System wyszukiwania gwiazd nowych i zmiennych w ... - Pi of the Sky

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

onią 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 (

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 (

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

zadaniem wprowadzającym było napisanie skryptu sprawdzającego, i w razie potrzeby
poprawiającego, nazwy pól obserwacji, które zapisane są w plikach fitc.
3.1 Wykresy ruchu montażu
W celu kontroli ruchów montażu oraz jego precyzji, napisałam skrypty generujące
ploty z korelacjami astrometrii z pozycją montażu oraz ze wskazaniami skryptu
nocnego. Dane pochodzące z astrometrii są bardzo dokładne, gdyż otrzymywane są
poprzez porównanie zaobserwowanych gwiazd z katalogiem. Za wykonanie tych
wykresów odpowiedzialny jest skrypt główny
mount.script_vs_daq.sh
Skrypt ten wywoływany jest automatycznie na komputerach w Warszawie za
pomocą pimana, zaraz po zakończeniu obserwacji, komendą:
mount.script_vs_daq.sh yyyymmdd
gdzie yyyymmdd określa noc, dla której przeprowadzana była obserwacja. Parametr ten
używany jest do opisywania wykresów i umieszczany jest także w nazwie plików, w
celu zapewnienia jak największej przejrzystości przechowywanych na dyskach danych.
Rezultatem działania tego skryptu jest 5 wykresów w formacie gif wygenerowanych
poprzez program root:
1. yyyymmddDEC.gif – zależność czasowa współrzędnej deklinacji dla
danych montażu odczytanych z potencjometrów (czarny kolor) oraz astrometrii (kolor
czerwony). Przykład: 20050401DEC.gif - system zaczął działać koło godziny 1:30,
na pierwszych zebranych klatkach zbiegła astrometria. Po 10 minutach system
przeszedł do trybu skanu wieczornego (astrometria na skanach wywoływana jest offline).
Skan trwał 15 minut i po tym czasie rozpoczęła się obserwacja pól o deklinacjach
-15 i 0 stopni. Po skanie porannym astrometria nie zbiegła. Na wykresie widać
nieznaczne przesunięcie dla pól o dec=-15 stopni.
32

Rysunek 3.2 20050401DEC.gif
2. yyyymmddHA.gif – wykres zmienności kąta godzinnego (ang. Hour Angle,
HA 15 ) dla danych pochodzących z potencjometrów montażu (kolor czarny) i astrometrii
(kolor czerwony). Na plocie tym widać dużą zgodność pomiędzy montażem i
astrometrią. Bardzo wyraźne są ruchy montażu podczas wykonywania skanu koło
godziny 2:00 i 11:00.
Rysunek 3.3 20050401HA.gif
15 Kąt dwuścienny zawarty pomiędzy płaszczyzną lokalnego południka i płaszczyzną koła godzinnego
danego obiektu. Kąt godzinny odmierza się w kierunku zgodnym z dziennym ruchem sfery niebieskiej, a
przyjmuje on wartości (0h,24h) lub (0°,360°)
33

3. ALT.gif – wykres wysokości kamer nad horyzontem w czasie.
Charakterystyczny garb powstaje na skutek obrotu Ziemi, kiedy montaż zmuszony jest
do ciągłego korygowania swojej pozycji, aby fotografować ten sam punkt nieba.
Rysunek 3.4 ALT.gif dla danych z 2005-04-01
4. diff_DEC.gif – różnica deklinacji pomiędzy danymi pochodzącymi z
astrometrii, a skryptem nocnym.
5. diff_RA.gif - różnica rektascensji pomiędzy danymi pochodzącymi z
astrometrii, a skryptem nocnym.
Rysunek 3.5 diff_DEC.gif . Dane z 2005 04 01 Rysunek 3.6 diff_RA.gif. Dane z 2005 04 01
Na osi OX wszystkich wykresów odłożony jest czas w Warszawie w formacie
hh/mm.
34

Dzięki wykresom różnic pomiędzy astrometrią a danymi ze skryptu nocnego
zauważono, iż pozycja montażu nie jest dokładnie taka sama jak w skrypcie. Montaż
podczas dłuższej obserwacji jednego miejsca zaczynał nieznacznie ‘pływać’, a jego
niedokładność sięgała ponad pół stopnia w deklinacji i rektascensji (Rys. 3.7 i 3.6). W
celu stabilizacji pozycji montażu została wprowadzona formuła samoprowadzenia (ang.
autoguide). Polega ona na korekcie prędkości montażu dzięki danym o jego pozycji
otrzymanym z astrometrii. Zabieg ten bardzo poprawił pozycję montażu, dzięki czemu
możliwa jest obserwacja gwiazd w tych samych punktach na kolejnych zdjęciach
wykonanych przez kamery.
Autoguiding został zaimplementowany do oprogramowania projektu 18-go kwietnia
2005 roku. Uruchamia się go tylko podczas obserwacji zawartych pomiędzy skanami
wieczornym i porannym. Korzystanie z niego w czasie skanów jest bezcelowe, gdyż
podczas przechodzenia pomiędzy kolejnymi polami wykorzystywana jest już
informacja o pozycji pochodząca z astrometrii, a montaż w żadnym z tych pól nie
przebywa na tyle długo, aby na zdjęciach widoczny był jego ruch. Po zastosowaniu
samoprowadzenia nastąpiła widoczna poprawa w pozycji montażu. Odstępstwa
zarówno w deklinacji jak i rektascensji nie przekraczają 0.01 stopnia, co oznacza, że
prowadzenie montażu poprawiło się dziesięciokrotnie.
Rysunek 3.8 diff_DEC.gif . Dane z 2005 04 30 z
włączonym samoprowadzeniem
Rysunek 3.9 diff_RA.gif. Dane z 2005 04 30 z
włączonym samoprowadzeniem
35

