przez BATSE. Typowym zjawiskiem dla GRB jest fakt, iż każdy błysk jest inny, niepowtarzalny (źródło http://f64.nsstc.nasa.gov/batse/) Cztery lata wcześniej na orbitę okołoziemską z Przylądka Canaveral został wystrzelony włosko-holenderski satelita Beppo-SAX. Był to pierwszy satelita, który został specjalnie przystosowany do badania błysków γ. Oprócz detektorów promieniowania γ został on wyposażony w teleskop dla nisko- i średnioenergetycznego promieniowania X oraz detektor przeznaczony do badania wyjątkowo silnych wiązek tego promieniowania. Beppo-SAX był pierwszym satelitą na świecie, który mógł obserwować całe spektrum promieni X w zakresie 0.1-300 kev. Dodatkowo był wyposażony w urządzenie pozwalające na lokalizację błysku z dokładnością do pięciu minut kątowych taka precyzja pozwalała na skierowanie teleskopów w miejsce błysku 10

okularów teleskopów znajdujących się na Ziemi i dzięki temu umożliwiał badanie późniejszej, gwałtownie blednącej poświaty błysku w zakresie rentgenowskim, widzialnym i radiowym [6]. Pierwsza obserwacja z wykorzystaniem teleskopów naziemnych miała miejsce 28 lutego 1997. Beppo-SAX w czasie 8 godzin lokalizował na niebie miejsce błysku i wysłał sygnał do obserwatoriów naziemnych, które już po kolejnych 12 godzinach mogły obserwować to miejsce. Zaobserwowano tam poświatę słabnącego obiektu gwiazdowego. Rozpoczęła się analiza otrzymanych danych. Na zdjęciach pochodzących z teleskopu Hubble a doszukano się niewielkiego obłoku, który zinterpretowano jako odległą galaktykę. Od tego dnia rozpoczęła się nowa era badań błysków γ za pomocą obserwacji pozostawionych poświat zarówno optycznych jak i radiowych. Zaobserwowany przez Beppo-SAX GRB z dnia 8 maja 1997 przyniósł jeszcze więcej informacji, gdyż udało się wtedy po raz pierwszy w historii zmierzyć przesunięcie poświaty pozostałej po błysku ku czerwieni. Przesunięcie to wynosiło z=0.835 co oznacza odległość około 7 miliardów lat świetlnych. Oszacowaną dzięki znajomości odległości błysku energię, jaka została wypromieniowania w czasie tego, trwającego 15 sekund GRB, porównać można z energią, jaką wypromieniowało Słońce przez okres 10 miliardów lat! Przez rok działania Beppo-SAX odkrył około 10 takich przypadków. Pozostawione po błyskach poświaty obserwowano jeszcze przez kilka tygodni lub miesięcy [2]. Kolejnym pytaniem dręczącym naukowców było określenie, co może być źródłem tak olbrzymich energii. Zaobserwowano już pewną koincydencję pomiędzy błyskami γ, a powstawaniem nowych gwiazd. Bohdan Paczyński wysunął wniosek, że GRB są związane z gwałtowną śmiercią bardzo masywnych gwiazd i zaproponował nadaniu temu zjawisku nazwy hipernowych [7]. Sam twierdził, iż wybuchy hipernowych są najjaśniejszymi obiektami we Wszechświecie oraz, że błysk w dowolnej części obserwowalnego Wszechświata może do nas dotrzeć i być przez nas wykryty. Pod koniec stycznia 1999 roku, dzięki Beppo-SAX, zaobserwowano jeden z najjaśniejszych błysków GRB, który można było obserwować z Ziemi przez zwykłą lornetkę, gdyż maksymalna jasność optyczna tego błysku milion razy przekraczała jasność całej galaktyki [8]. Dzięki dobrze zorganizowanej współpracy z jednostkami naziemnymi, poświata optyczna tego błysku była obserwowana już od 22 sekundy zdarzenia. Dodatkowo odkryto nowe radioźródło zlokalizowane w pozycji odpowiadającej temu GRB. Błysk zdarzył się w odległości około 10 miliardów lat 11

świetlnych od nas (z=1.6). Jego siła była tak potężna, że byłby widoczny za pomocą teleskopów nawet, gdyby wydarzył się w odległości 40 razy większej. Potęgę tego zjawiska zobrazował astronom z California Institute of Technology, S. George Djorgovski: gdyby bowiem przyjąć, że błyski gamma są emitowane równomiernie we wszystkich kierunkach, to ich energia przekracza dziesięć tysięcy razy energię, którą Słońce wyemitowało w ciągu swego dotychczasowego istnienia (czyli 5 miliardów lat!). Na dodatek, cała ta przeogromna porcja energii jest ekspediowana w kosmos w ciągu kilku lub kilkudziesięciu sekund. [2]. Obserwacja tego błysku była także bardzo ważna dla Carla Akerlofa, projektanta naziemnego teleskopu ROTSE (Robotic Optical Transient Search Experiment). ROTSE został zbudowany z czterech długoogniskowych obiektywów, których łączne pole widzenia jest tylko kilka razy mniejsze od pola widzenia zwykłego, amatorskiego aparatu fotograficznego. Dzięki temu, iż nie jest to duży teleskop, lecz kilka małych obiektywów, można nim łatwo sterować i w bardzo krótkim czasie zmienić jego pozycje [9]. Gdy 23 stycznia 1999 roku ROTSE dostał sygnał z Beppo-SAX o położeniu błysku, jego kamery zlokalizowały obszar GRB i odnalazły błysk optyczny już po 22 sekundach. Umożliwiło to po raz pierwszy w historii pełną analizę widma optycznego zaraz po błysku. Zdjęcia wykonane przez ROTSE pokazują, że jasność błysku najpierw wzrosła, a następnie zaczęła spadać. 12