3.2 Conocny plan obserwacji
Do stworzenia pliku zawierającego informacje na temat zaplanowanych obserwacji
wykorzystałam plik current_night.pish 16 (skrypt z instrukcjami dla montażu na
daną noc). Oprogramowanie tworzące ten plik składa się ze skryptu wywołującego,
public.sh, przygotowującego dane oraz programu głównego, to_public.cpp,
przetwarzającego informacje i generującego końcową tabelę. Kody źródłowe obu
programów załączone są w dodatku A.
_________________________________________________________
time_start_UT RA[deg] DEC[deg] time_end_UT
_______________________________________________________________
2005-08-09 23:00 297.5 -30 2005-08-09 23:25
2005-08-09 23:25 evening scan 2005-08-09 23:35
2005-08-09 23:35 313 -30 2005-08-10 00:15
2005-08-10 00:15 315 -15 2005-08-10 00:55
2005-08-10 00:55 328.75 -30 2005-08-10 01:35
2005-08-10 01:35 330 -15 2005-08-10 05:30
2005-08-10 05:30 31.25 -30 2005-08-10 09:40
2005-08-10 09:40 morning scan 2005-08-10 10:00
2005-08-10 10:00 75 0 2005-08-10 10:40
Rysunek 3.10 Wynik działania programów public.sh oraz to_public.cpp. Dane dla nocy z 9-go
sierpnia 2005 roku. Czas początku i końca obserwacji podany jest w czasie UT 17 . Tabela ta dostępna jest
na stronie publicznej projektu (grb.fuw.edu.pl) pod zakładką night schedule
Najtrudniejszym krokiem, jaki należało wykonać podczas tworzenia programu do
automatycznego generowania planu obserwacji, było pokonanie bariery strefy czasowej
oraz różnych przesunięć wynikających z przeprowadzania obserwacji na drugiej
półkuli. Skrypt musiałam napisać z niezwykłą dbałością o zmianę dni, miesięcy, lat oraz
stuleci, starałam się, aby był on w pełni uniwersalny. Przeprowadzone testy oraz
kontrola podczas jego pracy dała wyniki w pełni pozytywne. Zadanie to wykonałam
razem z Marcinem Sokołowskim.
Dzięki pracy nad tym skryptem miałam możliwość zapoznania się z budową skryptu
kontrolującego ruch montażu przez cały czas obserwacji. W skrypcie oprócz danych
dotyczących ruchu montażu oraz wywołania dodatkowych skryptów zawierających plan
16 Po zakończeniu obserwacji zmieniana jest nazwa tego skryptu do formatu yyyymmdd.pish i
kopiowany jest on do archiwum, w którym przechowywane są wszystkie skrypty, z których korzystał
montaż.
17 Umowny czas słoneczny, obowiązujący dla zerowego południka, od którego liczymy różnice dla
czasów strefowych, i który stanowi podstawę różnych obliczeń dla czasów lokalnych.
36

obserwacji podczas wykonywania skanu wieczornego i porannego, znajduje się także
nagłówek z ogólnymi danymi dotyczącymi wschodu i zachodu Słońca, pola
obserwowanego przez satelitę HETE i INTEGRAL oraz dane dotyczące fazy i pozycji
księżyca. Takie informacje mogą być bardzo użyteczne podczas analizy otrzymanych
klatek – możemy np. badać, jak faza księżyca wpływa na ilość zaobserwowanych
gwiazd.
# auto-generated script
# night : 20050520
# SUN sets at 1840 LCO time, at (AZ,H)=(107.61,-9.91) [deg]
# SUN rises at 0635 LCO time
# SWIFT at 20050330_195600 is at (RA,DEC)=(205.06,45.00)
# HETE info file date : 20050520_150300
# HETE RA=237.12=15h48m28.80s DEC=-20.94
# MOON RA=205.94=13h43m44.60s DEC=-11.16 illum = 92.23 %
# MOON will set at 20050521_051519, illum = 93.80 %
# INTEGRAL RA=196.51=13h06m02.16s DEC=29.49
# MOON > 60 %
Rysunek 3.11 Nagłówek skryptu nocnego current_night.pish dla nocy z 20-go maja 2005r
3.3 Koordynowanie nazw obserwowanych pól
W każdym wykonanym przez kamery zdjęciu zapisane są podstawowe informacje o
nim, czyli dane dotyczące obserwowanego pola, lokalizacji montażu, kamer, czasu
ekspozycji oraz wiele innych technicznych danych takich jak temperatura chipu, sposób
kompresji itd. Dane te podzielone są na osobne sekcje, w celu większej przejrzystości i
łatwiejszego poruszania się miedzy nimi. Działanie skryptu do_object! ogranicza się
do danych zawartych w sekcji nr 3 dotyczącej pola obserwacji. Znajdują się w niej dane
takie jak:
SECTIO3 = ----- Object ----------/
OBJECT = 'S0800-60' / Object
nazwa sekcji
nazwa obserwowanego pola
37

ROTATE = 1 / S is UP ( rotated FOV )
RA = 8.05235219 / RightAscension - observed
DEC = -60.51242949 / Declination - observed
HA = 2.31593045 / Hour angle
AZIM = 7.68933032 / Azimuth - observed
ALT = 0.63500893 / Altitude - observed
ZENITH_D= 39.36499107 / zenith distance @ end
exposure
OBSMODE = 1 / Obs mode 0-const, 1-tracking
FLIP = '2' / Image flip FH-horiz, FV-vert
Obrót
rektascensja środka pola
deklinacja środka pola
kąt godzinny
azymut
wysokość
odległość od zenitu
tryb obserwacji
obrót obrazu
W nazwie pola OBJECT można znaleźć informacje o rektascensji i deklinacji środka
pola oraz trybie obserwacji (np. S - oznacza skan, H - obserwację pola widzenia satelity
HETE, I - obserwację pola widzenia satelity INTEGRAL itp.). Czasem zdarza się, że
dane o współrzędnych środka pola nie są analogiczne do nazwy pola. Taki błąd może
zdarzyć się, gdy zmieniana jest zaplanowana pozycja montażu (otrzymany zostaje
sygnał z sieci GCN) lub gdy nie wykonała się na danej klatce astrometria, a także gdy
montaż jest sterowany ręcznie na pole, które nie zostało zdefiniowane w ogólnej liście
dostępnych pól. Kilkakrotnie zdarzyło się też wpisanie w nazwę pola symbolu SKY.
Skrypt do_object! ma za zadanie poprawę nazwy pól. Działa on dwustopniowo.
Najpierw wywoływany jest skrypt do_testastro_para!. Skrypt ten porównuje dane
o współrzędnych środka klatki pomiędzy polem OBJECT, a informacją pochodzącą z
astrometrii zawartą w RA i DEC. Jeżeli różnica pomiędzy polem w OBJECT, a RA i DEC
jest mniejsza od 2 stopni 18 - klatka nie zostaje zmieniona, jeżeli natomiast jest większa -
następuje poszukiwane wśród wszystkich dostępnych pól takiego, które odpowiadałoby
parametrom rektascensji i deklinacji z astrometrii. Po odnalezieniu odpowiadającego
współrzędnym pola w pliku fits nadpisywana jest jego nowa wartość. Może się również
zdarzyć, że nie zostanie znalezione pole odpowiadające danym współrzędnym, wtedy
przed nazwą pola dopisywana jest litera U (z ang. unidentified).
18 Parametr zbieżności wynoszący 2 stopnie został wybrany po przeprowadzeniu serii testów. Tabela z
danymi utworzona podczas przeprowadzania tych analiz znajduje się na stronie
http://www.fuw.edu.pl/~kkrupska/parametr/tabela_test.html
38