Rysunek 1.7 Zdjęcia wykonane przez teleskop ROTSE w 22 sekundy po błysku GRB990123 (źródło http://www.rotse.net/) Rysunek 1.8 Krzywa blasku błysku z 23 stycznia 1999 roku wykreślona przez BATSE (źródło http://f64.nsstc.nasa.gov/batse) Akerlof umieścił swój teleskop w Las Alamos w Nowym Meksyku. Przez większą cześć roku niebo nad Los Alamos jest czyste dzięki czemu ROTSE może obserwować widma optyczne dużej ilości błysków. 5-go lipca tego samego roku został zaobserwowany jeszcze jeden bardzo ważny błysk, oznaczony symbolem GRB990705. Jego dokładna analiza potwierdziła, iż 13

sprawcą tego GRB była bardzo masywna gwiazda, natomiast zawartość żelaza i prędkość emisji były podobne do wybuchu supernowej. Pod koniec roku 1999 zaobserwowano kolejne linie żelaza, tym razem w widmie błysku GRB991216. Obserwacja błysku zlokalizowanego 11 grudnia 2001 roku przez satelitę rentgenowskiego XMM-Newton (X-ray Multi-Mirror) zbudowanego przez Europejską Agencję Kosmiczną także przyniosła wiele informacji na temat składu chemicznego wyrzuconej materii. Analiza linii widomych pozwoliła na wyodrębnienie dużych ilości magnezu, krzemu, siarki, argonu oraz wapnia i stosunkowo mało żelaza. Podobna materia wyrzucana jest przez supernową podczas jej wybuchu [10]. Ponieważ do przetworzenia danych o błysku z satelity, w celu przekazania ich dalej do naziemnych teleskopów, potrzebny jest czas dłuższy, niż czas trwania błysku, dlatego został wystrzelony w kosmos kolejny satelita NASA HETE 2 (High Energy Transient Explorer - badacz wysokoenergetycznych zjawisk krótkotrwałych). Zbudowany jest on w taki sposób, aby mógł przesyłać dane o błysku w ciągu 10-20 sekund od jego zauważenia. Krążący od października 2000 roku po orbicie satelita HETE 2 nie tylko ma informować naziemne obserwatoria o błysku, lecz sam również może dokonać jego analizy. Na jego pokładzie umieszczone są trzy podstawowe moduły: FREGATE (French Gamma Telescope Francuski Teleskop Gamma) - służący do detekcji promieniowania γ oraz wysokoenergetycznego promieniowania X, japońsko-amerykański WXM (Wide-Field X-ray Monitor) obserwujący mniej energetyczne błyski z dużą zdolnością rozdzielczą oraz amerykański SXC (Soft X-ray Camera) także do badania miękkiego promieniowania X [11]. Rysunek 1.9 Satelita HETE 2. (źródło http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/hete2) 14

Urządzenia te pozwalają na identyfikacje i dokładną lokalizacje błysku (rocznie około 16-20 błysków γ lokalizowanych jest z precyzją lepszą niż 10 minut kątowych za pomocą WXM oraz około 2-5 GRB z dokładnością 10 sekund kątowych dzięki SXC). Kalkulacja współrzędnych błysku odbywa się w przestrzeni kosmicznej w ciągu 10-100 sekund po zauważeniu błysku. Różnice w czasie zależą od czasu trwania i struktury czasowej poszczególnych przypadków. Po wyznaczeniu współrzędnych HETE 2 przesyła je w czasie bliskim rzeczywistemu (<10 sekund) do Centrum Kontroli znajdującym się na politechnice MIT w Massachusetts w USA. Nastepnie dane te są natychmiastowo przesyłane dalej poprzez koordynacyjną sieć błysków γ GCN. Po przeprowadzeniu tych operacji satelita nadal bada błysk ustalając jego intensywność w miękkim i średnim promieniowaniu X oraz w widmie promieni γ poprzez wykorzystanie połączeń pomiędzy modułami. Spektroskopia zaobserwowanego GRB wykonywana jest w przedziale od 1 do 400 kev i pozwala ona na analizę widma promieniowania X poświaty zaobserwowanego błysku. 5-go października 2002 roku HETE 2 zaobserwował błysk i wysłał o nim informacje tak szybko, iż w czasie krótszym niż 10 min od jego rozpoczęcia naukowcy mogli go oglądać przez teleskopy naziemne. Dzięki temu naukowcy znaleźli dowody śmierci masywnej gwiazdy i pojawienia się po niej w tym samym miejscu czarnej dziury. Dodatkowo, tak długa obserwacja pozwoliła na analizę fluktuacji światła GRB w skali czasowej 15-30 minut. Kilkugodzinne badanie wahań intensywności światła poświaty błysku wraz z obserwacją okolicznych gwiazd pozwoliło na wyciągnięcie wniosku, iż fluktuacja światła poświaty jest cechą charakterystyczną dla GRB. 15