Tabela 3.1 Poniżej w tabeli zamieściłam dwa przykłady. W pierwszym wierszu nastąpiła zamiana złego
pola I1900+15 na poprawne I1400-15. Różnica w rektascensji wynosiła 4.99421 stopnia a w deklinacji
30.0714 stopnia. W drugim przypadku nie znaleziono pola odpowiadającego współrzędnym,
pochodzącym z astrometrii i pole to zostało oznaczone literą U.
zamiana
odrzucenie
k2a_050412_02527.fitc diff_RA: 4.99421 diff_DEC: 30.0714
k2a_050412_02527.fitc replace OBJECT: I1900+15 -> I1400-15
k2a_050412_01962.fitc diff_RA: 0.00166749 diff_DEC: 2.67203
k2a_050412_01962.fitc replace OBJECT: H1300-15 -> U_H1300-15
W drugiej części działania skryptu do_object! wywoływany jest skrypt
do_new_frames_list!, który tworzy listę tylko tych fitsów, które podczas działania
skryptu do_testastro_para!, nie otrzymały litery U przed nazwą pola OBJECT.
Nazwy utworzonych list to object_frams_list_ccd1 i object_frames_list_ccd2.
Na podstawie tych plików są wykonywane kolejne procedury analizy off-line.
39

4. Analiza skanów
Głównym celem mojej pracy było stworzenie w pełni automatycznego
oprogramowania, które ułatwiałoby przeglądanie danych pochodzących ze skanów w
sposób umożliwiający wyszukiwanie gwiazd nowych i zmiennych, a także innych
ciekawych zjawisk astronomicznych o rozdzielczości czasowej rzędu kilkudziesięciu
godzin, jakie upływają pomiędzy kolejnymi zdjęciami pola.
Gwiazdy nowe należą do klasy gwiazd wybuchowych i charakteryzują się
gwałtownym zwiększeniem jasności, od kilku do nawet 15 magnitudo. Po osiągnięciu
maksimum jasności spadek - o trzy wielkości gwiazdowe - może trwać od 100 do ponad
1000 dni w zależności od rodzaju nowej 19 . Po tym czasie gwiazda nadal stopniowo
słabnie, do momentu osiągnięcia wartości jasności sprzed wybuchu.
Określenie „gwiazda nowa” pochodzi z II wieku p.n.e. i zostało wprowadzone przez
Hipparchosa z Nicei. Zauważył on w gwiazdozbiorze Skorpiona gwiazdę, której nikt
wcześniej nie obserwował. Po pewnym czasie gwiazda ta stała się niewidoczna.
Największymi osiągnięciami Hipparchosa, było zmierzenie odległości Ziemi od
Księżyca 20 , wyznaczenie czasu obrotu Ziemi wokół Słońca, wprowadzenie południków
i równoleżników oraz wykonanie atlasu 1080 gwiazd. To właśnie podczas
katalogowania gwiazd Hipparchos wprowadził jednostkę wielkości gwiazdowej (z
łaciny magnitudo) [23]. Tworząc katalog, podzielił on wszystkie gwiazdy widoczne
gołym okiem na 6 kategorii jasności. Najjaśniejsze z nich otrzymały wielkość
gwiazdową równą 0, a najsłabsze – 6.
19
Na – szybkie nowe, spadek ich jasności o 3 magnitudo następuje już po 100 dniach, Nb – powolne
nowe, u których spadek jasności po 100 dniach nie przekracza 3 jasności gwiazdowych i Nc – nowe
bardzo powolne, które próg spadku 3 magnitudo przekraczają po około 3 latach. Istnieje także typ Nr
gwiazdy nowej, która w ciągu swojego życia wybucha więcej niż raz.
20 Na podstawie analizy wyników obserwacji zaćmień Słońca stwierdził, że odległość do Księżyca
wynosi 59 promieni Ziemi. Wynik ten różni się zaledwie o 2% od współcześnie przyjmowanej średniej
odległości Księżyca.
40

Rysunek 4.1 Hipparchos, grecki astronom, matematyk i geograf żyjący około 190 p.n.e. - 120 p.n.e.,
wynalazca pierwszej skali jasności gwiazd
Informacje o obserwacjach gwiazd nowych pochodzą także z kronik chińskich, prac
Tycho Brahe 21 i Kepplera. Kolejne wzmianki o gwiazdach nowych znajdują się dopiero
w pracach astronomów z XIX wieku.
Pod koniec ubiegłego wieku amerykański astrofizyk, Robert Kraft potwierdził
wcześniejsze przypuszczenia astronomów, że gwiazdy nowe należą do układów
podwójnych [25]. Jedna z gwiazd tego układu jest przeważnie białym karłem 22 , druga
natomiast chłodną gwiazdą typu głównego (chłodna i mało masywna), względnie
olbrzymem lub podolbrzymem. Masa z gwiazdy chłodnej jest ściągana przez grawitację
białego karła. Po osiągnięciu przez niego odpowiedniej masy temperatura wzrasta na
tyle, że możliwe jest zajście procesów termojądrowych. Ponieważ reakcje te zachodzą
bardzo gwałtownie, cały proces ma charakter wybuchu. Po początkowym, bardzo
szybkim wzroście jasności i osiągnięciu maksimum, następuje stopniowy jej spadek, aż
do stanu z przed wybuchu.
21 Duński astronom z XVI wieku. 11 listopada 1572 roku odkrył gwiazdę supernową w gwiazdozbiorze
Kasjopei, która świeciła przez 16 miesięcy. Obserwacje nowej gwiazdy opisał w pracy De Nova Stella (O
nowej gwieździe) w 1573.
22 Obiekt astronomiczny powstały po "śmierci" mało lub średnio masywnej gwiazdy (poniżej 1,4 masy
Słońca), której jądro nie osiągnęło temperatury wystarczającej do zapłonu węgla w reakcjach syntezy
termojądrowej. Brak ciśnienia reakcji termojądrowych sprawia, że jądro gwiazdy zapada się pod
własnym ciężarem osiągając ogromną gęstość - masę Słońca ściśniętą w obszarze wielkości Ziemi.
41

Rysunek 4.2 Rysunek zaczerpniety ze strony AAVSO 23 (American Association of Variable Star
Observers). Czerwony olbrzym (ang. Red Dwarf) zrzuca na powierzchnię białego karła strumień
rozproszonej materii (ang. stream of mater). Zjawisko to nosi nazwę akrecji. W układach podwójnych,
materia podlegająca akrecji ma znaczny moment pędu, uniemożliwiający bezpośrednie opadnięcie na
powierzchnię gwiazdy. Powoduje to powstanie wokół karła dysku akrecyjnego (ang. accretion disk), z
którego materia może opaść dopiero po utracie momentu pędu przez część cząstek
Gwiazdy nowe oznaczane są za pomocą łacińskiego wyrazu Nova przeważnie z
dodaniem nazwy gwiazdozbioru i rokiem pojawienia się, jak np Nova Cassiopeia 1995,
a dodatkowo otrzymują dodatkowe, typowe oznaczenia dla gwiazdy zmiennej (dla
nowej wymienionej powyżej jest to V723 Cas).
Rysunek 4.3 Schematyczna krzywa blasku gwiazdy nowej. Wahania w jasności można podzielić na 4
obszary: gwałtowny wzrost jasności, początkowy powolny spadek, okres przejściowy i końcowy spadek
jasności do osiągnięcia stanu sprzed wybuchu. Zachowanie gwiazdy w obszarze przejściowym definiuje
klasę szybkości nowej (dla najszybszych nowych jasność w obszarze przejściowym maleje
monotonicznie) [23]
23 http://www.aavso.org/
42

Rysunek 4.4 Przykład krzywej blasku dla rzeczywistej nowej - dla Nova Cassiopeia 1995. Dane te
pochodzą z bazy danych AAVSO i przedstawiają jej zmiany jasności od 1 lipca 1995 do 21 grudnia 2000.
V723 Cas została odkryta przez zespół japoński (M. Yamamoto, Okazaki, Aichi) w sierpniu 1995
Charakterystyczną własnością gwiazd nowych, opisaną powyżej, jest ich nagłe
pojawienie się oraz powolne pociemnienie i właśnie tą cechę wykorzystałam podczas
pisania oprogramowania wyszukującego. W celu przyspieszenia mechanizmu
automatycznego wyszukiwania gwiazd nowych dla projektu „π of the Sky”
zastosowałam proces dwustopniowy.
W pierwszym kroku informacje o gwiazdach, które danej nocy zostały
zaobserwowane po raz pierwszy na klatkach pochodzących ze skanów, wprowadzam do
osobnej tabeli w bazie (tabela ta nosi nazwę novaevents). Czynnikiem
ograniczającym wprowadzenie do tej tabeli informacji o gwieździe zaobserwowanej po
raz pierwszy, jest jej lokalizacja na polu, które nie było obserwowane minimum 3 razy.
Poznanie historii obserwacji pola jest bardzo ważne przy wykluczeniu z dalszej analizy
gwiazd stałych, które zostały zaobserwowane po raz pierwszy, co zdarza się jedynie
podczas pierwszych obserwacji nowego pola. Dokładny opis użytego parametru
określającego ilość minimalnej liczby obserwacji pola oraz fizyczna interpretacja jego
wyboru znajduje się w rozdziale 5. Wyszukiwanie gwiazd nowych – wypełnianie tabeli
novaevents, w którym także zamieściłam dokładny opis programu i wszystkich
wykorzystanych w nim kryteriów odpowiedzialnych za wypełnianie tej tabeli.
Kolejnym krokiem jest selekcja wszystkich dodanych do tej tabeli gwiazd. Wiedząc,
iż gwiazda nowa zmniejsza swą jasność o 3 magnitudo nie wcześniej niż po 100 dniach
od osiągnięcia maksimum jasności, w kolejnym kroku analizy pozostawiam tylko te
gwiazdy, dodane do tabeli novaevents, które były obserwowane jeszcze przez co
najmniej 5 razy. Klasyfikacja ta także jest dwupoziomowa:
43

• sprawdzanie wystąpienia gwiazd nowych poprzez analizę ‘wstecz’ – gwiazda
zaobserwowana jako nowa sprawdzana jest pod kątem jej wystąpień na
kolejnych klatkach pochodzących z następnych nocy obserwacji zadanego
fragmentu nieba. Analiza ta jest bardzo dokładna, lecz nie jest możliwe
uzyskanie dzięki niej informacji o gwiazdach nowych zaraz po ich wystąpieniu.
Głównym parametrem wskazującym na zaobserwowanie gwiazdy nowej
podczas tej analizy jest jej pięciokrotna obserwacja podczas kolejnych 30 dni po
jej pierwszej rejestracji. Dokładniejszy opis parametrów tej analizy oraz
programu odpowiedzialnego za jej przeprowadzenie znajduje się w podrozdziale
4.3 Wyszukiwanie gwiazd nowych – zastosowanie analizy wstecz.
• analiza gwiazd dodanych do tabeli novaevents zaraz po zakończeniu nocnych
obserwacji i po wykonaniu procesu katalogowania. Polega ona na sprawdzeniu
pojedynczych klatek z 10-cio sekundowych naświetlań. Warunkiem koniecznym
na wyodrębnienie nowej jest wystąpienie jej na wszystkich (bądź prawie
wszystkich) zdjęciach wykonanych przez kamerę k2a i k2b, na których po
zsumowaniu została zauważona gwiazda nowa. Ścisłe omówienie tej selekcji
gwiazd znajduje się w podrozdziale 4.4 Wyszukiwanie gwiazd nowych – na
bieżąco. Ten system wyszukiwania nie skupia się na parametrach gwiazd
nowych, lecz na samym fakcie zaobserwowania nowego obiektu niebieskiego.
Dopiero późniejsza obserwacja i analiza krzywej blasku, mogą udzielić
odpowiedzi na pytanie, czy jest to gwiazda nowa. Dla „π of the Sky” jest jednak
bardzo ważne zastosowanie algorytmów, które na bieżąco, po każdej nocy
obserwacji, mogą wyszukiwać na niebie nowe zjawiska.
4.1 Astrometria i katalogowanie gwiazd pochodzących ze skanów
W celu ustalenia współrzędnych niebieskich gwiazd zapisanych na chipie detektora
oraz ustalenia jasności gwiazdy, należy wykonać proces astrometrii. W tym celu
napisałam skrypt scan_run_pipe.sh, który składa się z programów wykonanych na
potrzeby projektu ASAS i przystosowanych do projektu „π of the Sky”. Ponieważ dane
pochodzące z właściwych nocnych obserwacji i skanów różnią się między sobą
zarówno czasem naświetlania klatek jak i sposobami sumowania, moim zadaniem było
44