Rysunek 1.10 Krzywa blasku błysku zaobserwowanego 4-go października 2002 roku. (źródło http://space.mit.edu/hete) Po 10 latach przygotowań i testów, w których uczestniczyły instytucje z wielu krajów Europy oraz ze Stanów Zjednoczonych, w czwartek 17 października 2002 roku z Kosmodromu Bajkonur (Kazachstan, Rosja), został wystrzelony na orbitę satelita Integral (International Gamma Ray Astrophysics Laboratory). Satelita ten okrąża Ziemię w ciągu 72 godzin. INTEGRAL posiada cztery urządzenia pomiarowe: francusko-niemiecki spektrometr SPI, włoską kamerę IBIS, duńską kamerę do obserwacji w promieniowaniu X JEM-X (Joint European X-Ray Monitor) oraz kamerę CCD (OMC - Optical Monitoring Camera) działająca w zakresie widzialnym. Główne przyrządy, czyli IBIS i JEM-X wykonano przy współpracy polskich naukowców z Centrum Badań Kosmicznych PAN i Centrum Astronomicznego Mikołaja Kopernika PAN. Polski wkład jest także widoczny w aparaturze kontrolnej: Polacy opracowali i skonstruowali aparaturę symulującą awarie oraz śledzącą prace poszczególnych przyrządów [12]. Najbardziej spektakularnym odkryciem satelity INTEGRAL była obserwacja z 3-go grudnia 2003 roku 30-to sekundowego błysku γ pochodzącego z małej galaktyki odległej od nas o około 1.6 miliarda lat świetlnych [13]. Błysk ten zadziwił naukowców swoją energią (pomiędzy 0.6, a 1.4 10 43 J), która jest tysiąckrotnie niższa od typowych pomiarów energetycznych GRB. Wynik ten był także zaskakujący ze względu na fakt, iż GRB031203 był najbliższym zarejestrowanym do tej pory błyskiem. Poprzednio tak bliski przypadek (130 milionów lat świetlnych), również niskoenergetyczny, został 16

zaobserwowany w roku 1998, lecz wtedy astronomowie nie byli pewni, czy nie jest to swego rodzaju losowa eksplozja. Po odkryciu z grudnia 2003 roku dwie grupy naukowców z Niemiec i Rosji rozpoczęły badania nad zupełnie nową grupą błysków γ, znajdujących się pomiędzy wybuchami supernowych, a innymi GRB. Odkrycie to przyczyniło się do odrzucenia idei, że wszystkie błyski γ mają podobne energie. Możliwe jest, że już dużo wcześniej występowały takie słabo energetyczne błyski, lecz dostępna aparatura nie była w stanie ich zarejestrować. 20-go listopada 2004 roku wystartowała sonda SWIFT, której głównym zadaniem jest rejestrowanie i analiza błysków gamma. Ten satelita wyposażony jest w bardzo czułe detektory promieniowania γ, co pozwala na wykrywanie niskoenergetycznych i o małej jasności GRB w odległościach stosunkowo bliskich Ziemi. Jak powiedział Neil Gehrels z NASA/Goddard Space Flight Center, "Obserwatorium (SWIFT) jest czulsze od satelity Integral i będzie mogło ustalić jaką w rzeczywistości wielkość ma ta nowa populacja zdarzeń" [14]. Rysunek 1.11 Schemat satelity SWIFT z zaznaczonymi teleskopami (źródło http://swift.gsfc.nasa.gov) Satelita SWIFT wyposażony jest w teleskop promieniowania γ BAT (Burst Alert Telescope), promieniowania rentgenowskiego XRT (X-ray Telescope) oraz optycznego UVOT (UltraViolet/Optical Telescope) [15]. Dzięki temu błysk może być obserwowany w prawie całym zakresie widma elektromagnetycznego. Satelita SWIFT lokalizuje i obrazuje błyski γ szybciej niż INTEGRAL. Ponieważ większość błysków nie trwa dłużej niż 10 sekund, a nieliczne - ponad minutę, tak więc szybkość wykonania obserwacji i przekazanie informacji do stacji naziemnych, w celu skierowania w miejsce błysku γ dużych ziemskich teleskopów o małym polu widzenia, ma zasadnicze znaczenie dla zrozumienia błysków. Pierwszym GRB zarejestrowanym przez SWIFT, dla którego detektor XRT ustalił dokładną pozycję był GRB041223. 17