przystosowanie istniejących już programów i skryptów do stworzenia jednolitej
procedury pipeline 24 dedykowanej wyłącznie danym pochodzącym ze skanów.
W tym miejscu należy wspomnieć, iż już wcześniej, Katarzyna Kwiecińska
prowadziła badania mające na celu analizę wyznaczania jasności gwiazd podczas
wykonywania procedury pipeline [26]. Wykazała ona, że błędy systematyczne, takie jak
różnica czułości pomiędzy pikselami, a także wewnątrz pojedynczego piksela, czy
zachmurzenie i faza w jakiej znajduje się Księżyc, maja bardzo duży wpływ na
dokładność przeprowadzonej przez pipeline analizy otrzymanych zdjęć.
4.2 Wyszukiwanie gwiazd nowych – wypełnianie tabeli novaevents
Gwiazdy zaobserwowane podczas skanów wieczornego i porannego, po wykonaniu
na nich procedur pipeline i skatalogowaniu w bazie danych, zostają poddawane
kolejnym czynnościom, mającym na celu ich analizę pod względem wyszukiwania
wśród nich nowych. W celu szybszego działania programów wyszukujących, w bazie
skanów zsumowanych scan została wyodrębniona tabela novaevents. Tabela ta
wypełniana jest danymi dotyczącymi tylko tych gwiazd, które zostały wyodrębnione po
przeprowadzeniu serii cięć, mających na celu oddzielenie gwiazd stałych od nowych
oraz zmiennych. Za wypełnienie tej tabeli odpowiedzialny jest program
do_novaevents.pl, który zostaje wywołany dla jednej, zadanej nocy obserwacji.
Program ten napisałam w języku Perl, który ma zaimplementowaną obsługę bazy
danych PostgreSQL i umożliwia generowanie zapytań w języku SQL. Łączenie
programu z bazą danych odbywa się za pomocą polecenia:
use DBI;
$dbh=DBI->connect(„dbi:Pgdbname=$name”,”$pidb_user”,””);
Program do_novaevents.pl analizuje wszystkie dodane do bazy scan rekordy
dla wybranej nocy. Każda z gwiazd zostaje sprawdzona pod względem trzech głównych
parametrów, i jeżeli spełnia ona wszystkie kryteria opisane tymi parametrami, zostaje
wpisana do tabeli novaevents. Poniżej przedstawiam listę użytych parametrów oraz
krótką charakterystykę ich doboru:
24 Pipelinem nazywany jest zbiór procedur, którym poddawane są otrzymane zdjęcia nieba: redukcja,
fotometria, astrometria, katalogowanie i wizualizacja wyników.
45

1. Danej nocy gwiazda została zaobserwowana po raz pierwszy. Taka sytuacja w
bazie danych opisywana jest parametrem new_star w tabeli measurements
(dotyczącej poszczególnych pomiarów dla danej gwiazdy). Pole new_star ma
wartość true, gdy gwiazda ta została wpisana do bazy po raz pierwszy i
wartość false w innym przypadku.
2. Ponieważ detektor używany w projekcie „π of the Sky” pozwala na obserwacje
gwiazd o jasności do 11 magnitudo dla pojedynczych, 10-cio sekundowych
naświetlań, dlatego też ta wartość jasności jest wartością graniczną dla gwiazd
umieszczanych w tabeli novaevents. Ograniczenie to jest pomocne podczas
późniejszego oglądania gwiazd nowych na pojedynczych klatkach, bo pomimo,
iż wyszukiwanie gwiazd odbywa się w bazie skanów zsumowanych, to w celu
ich weryfikacji, gwiazdy oglądane są również na pojedynczych klatkach.
3. Przed uruchomieniem programu do_novaevents.pl wykonałam kilka
statystyk dotyczących pojawiania się gwiazd nowych w funkcji liczby
obserwacji dla konkretnych pól. Z uwagi na zmienne warunki atmosferyczne
(np. chmury), problemy techniczne (tj. awaria migawki) oraz zdolność
rozdzielczą detektora nie jest możliwe, aby już po pierwszej obserwacji pola
wszystkie gwiazdy zostały dopisane do bazy. W celu wyeliminowania z dalszej
analizy gwiazd stałych, wprowadziłam cięcie dotyczące ilości obserwacji pola
przed znalezieniem nowej. Początkowo parametr minimalnej liczby obserwacji
pola ustawiony był na 10, co umożliwiało odsunięcie od dalszych obliczeń
dużego procentu gwiazd stałych, lecz równocześnie bardzo ograniczało liczbę
pozostałych do analizy „nowych”. Podczas kolejnych testów wykonywanych na
tabeli novaevents i porównywaniu otrzymanych wyników z listą gwiazd
nowych, jakie pojawiły się w czasie trwania eksperymentu „π of the Sky”,
podjęłam decyzję o wprowadzeniu mniej rygorystycznych cięć. Bardzo zależało
mi, aby wśród gwiazd nowych znajdujących się w tabeli, znalazła się także
„udokumentowana” nowa, o nazwie V 5115 Sgr, odkryta 28 marca 2005 roku
przez zespół japoński. Gwiazda ta po raz pierwszy została zaobserwowana przez
kamery naszego projektu dnia 27 marca 2005 roku na polu oznaczonym
symbolem S1900-15. Dla pola tego była to dopiero trzecia obserwacja i
początkowo gwiazda ta nie była wyodrębniona jako nowa, gdyż nie spełniała
wszystkich postawionych przeze mnie założeń. Ostatecznie do novaevents
46

wpisywane są tylko takie gwiazdy, które znajdują się na polach obserwowanych
co najmniej po raz trzeci. Dodatkowo w tabeli zostało dodane pole
ne_field_obs, które nie było uwzględnione podczas początkowych testów.
Wpisywana jest w nim liczba wcześniejszych obserwacji pola, dzięki czemu w
kolejnych krokach analizy można zażądać dłuższej, np. 10-ciokrotnej
obserwacji. Problem z liczbą wcześniejszych obserwacji danego pola dotyczy w
zasadzie tylko tych gwiazd, które zostały zaobserwowane w początkowej fazie
projektu „π of the Sky”. Pierwsze pola obserwowane podczas skanów były
zupełnie przypadkowe, nie przebiegały według określonego harmonogramu, a
nazwy pól nie odzwierciedlały położenia ich obserwowanego środka (SKAN1,
SKAN2 itp.). W połowie listopada 2004 roku został wprowadzony nowy system
nazewnictwa pól skanów, który obowiązuje do dziś. Nazwa pola składa się z
trzech danych: nazwy trybu obserwacji (S - skan) oraz rektascensji i deklinacji
środka pola (np. S1900-15 oznacza pole obserwowane podczas skanu o
współrzędnych środka ra,dec (1900,-15)). Umożliwia to głębszą analizę danych
pochodzących ze skanów i ułatwia odtwarzanie historii obserwacji gwiazdy.
Algorytm programu do_novaevents.pl zamieszczony jest w schemacie 1
znajdującym się na końcu tego rozdziału.
Występującą w punkcie 3 wartość 10-ciu obserwacji pola otrzymałam po
wykonaniu serii wykresów przedstawiających ilość nowych gwiazd na poszczególnych
polach, w funkcji kolejnych obserwacji. Sądziłam, iż wszystkie wykresy będą
przedstawiać funkcje silnie malejące już po drugim, bądź trzecim pomiarze. Udało mi
się zaobserwować kilka takich, teoretycznie poprawnych pól, czego przykładem jest
pole S1736-60 przedstawione na rysunku 4.4. Badając charakterystykę innych pól
natknęłam się również na przypadki zupełnie skrajne, takie jak S0336-45 (również
występujące na rysunku 4.4), gdzie maksymalna liczba zaobserwowanych gwiazd
nowych wystąpiła dopiero przy 10-tym pomiarze i podobny pik wystąpił również po
kolejnych 7-miu pomiarach. Takie przypadki spowodowane są zjawiskami naturalnymi
(np. chmurami), a także technicznymi (problemy w działaniu migawki itp.). Wśród
rozpatrywanych przeze mnie pól większość wykazywała charakterystykę pośrednią:
liczba „nowych” gwiazd malała po pierwszych obserwacjach, ale nie w sposób
gwałtowny, lecz poprzez oscylacje. Takimi „pośrednimi” polami są między innymi pola
47