Najdłuższym błyskiem GRB zarejestrowanym do tej pory jest błysk pochodzący z 4-go września 2005 roku. Satelita SWIFT zauważył błysk γ znajdujący się w rekordowej odległości 13 milionów lat świetlnych, trwający 200 sekund. Rysunek 1.12 Krzywa blasku dla błysku zarejestrowanego przez SWIFT 23 grudnia 2004 roku. (źródło http://swiftsc.gsfc.nasa.gov/) Rysunek 1.13 Krzywa blasku dla najdłuższego błysku zarejestrowanego przez satelitę SWIFT. (źródło http://swiftsc.gsfc.nasa.gov/) Wszystkie informacje pochodzące z krążących satelitów oraz naziemnych teleskopów dotyczące GRB trafiają do koordynacyjnej sieci obserwacji rozbłysków γ nazywanej GCN (The Gamma Ray Bursts Coordinates Network). Sieć ta ma za zadanie rozsyłanie informacji o współrzędnych zaobserwowanego błysku do wszystkich podłączonych jednostek, a także wysyłanie raportów sporządzonych przez obserwatorów naziemnych. Ponieważ informacja pochodząca z satelity przesyłana jest natychmiastowo do wszystkich użytkowników sieci, duże teleskopy naziemne, mające małe pole widzenia, mogą przemieścić się po takim sygnale do odpowiedniej pozycji, pozwalającej na obserwację poświaty pozostawionej przez błysk γ, bądź też samego błysku [16]. 18

Rysunek 1.14 Schemat sieci GCN. (źródło http://gcn.gsfc.nasa.gov) Nowe dane pochodzące z satelitów posiadających bardzo czułe teleskopy, takich jak INTEGRAL i SWIFT, pozwoliły na weryfikacje niektórych hipotez przyczyn powstawania błysków γ. Na początku 2005 roku Bohdan Paczyński wraz z Pawłem Haenselem (Centrum Astronomiczne M. Kopernika PAN w Warszawie) opublikowali teorię, iż za błyski γ odpowiedzialne są gwiazdy kwarkowe [17]. Gwiazda taka mogłaby powstać po wybuchu supernowej, gdy gwiazda wypala się, a wnętrze jej zapada się do bardzo małych rozmiarów. Dotychczas wydawało się, ze najgęstszą materią jaka może istnieć jest gwiazda neutronowa, lecz niektóre rachunki mówią o tym, że neutrony w takiej gwieździe mogą rozpaść się na kwarki tworząc stabilną gwiazdę o jeszcze większej gęstości. Przemiana taka trwałaby zaledwie kilka minut, a wyemitowana w kosmos energia w postaci strumienia wyrzuconej materii mogłaby być rejestrowana jako długi i potężny błysk GRB. W swojej pracy obaj Panowie dokładnie opisali taki kataklizm i zaproponowali jak go wykryć. Od ponad 50 lat naukowcy próbują rozwiązać zagadkę potężnych błysków występujących losowo w kosmosie. Wydaje się, że zmierzamy w dobrym kierunku, a aparatura jaką dysponują astronomowie jest coraz czulsza i nowocześniejsza. Na rok 2006 NASA planuje wystrzelenie kolejnego satelity odpowiedzialnego za rejestrację GRB, GLAST (The Gamma Ray Large Area Space Telescope), zaprojektowanego do obserwacji źródeł γ dla energii od 10 kev do 300 GeV. Międzynarodowy projekt GLAST powstaje dzięki współpracy rządów oraz instytucji naukowych ze Stanów Zjednoczonych Ameryki, Francji, Niemiec, Japonii, Włoch i Szwecji. 19

2. Projekt π of the Sky Ideą projektu π of the Sky są badania zjawisk astrofizycznych z dużą rozdzielczością czasową, rzędu 10 sekund. Głównym celem są poszukiwania i badania błysków optycznych, stowarzyszonych z rozbłyskami gamma (GRB, Gamma Ray Burst) oraz pozostawionych po nich poświat, za pomocą aparatury astronomicznej umieszczonej na terenie obserwatorium astronomicznego w Las Campanas w Chile. Miejsce to zostało wybrane bardzo staranie ze względu na jego klimat i ukształtowanie terenu. Powietrze jest tam czyste i przejrzyste, dzięki czemu przez ponad 300 dni w roku można dokonywać obserwacji nieba. Dodatkowym atutem jest obecność w Las Campanas polskich teleskopów z projektów ASAS 3 oraz OGLE 4 kierowanych przez dr hab. Grzegorza Pojmańskiego z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Warszawskiego. W poprzednim rozdziale, dotyczącym historii badań i odkryć związanych z błyskami promieniowania γ, zwróciłam uwagę na fakt, iż małe, naziemne teleskopy, takie jak ROTSE 5, mają wysoką wydajność w obserwacjach GRB. Związane jest to z możliwością szybkiego przemieszczenia obiektywów do miejsca błysku. Dodatkowym atutem jest krótka ogniskowa obiektywów, dzięki czemu jednocześnie obserwowana jest większa część nieba. Oczywiście należy przyznać w tym miejscu, że duże teleskopy pozwalają na dokładniejsze pomiary, lecz czas, jaki jest potrzebny do skierowania ich do pozycji przekazanej przez koordynacyjną sieć obserwacji rozbłysków γ jest na tyle długim, iż nie jest możliwa obserwacja poświaty pozostawionej przez błysk w pierwszych minutach jej istnienia. 3 All-Sky Automated Survey: http://www.astrouw.edu.pl/~gp/asas/asas.html 4 The Optical Gravitational Lensing Experiment: http://ogle.astrouw.edu.pl/ 5 Robotic Optical Transient Search Experiment: http://www.rotse.net/ 20

Rysunek 2.1 Naziemny teleskop ROTSE zlokalizowany w Los Alamos w Chile (źródło: http://www.ccd.com/ap10feature.html) Właśnie na podstawie doświadczeń małych, zwinnych teleskopów, takich jak ROTSE, powstał projekt zbudowania naziemnego teleskopu, z krótkim czasem naprowadzania, dodatkowo całkowicie zautomatyzowanego. Po okresie badań nad konstrukcją fizyczną jak i oprogramowaniem sterującym, w listopadzie 2002 roku ruszyła pierwsza faza polskiego projektu i kamera Kodak na ruchomym montażu została uruchomiona w Brwinowie (około 30 km od Warszawy). Kamera ta miała niską zdolność rozdzielczą (786 x 512 pikseli). Zbierała ona dane przez okres 10 miesięcy, a następnie została zastąpiona kamerą, której chip składał się z 2000 x 2000 pikseli i również pracowała w Brwinowie jeszcze przez miesiąc. Trzy miesiące później został skonstruowany i zbudowany montaż, na którym umieszczono dwie kamery o matrycach CCD 442A, które pracują do dziś. Sensory te zbudowane są z 2048 x 2048 pikseli, z czego czułe piksele tworzą obszar 2032 x 2032. Całkowity rozmiar piksela to 15 x 15 μm 2. CCD 442A posiada wzmacniacz wyjściowy umieszczony na końcu pionowego rejestru. Elektronika układu jest skonstruowana tak, aby odczyt danych następował z olbrzymią szybkością 2 Mpikseli/sekundę, dzięki czemu czas odczytu całej matrycy trwa 2 sekundy. Wzmocniony analogowy sygnał pochodzący z matrycy CCD przechodzi przez przetwornik analogowo-cyfrowy i zapisywany jest w pamięci komputera poprzez złącza USB [18]. 21

Rysunek 2.2 Sensor CCD442A firmy Fairchild Imaging wykorzystany w projekcie "Pi of the Sky". (źródło http://www.fairchildimaging.com) Rysunek 2.3 Obiektyw Planar-T* Carl'a Zeiss'a, f=50 mm, d=f/1.4 (źródło http://photostyle.net) W Brwinowie testowano zestaw dwóch obiektywów Planar-T* Carl a Zeiss a czołowego światowego producenta w zakresie profesjonalnej optyki. Obiektywy te mają ogniskową f=50 mm i aperturę równą d=f/1.4. Wspólne pole widzenia (FoV, Field of View) obejmuje obszar 33º x 33º. Pole to zostało dobrane w taki sposób, aby pokrywało się z FoV satelity HETE bądź INTEGRAL. Każda z kamer posiada specjalnie skontrowany system migawkowy umożliwiający długotrwałe działanie (z doświadczenia laboratoryjnego wynika, iż możliwe jest wykonanie nim 10 7 bezawaryjnych cykli otwarcia). Ostrość obu kamer korygowana jest za pomocą silnika krokowego wyposażonego w kontroler i może być także sterowana poprzez złącze USB [19]. Czułość detektora pozwala na obserwacje gwiazd o jasności od 11 magnitudo 6 (podczas 10-cio sekundowych naświetlań) oraz gwiazd w okolicach 13 magnitudo po zsumowaniu 20 klatek. Całość urządzenia chłodzona jest za pomocą dwóch modułów Peltiera do temperatury o 35 stopni niższej od temperatury otoczenia. Dzięki testom przeprowadzonym w Polsce, możliwe było przygotowanie programów służących do analizy otrzymywanych danych oraz skonstruowanie własnego systemu tryggerów, który pozwolił na rozpoznawanie największych źródeł tła: cząstek promieniowania kosmicznego padającego na matryce oraz światła odbijającego się od samolotów i sztucznych satelitów. Po zakończeniu fazy testowej montaż z kamerami oraz dwoma komputerami został przewieziony do Las Campanas Observatory w Chile i tam zainstalowany. Pierwsze regularne obserwacje rozpoczęły się w lipcu 2004. 6 Jednostka jasności gwiazdowej. Jest to jednostka wprowadzona przez Ptolemeusza ok. 140 r. n.e., ale prawdopodobnie wynaleziona przez Hipparcha. Jest to skala odwrócona, czyli im jaśniejsza jest gwiazda tym niższa jest jej wielkość gwiazdowa. Gwiazdy obserwowane gołym okiem mają jasność poniżej 7 m. Obiekty widoczne przez lornetkę maja jasność poniżej 10 m. 22