S0103-30 i S0000-15 również przedstawione na poniższym rysunku. Po analizie
otrzymanych danych przyjęłam, że 10 obserwacji może w dużym procencie zapewnić
odrzucenie od dalszej analizy gwiazd stałych i wyodrębnienie jedynie ciekawych z
punktu mojej pracy przypadków.
Rysunek 4.4 Wykresy przedstawiające liczbę gwiazd nowych (new_star o wartości true) w funkcji
kolejnych obserwacji pola
Oprócz programu głównego, do_novaevents.pl, przygotowałam dodatkowo
program pomocniczy all_night.pl, wywołujący do_novaevents.pl kolejno dla
kilku nocy – od zadanej granicznej do nocy najnowszej. Jest to bardzo przydatne
podczas wypełniania tabeli „wstecz”, gdy z różnych przyczyn niemożliwe było
wypełnianie jej na bieżąco, po każdej nocy obserwacji.
W tabeli novaevents znajdują się następujące pola:
ne_star
ne_night
ne_id_frm
numer identyfikacyjny gwiazdy w bazie scan
noc, podczas której gwiazda zaobserwowana była pierwszy raz
numer klatki, dla której pole new_star dla tej gwiazdy miało
wartość true
48

ne_ra
ne_dec
ne_mag
ne_sel_type
ne_nova_k2b
ne_k2b
ne_k2a_count
ne_k2a_obs
ne_k2b_count
ne_k2b_obs
ne_other_stars
rektascensja
deklinacja
jasność gwiazdy
pole opisujące sposób selekcjonowania nowej.
pole to ma wartość true jeżeli tej samej nocy gwiazda została
zaobserwowana jako „nowa” także na drugiej kamerze i false w
innym przypadku
jest to pole informujące, czy gwiazda została w ogóle
zaobserwowana na drugiej kamerze. Możliwe jest, iż danej nocy
kamera k2b nie działała i gwiazda ta, jako „nowa” została
zaobserwowana dopiero podczas kolejnej obserwacji tego pola,
bądź została zaobserwowana już wcześniej. Analogicznie jak dla
pola ne_nova_k2b, pole to ma wartość true jeżeli gwiazda była
obserwowana i false w innym przypadku
liczba pojedynczych klatek, z których została utworzona suma, na
której nastąpiło odnalezienie nowej (dla kamery k2a)
liczba pojedynczych klatek, na których została zaobserwowana
„nowa” (dla kamery k2a)
liczba pojedynczych klatek, z których została utworzona suma, na
której nastąpiło odnalezienie nowej (dla kamery k2b)
liczba pojedynczych klatek, na która nowa została zaobserwowana
(dla kamery k2b)
w tym polu przechowywana jest informacja na temat innych
gwiazd znajdujących się w pobliżu nowej, w odległości poniżej
120 sekund kątowych. Pomimo, iż podczas katalogowania gwiazd,
każda obserwacja w promieniu 120 sekund daje wkład do
pomiarów jednej gwiazdy, to czasem, z różnych przyczyn może się
zdarzyć, że pomiary gwiazdy zostaną „rozdzielone” i część z nich
zostanie przypisana nowej gwieździe. Jest to olbrzymia trudność
dla programu analizującego nowe, dlatego zdecydowałam się na
odszukanie w bazie gwiazd znajdujących się w promieniu 120
sekund i dołączenie wiadomości o ilości tych gwiazd do tabeli
49

novaevents.
ne_field_obs
ne_good_event
ne_comment
ne_evt_link
liczba wcześniej wykonanych obserwacji pola na jakim znaleziono
nową
pole to jest flagą o wartości 1, jeżeli gwiazda ne_star została
uznana przez skrypty przeszukujące jako ciekawy przypadek i
nastąpiła jej dalsza analiza (wykonanie wycinków pola, obejrzenie
krzywej blasku itp.)
pole tekstowe służące do przechowywania opisów i komentarzy na
temat gwiazdy
link do strony, na której znajdują się wycinki klatek dla zadanego
pola
Program do_novaevents.pl może zostać uruchomiony w zależności od 4
parametrów, z czego jeden, dotyczący nazwy nocy, jest niezbędny do prawidłowego
wykonania się programu (za wyjątkiem analizy przeprowadzanej dla nocy najnowszej,
dla której noc jest wyliczana automatycznie przez program).
do_novaevents.pl –night –mag –min_obs_fild –
no_measurements_new_star
Wartości parametrów, no_measurements_new_star, min_obs_fild i mag
są ustawione w programie domyślnie i wynoszą odpowiednio:
Mag
Min_obs_fild
no_measurements_new_star
11 magnitudo (minimalna jasność nowej)
3 (minimalna liczba wcześniejszych obserwacji pola)
4 (liczba pomiarów dla gwiazdy położonej w
odległości 120 sekund od „nowej”, dla których
gwiazda ta zostaje oznaczona jako oddzielna i zostaje
doliczona do pola ne_other_star)
Jeżeli tak ustawione parametry uznajemy za prawidłowe, program uzupełniający
tabelę novaevents możemy wywołać tylko za pomocą komendy:
50