Zaletą zbudowanego systemu jest duże pole widzenia obiektywów w celu stałej kontroli dostępnego obszaru nieba. Umożliwia to obserwacje miejsca błysku GRB zarówno przed, po, jak i w czasie jego trwania. Czułość zainstalowanych kamer pozwala także na identyfikację wybuchów gwiazd nowych oraz supernowych, a stała obserwacja dostarcza informacji o zjawiskach optycznych, z krótkim czasem zmienności (takich jak gwiazdy zmienne). Znaczącym dla uzyskanych wyników rozwiązaniem jest wprowadzenie do oprogramowania sterującego montażem analizy danych wykonywanej w czasie rzeczywistym (on-line). Rysunek 2.4 Złożony z dwóch kamer montaż "π of the Sky" podczas testów w Brwinowie. (źródło http://grb/fuw.edu.pl) Rysunek 2.5 Zdjęcie komety z czerwca 2004 roku pochodzące z danych zebranych w Brwinowie. (źródło http://grb/fuw.edu.pl) Wraz z ruchomym montażem i kamerami, do Chile zostały przewiezione dwa komputery, w których analizowane i magazynowane są otrzymane dane. Komputery te podłączone są do sieci internetowej dzięki czemu możliwa jest stała komunikacja z nimi oraz z kamerami, a także ewentualna interwencja w przypadku awarii. Na obu PC zainstalowany jest system operacyjny Linux, a większość oprogramowania została napisana w języku C++. Oprogramowanie podzielone jest na kilka głównych modułów, które odpowiedzialne są miedzy innymi za sterowanie montażem, czy systemem akwizycji danych (DAQ 7 ), natomiast wszystkie te moduły mogą komunikować się ze sobą dzięki systemowi CORBA 8. Zarządzanie modułami odbywa się dzięki centralnemu modułowi o nazwie PiManager, potocznie nazywanego pimanem. Duża 7 Data Aquisition System 8 CORBA (Common Object Request Broker Architecture) jest to standard uniwersalnej architektury służącej do komunikacji obiektów rozproszonych wprowadzony przez OMG (Object Management Group). Podstawowym celem jest umożliwienie komunikacji między odległymi i niekompatybilnymi systemami - pracującymi na różnych platformach sprzętowych i programowych. 23

uwaga zwrócona jest na możliwość automatycznej naprawy obu komputerów bez fizycznej interwencji człowieka w Chile. Obie kamery mają wbudowany czujnik, który w przypadku awarii protokołu automatycznie je resetuje, a następnie przywraca im połączenie z komputerem. Oba PC mają aktywna opcje Wake/Boot from LAN i mogą być uruchamiane przez sieć, gdy zawiodą pliki systemowe. Dodatkowo każdy z komputerów może być resetowany i wyłączany/włączany przez drugiego. Bezpośrednia komunikacja z systemem jest prowadzona przez moduł PiShell. Podstawowe informacje dotyczące systemu (<20 kb) są automatycznie kopiowane co 5 minut na serwer WWW znajdujący się w Warszawie. Wybrane zdjęcia nieba są kompresowane do formatu jpg i także kopiowane co 20 min. W przypadku niepowodzenia w działaniu któregoś z modułów, system wysyła SMS z odpowiednią informacją na telefon komórkowy osoby dyżurującej oraz rozsyła e-maile [19]. Podczas obserwacji cały system działa zupełnie automatycznie według przygotowywanego każdego dnia schematu pracy, zwanego skryptem nocnym. Skrypt taki tworzony jest indywidualnie dla danej nocy. Określona jest w nim godzina początku i końca obserwacji, ruchy montażu, przebieg skanu wieczornego i porannego oraz wszystkie niezbędne informacje potrzebne do przeprowadzenia pracy. Jeżeli podczas trwania obserwacji, zostanie wysłany z sieci GCN sygnał o zaobserwowanym błysku γ, montaż zmieni pozycję z wcześniej zaplanowanej i przesunie się do pola, którego współrzędne zostały przekazane w wysłanym z sieci koordynującej tryggerze 9. Krótki czas, jaki montaż potrzebuje do zmiany pozycji, umożliwia obserwowanie poświaty pozostawionej przez GRB już po kilkudziesięciu sekundach (ruch montażu umożliwiają silniki krokowe sterowane komputerowo). Po półgodzinnej obserwacji tego pola montaż powróci do dalszych, zaplanowanych w skrypcie obserwacji. W przypadku problemów z wygenerowaniem odpowiedniego na daną noc skryptu, do obserwacji nieba wykorzystywany jest skrypt z nocy ubiegłej. Kolejnym atutem ciągłych obserwacji oraz zainicjowania analizy on-line danych pochodzących z kamer jest możliwość zaprojektowania systemu w taki sposób, aby mógł samodzielnie wykrywać błyski γ. Dzięki temu, podczas obserwacji pola, na którym nastąpił rozbłysk γ, czas potrzebny na wysłanie z satelity informacji o zauważonym błysku do GCN, a następnie rozesłanie tej informacji do użytkowników 9 Informacja na temat zaobserwowanego błysku, rozsyłana przez/do użytkowników sieci GCN. 24

sieci i przestawienie montażu do właściwej pozycji, zostaje wykorzystany na właściwą obserwację miejsca wystąpienia GRB. Dwukrotnie w ciągu nocy wykonywany jest skan całego nieba (wieczorny - przed główną obserwacją i poranny następujący zaraz po niej). Podczas skanu pola fotografowane są trzykrotnie, z czasem naświetlania 10 sekund. Otrzymane z obserwacji zdjęcia są analizowane w czasie rzeczywistym pod względem poszukiwania błysków o czasie narastania rzędu kilku sekund [20]. Algorytm używany do poszukiwań błysków jest bardzo prosty: następuje w nim porównywanie wcześniejszych klatek zebranych na danym obszarze pod względem występowania nowych obiektów. Oczywiście w pierwszej fazie poszukiwań błysków znajdowane są wszelkiego rodzaju pochodne tła (w tej fazie liczba znalezionych błysków sięga rzędu 10 9 ), lecz już żądanie koincydencji z obu kamer zmniejsza liczbę kandydatów na błysk o cztery rzędy wielkości. Kolejne zmniejszenie liczby interesujących przypadków odbywa się poprzez porównanie błysków z katalogiem znanych satelitów i gwiazd stałych oraz wyznaczenie torów lotu na podstawie przypadków z wielu kolejnych klatek. Po takich cięciach liczba znalezionych błysków zmniejsza się z początkowych kilku miliardów do kilkunastu interesujących przypadków. Rysunek 2.6 Uproszczony schemat algorytmu poszukiwań błysków. Po prawej stronie zaznaczona jest liczba potencjalnych kandydatów na błyski po kolejnych cięciach 25

Miejsca na klatkach, w których znajdują się pozostałe po segregacji błyski optyczne, są wycinane w formie kwadratu o długości boku 100 pikseli, z błyskiem znajdującym się na środku wycinka. Dodatkowo wycinki z takim samym obszarem są tworzone na klatkach sprzed i po zaobserwowaniu błysku i wszystkie razem zapisywane są na dysku. W trakcie obserwacji pobrane klatki kopiowane są na drugi komputer, gdzie następuje ich sumowania po 20. Dalej wykonywana jest analogiczna analiza do poszukiwania błysków, lecz tym razem z czasem narastania rzędu minut. Sumowanie klatek pozwala na podwyższenie stosunku sygnału do szumu i zwiększa zasięg widzenia gwiazd o 2 magnitudo. Po zakończeniu obserwacji na obu komputerach rozpoczyna się analiza offline. Na pierwszym PC, kontrolującym montaż, na którym znajdują się nieposumowane klatki następuje proces redukcji 10, szybkiej fotometrii 11, astrometrii 12 oraz katalogowania 13. Na drugim PC, na sumach klatek, wykonywana jest redukcja, zwykła fotometria, a następnie jak w pierwszym przypadku, astrometria i katalogowanie. Dokładny opis poszczególnych procesów znajduje się poniżej. Podczas nocy zbieranych jest około 30 GB danych. Po przeprowadzeniu dziennych analiz na stałe zostaje zapisane około 10% z nich. Po zapełnieniu 200GB dysku wymiennego następuje zastąpienie go nowym, a dysk z zapisanymi danymi zostaje przewieziony do Warszawy celem dalszych analiz off-line. Taka wymiana następuje raz na 2-3 miesiące [20]. 10 Przygotowanie klatki do dalszych procesów poprzez odjęcie od niej tła oraz jej optymalizację. 11 Proces polegający na odnalezieniu na otrzymanych klatkach gwiazd oraz odczytaniu ich jasności i pozycji (x,y) na chipie. 12 Transformacja współrzędnych instrumentalnych x,y pochodzących z chipu na współrzędne astronomiczne (ra, dec) 13 Normalizacja jasności aparaturowych wyliczonych w procesie fotometrii, a następnie przypisanie otrzymanych danych do poszczególnych pomiarów w plikach astrometrii. 26

Rysunek 2.7 Schemat przedstawiający system akwizycji danych (DAQ) w działaniu projektu π of the Sky REDUKCJA (plik typu.fits) FOTOMETRIA (plik typu.mag) Od surowej klatki odejmowany jest dark flat, czyli ciemna klatka, otrzymana poprzez naświetlenie chipu w takich samych warunkach jak klatki surowej (temperatura, czas ekspozycji), lecz przy zamkniętej migawce. Otrzymany wynik dzielony jest przez flat field (klatkę powstałą na skutek sumowania kilku klatek, który pozwala na uzyskanie jednorodności w jasności klatki pomimo różnic powstałych podczas produkcji obiektywu (jasność klatki jest największa przy jej środku). Procedura polegająca na odnalezieniu na zredukowanej klatce listy gwiazd wraz z ich współrzędnymi na chipie. Jasność gwiazdy na chipie obliczana jest dla 4 apertur. W projekcie rozróżnia się dwa rodzaje fotometrii: szybką fotometrię przeprowadzaną dla klatek nie posumowanych na komputerze odpowiedzialnym za kontrolę kamer oraz fotometrię precyzyjną, wykonywaną na sumach 20 klatek. Szybka fotometria na pojedynczych klatkach nie jest zbyt precyzyjna (Rysunek 2.8), ale fotometria na sumach pozwala na osiągnięcie dokładności 0.1m aż do 12 wielkości gwiazdowej (Rysunek 2.9. ) 27