lub, dla najnowszej nocy
do_novaevents.pl –night=yyyymmdd
do_novaevents.pl
Program został napisany w taki sposób, aby podczas jego wywołania kolejność
zadanych parametrów nie była istotna. Ważna natomiast jest forma zapisu parametru:
-nazwa_parametru=wartość_parametru
Wszystkie stałe występujące w programie umieszczone są na samym początku
kodu, dzięki czemu łatwiejsza jest jego modyfikacja oraz znacznie wzrasta jego
przejrzystość.
Jedną z wartości domyślnych użytych w programie, lecz nie przystosowaną do
zmiany za pomocą parametru jest –db_save, która posiada domyślną wartość równą 1.
Parametr ten zezwala na modyfikacje tabeli novaevents. Ustawienie jego wartości na
każdą inna liczbę powoduje wykonanie się całego programu bez wpisywania danych do
tabeli. Jest to szczególnie użyteczne podczas przeprowadzania różnego rodzaju testów.
Drugim takim parametrem jest -max_mag_cat, który został wprowadzony do
rozpoznawania gwiazd znajdujących się w katalogu. Wartość tą zaimplementowałam
jako parametr, gdyż istnieje możliwość zmiany katalogowania przyszłości. Wtedy, do
dalszego, prawidłowego działania programu do_novaevents.pl będzie
wystarczające podanie nowej wartości.
Ponieważ do tabeli novaevents są wpisywane nie tylko dane pochodzące z bazy
klatek zsumowanych scan, lecz również informacje dotyczące pojedynczych klatek z
bazy scan_single, dlatego program do_novaevents.pl został podzielony na dwie
części. Pierwsza z nich odpowiedzialna jest za wyszukanie „nowych” i wszelkich
towarzyszących im informacji dotyczących współrzędnych, jasności, pola itd. Druga
natomiast, po połączeniu z bazą scan_single, analizuje obecność nowej na klatkach
pochodzących z kamer k2a i k2b.
Podczas działania program tworzy plik do_novaevents.out, w którym na
początku wpisuje nazwę nocy i użyte parametry, a następnie listę pól obserwowanych
danej nocy, które spełniają wymogi dotyczące liczby obserwacji. Na końcu wypisywana
jest liczba gwiazd, która została dodana do tabeli novaevents.
51

*****
NIGHT: 20050519
DBNAME: scan
DB_SAVE: YES
LOG: do_novaevents.out
MIN_OBS_FIELD: 10
MIN_NO_MEASUREMENTS_STAR: 0
PARM: 0.0333333333333333
MAGNITUDE: 11
SELECT ofs_field FROM obsfieldstat WHERE ofs_count>10 and
ofs_night=20050519
obs_field:
- 1600-60
- 2224-60
- 1642-30
- 1912-60
- 2300+00
SELECT id_frm FROM frame WHERE sobject='S1600-60' and idaynight=20050519
id_frm:
- 5942
SELECT id_frm FROM frame WHERE sobject='S2224-60' and idaynight=20050519
id_frm:
- 5971
SELECT id_frm FROM frame WHERE sobject='S1642-30' and idaynight=20050519
id_frm:
- 6253
SELECT id_frm FROM frame WHERE sobject='S1912-60' and idaynight=20050519
id_frm:
- 6623
SELECT id_frm FROM frame WHERE sobject='S2300+00' and idaynight=20050519
id_frm:
- 6722
INSERT INTO novaevents 718 new stars
Rysunek 4.5 Przykład informacji zawartych w pliku do_novaevents.out dla danych pochodzących
z 15-go maja 2005. Na początku pliku wypisane są użyte podczas wyszukiwania parametry, a w dalszej
części znajduje się lista pól obserwowanych dla zadanej nocy oraz numery spełniających zadane kryteria
klatek
52

do_novaevents.pl –night=$night –min_obs_field=$obs_field
–no_measurements_star=$measurements
Połączenie z bazą danych:
$dbh=DBI->connect(”dbi:PG:dbname=$name”,”pidb_user”,””);
Znalezienie ostatnio dodanej nocy w bazie scan:
SELECT max(ofs_night) FROM obsfieldstat;
Wyszukanie pól obserwowanych danej nocy oraz informacji na temat ilości przeprowadzanych
na tym polu obserwacji:
SELECT ofs_field, ofs_count FROM obsfieldstat WHERE
ofs_count>$min_obs_fiels and ofs_night=$night
Odnalezienie numerów klatek, jakie zostały wykonane dla odnalezionych pól dla kamery k2a:
SELECT id_frm FROM frame WHERE sobject=’S@fields[$j]’ and
idaynight=$night and icamid=$camera
Na wyselekcjonowanych klatkach następuje poszukiwanie gwiazd nowych wraz z ich
parametrami takimi jak numer klatki, współrzędne niebieskie, jasność, współrzędne
instrumentalne, nazwa klatki, na jakiej gwiazda została zarejestrowana, numer jej odpowiednika
na drugiej kamerze:
SELECT star, measurements.id_frm, measurements.ra, measurements.dec,
stars.magnitude, measurements.ccdx, measurements.ccdy, spathtofile,
cam2_sstar_id FROM measurements, stars, frame WHERE
measurements.id_frm=@id_frm[$j] and frame.id_frm=measurements.id_frm
and measurements.star=stars.id and new_star=’t’ and
no_measurements>$no_measurements_new_star and stars.magnitude

Odnalezienie nazw klatek, z których złożona była suma dla kamery k2b i analogiczne
przeszukiwanie bazy scan_single w celu znalezienia nowej na pojedynczych klatkach:
SELECT spathtofile FROM frame_avareged WHERE
id_frm=$star_cam2_sstar_id;
SELECT star, ra, dec FROM measurements, frame WHERE
frame.id_frm=measurements.id_frm and abs(ra-(‘@star_ra[$j]’))