Rysunek 2.8 Rozkład błędu pomiaru jasności od jasności gwiazdy dla szybkiej fotometrii [21] Rysunek 2.9 Rozkład błędu pomiaru jasności od jasności gwiazdy dla fotometrii precyzyjnej [21] ASTROMETRIA (plik typu.ast) KATALOGOWA- NIE Porównanie otrzymanej listy gwiazd z katalogiem 118 218 gwiazd, stworzonym przez satelitę Hipparcos, wystrzelonym na orbitę okołoziemską 8 sierpnia 1989 roku przez Europejską Agencję Kosmiczną. Satelita ten miał za zadanie zebrać dane o paralaksach gwiazd (zaczynając od magnitudo 10) oraz dostarczyć dokładne pomiary odległości kilkudziesięciu tysięcy gwiazd (do 1 000 lat świetnych).[4] Dzięki porównaniu listy gwiazd z tym katalogiem możliwa jest transformacja otrzymanych z chipu współrzędnych instrumentalnych na współrzędne astronomiczne: rektascensję i deklinację. Normalizacja jasności aparaturowych wyliczonych w procesie fotometrii, a następnie przypisanie otrzymanych danych do poszczególnych pomiarów w plikach astrometrii. Drugim krokiem katalogowania jest wpisanie wszystkich danych dotyczących pomiaru do bazy danych projektu. Procedury redukcji, fotometrii i astrometrii początkowo zostały zaadoptowane z projektu ASAS i są stopniowo zastępowane algorytmami stworzonymi przez zespół π of the Sky. Proces katalogowania został stworzony przez Marcina Sokołowskiego, doktoranta z Instytutu Problemów Jądrowych., głównego programisty projektu π of the Sky. Podczas pracy projektu π of the Sky od początku lipca do połowy stycznia 2006 roku zarejestrowano 89 błysków γ. Tylko dwa z nich były w polu widzenia kamer. Połowa błysków zdarzyła się w ciągu dnia, część błysków była widoczna na półkuli północnej, kilkakrotnie zdarzyło się, że niebo przysłaniały chmury lub aparatura była wyłączona. 15 przypadków zdarzyło się poza polem widzenia FoV. Pomimo tych niepowodzeń aparatura π of the Sky zdołała 13 razy określić limity dla błysków i 28

opublikować je w sieci GCN [http://grb.fuw.edu.pl/pi/]. Dla dwóch zaobserwowanych błysków wyznaczono dokładne limity także sprzed błysku, w trakcie jego trwania i bezpośrednio po nim, była to pierwsza taka obserwacja. Przed GRB W czasie trwania GRB Po GRB GRB050412 14 >11.5 m >11.0 m >11.5 m GRB040825 >10.0 m >10,.0 m >9.5 m Rysunek 2.10 Wyznaczone limity dla dwóch zaobserwowanych błysków GRB (źródło π of the Sky"). Oprócz szukania błysków γ detektor π of the Sky poszukuje zmienności w jasności gwiazd, obserwuje meteoryty, flary i inne zjawiska astronomiczne o wysokiej rozdzielczości czasowej. Cała aparatura oraz oprogramowanie projektu π of the Sky powstała w Polsce we współpracy z Instytutem Problemów Jądrowych, Centrum Fizyki Teoretycznej Polskiej Akademii Nauk, Obserwatorium Astronomicznym Uniwersytetu Warszawskiego (w tym we współpracy z dr G. Pojmańskim), Instytutu Fizyki Doświadczalnej Uniwersytetu Warszawskiego, Uniwersytetu Kardynała Stefana Wyszyńskiego, Instytutu Systemów Elektronicznych Politechniki Warszawskiej oraz dzięki uprzejmości i współpracy prof. B. Paczyńskiego z Princeton. 14 Nazwa błysku GRB oznacza błysk γ natomiast 050412 jest datą obserwacji, w tym przypadku jest to błysk γ zaobserwowany 12 kwietnia 2005 roku. Jest to uniwersalny sposób oznaczania pomiarów GRB. 29

Rysunek 2.11 Aparatura projektu π of the Sky umieszczona w zautomatyzowanym kontenerze (nazywanym Telescope Dome) w Las Campanas w Chile. (źródło: http://grb.fuw.edu.pl) Rysunek 2.12 Projekt "π of the Sky" w Las Campanas w Chile. Po prawej stronie znajduje sie zautomatyzowany kontener mieszczący w sobie ruchomy montaż z kamerami oraz PC koordynujący jego prace. Po lewej stronie umieszczona jest stacja kontrolna. (źródło: http://grb.fuw.edu.pl) Rysunek 2.13 Droga Mleczna zarejestrowana aparaturą "π of the Sky" 30

3. Rozgrzewka badanie działania systemu Moje zadanie w zespole π of the Sky polegało między innymi na tworzeniu oprogramowania bezpośrednio związanego z tematem niniejszej pracy oraz programów ogólnych, wspomagających działanie projektu. Zanim przystąpiłam do rozwiązania głównego problemu jakim jest szukanie jasności gwiazd zaobserwowanych podczas skanów, postawiono przede mną trzy zadania, dzięki którym mogłam zapoznać się z działaniem systemu, strukturą i danymi zawartymi w poszczególnych logach oraz wdrożyć się w sposób pisania oprogramowania w taki sposób, aby był zrozumiały i użyteczny dla całego zespołu. Rysunek 3.1 Montaż wraz z kamerami podczas testów w Warszawie Pierwszym z moich zadań było stworzenie oprogramowania pozwalającego na codzienne, automatyczne generowanie wykresów ruchu montażu, w celu sprawdzenia poprawności jego prowadzenia. Wykresy należało stworzyć w funkcji wskazań potencjometrów umieszczonych w montażu oraz w zależności od współrzędnych podawanych montażowi w skrypcie nocnym. Kolejne zadanie odnosiło się do uruchomienia na stronie publicznej projektu (grb.fuw.edu.pl) skryptu generującego tabelę z zaplanowanymi na daną noc obserwacjami (night schedule). Ostatnim 31