4.3 Wyszukiwanie gwiazd nowych – wykorzystanie analizy „wstecz”
Po wypełnieniu tabeli novaevents danymi gwiazd wyodrębnionymi za pomocą
pierwszego z cięć (dla przypomnienia: gwiazda o jasności powyżej 11 magnitudo
zaobserwowana jako „nowa” na polu obserwowanym co najmniej po raz trzeci)
następuje właściwa selekcja gwiazd „nowych”. W tym celu napisałam program
do_search_new_star.pl, który na podstawie zadanych parametrów przeszukuje tą
tabelę i wyszukuje w niej „nowe”, które spełniają założone przez użytkownika kryteria.
Wywołanie do_search_nova_star.pl:
do_search_new_star.pl -since_night=20050521 -nearly_night_lp=30
-min_obs_star=5 -min_obs_field=10 -min_mag=11 -ne_other_stars=0
–do_getparts
–link=http://grb.fuw.edu.pl/pi0/user/kkrupska/nove_summ
Ponieważ program analizuje częstotliwość występowania oraz jasności gwiazd
przez okres co najmniej lp_nearly_night=30 nocy, dlatego podanie w wywołaniu
programu nocy -since_night=20050521 powoduje rozpatrywanie przypadków tych
gwiazd, które zostały uznane jako „nowe” w okresie od 20050420 do 20050521. W
swojej pierwszej części działania program, wśród nowych dodanych do tabeli
novaevents, selekcjonuje gwiazdy o jasności co najmniej min_mag=11, które
znajdują się na polach obserwowanych min_obs_field=10 razy przed
zaobserwowaniem „nowych” i posiadają w swoim najbliższym sąsiedztwie (120 sekund
kątowych) co najwyżej ne_other_stars innych gwiazd. W programie parametr
ne_other_stars ma wartość domyślną równą 0. W kolejnym kroku
do_search_new_star.pl zlicza ilość nocy, podczas których gwiazda ta była
obserwowana. Jeżeli nowa była obserwowana przez min_obs_star=5 dla 30
analizowanych nocy, to przypadek takiej gwiazdy zostaje uznany za ciekawy i do pola
ne_good_event wpisywana jest wartość 1, a następnie tworzony jest odpowiedni plik
o nazwie new_night_star_id.txt 25 , w którym zapisywane są wszystkie niezbędne
informacje dotyczące tej gwiazdy.
25 Np. new_20050521_64356.txt jest plikiem powstałym dla gwiazdy o identyfikatorze 64356,
zaobserwowanej 21-go maja 2005.
55

Wywołanie programu z parametrem do_getparts prowadzi do wykonania serii
wycinków zdjęć uzyskanych przed pojawieniem się „nowej” oraz po jej
zaobserwowaniu. Wycinki te służą do wizualnej analizy gwiazdy i są bardzo pomoce
przy określaniu właściwości nowej.
Parametr -link służy do określenia miejsca, do którego będą przekopiowane
wykonane przez program getparts_scan.pl wycinki i z którego będzie możliwe ich
oglądanie.
Oprócz wymiennych wyżej parametrów, na początku programu znajduje się lista
wszystkich stałych używanych podczas działania programu, gdzie najważniejsze to
near_mag i near_dist_mag. Ponieważ w czasie początkowych testów tego programu
duża część wyszukanych „nowych” znajdowała się w poświacie innych jasnych gwiazd
lub sama stanowiła poświatę, dlatego zdecydowałam się na wprowadzenie ograniczenia
mającego na celu wyeliminowanie podobnych sytuacji. W programie umieściłam
dodatkowe, wymienione wyżej dwa parametry, które określają minimalną jasność oraz
odległość od gwiazdy znajdującej się przy nowej. Przeglądając otrzymane wyniki
ustaliłam, że „nowe” znajdujące się na klatce w odległości 10 pikseli (10 pikseli
odpowiada neasr_dist_mag=600) od gwiazdy o jasności co najmniej 7 magnitudo są
praktycznie nierozróżnialne od poświaty, a co za tym idzie, nieprzydatne do dalszej
analizy. Tak bliska odległość od jasnej gwiazdy powodowała, iż nowa nie była
widoczna na tle poświaty dużej gwiazdy i niemożliwa była jej obserwacja. Po
zastosowaniu ograniczenia, liczba wyselekcjonowanych gwiazd spadła, lecz
równocześnie znacznie wzrosła jakość i możliwości analizy pozostałych „nowych”.
Według mnie parametry 7 i 10 są najbardziej optymalne, lecz nie potwierdziłam ich w
mojej pracy wykresami i obliczeniami: wybrałam je na podstawie obejrzenia
kilkudziesięciu klatek, na których współrzędne „nowej” znalazły się w poświacie
gwiazdy.
Wybór odpowiednich parametrów programu nie był prosty. Zanim, jako kryterium
wybrałam ilość min_obs_star obserwacji na nearly_night_lp kolejnych nocach,
przeprowadziłam wiele testów nad sposobem wyszukiwania nowych z bazy danych.
Pierwszym pomysłem było sprawdzanie występowania „nowych” na klatkach
pojedynczych. Wprowadziłam bardzo ostre kryteria sprawdzające, czy istnienie
„nowej” na klatce zsumowanej przekłada się na zaobserwowanie jej na co najmniej
dwóch z trzech klatek pojedynczych z danej nocy. Kryterium to musiało być spełnione
56

ównocześnie dla danych z kamery k2a i k2b. Głównym zamierzeniem tego sposobu
selekcji było wykluczenie wszelkiego rodzaju tła w postaci mionów kosmicznych,
satelitów i samolotów, a także zjawisk atmosferycznych, takich jak chmury. Niestety
podczas działania eksperymentu „π of the Sky” nastąpiła awaria kamery k2b. Choć nie
była ona ciągła to jednak nie pozwalała na dokładną analizę tym sposobem, gdyż przy
każdej następnej awarii występującej w przyszłości algorytm wyszukujący byłby
zawodny.
W kolejnym kroku ograniczyłam powyższe kryterium do występowania gwiazdy
tylko na pojedynczych klatkach pochodzących z kamery k2a. Równocześnie pominięty
został warunek zarejestrowania nowej na dwóch kamerach jednocześnie. Doprowadziło
to do gwałtownego zwiększenia liczby „nowych” znajdowanych przez mój program,
lecz otrzymanie obiekty w większości były szumami, samolotami oraz chmurami.
Po wykonanych próbach znalezienia gwiazd nowych za pomocą sprawdzania klatek
pojedynczych zrozumiałam, że nie jest to właściwa droga do napisania prawidłowo
działającego algorytmu. W dalszej części skupiłam się wyłącznie na opracowaniu
takiego kryterium, które korzystałoby jedynie z danych otrzymanych z klatek
zsumowanych. Dodatkowo pracowałam nad nim w taki sposób, aby wystarczająca była
rejestracja tylko na jednej kamerze. Ostatecznie zdecydowałam się właśnie na selekcję
„nowych” na podstawie ilości obserwacji po jej odkryciu, lecz sama ilość rejestracji i
ilość nocy na jakich prowadzone są poszukiwana także wymagały przeprowadzenia
kilku prób. Początkowo szukałam tylko takich gwiazd, które obserwowano jeszcze
pięciokrotnie w kolejnych 14 nocach obserwacji, jednak brak systematyczności w
obserwacji danych pól, a także przerwy spowodowane zmianami atmosferycznymi i
technicznymi bardzo ograniczały ilość wybranych w ten sposób nowych. Po
przeanalizowaniu wyników zdecydowałam, że najbardziej optymalne kryterium to
wydłużenie analizowanych nocy do 30 i pozostanie nadal przy 5 rejestracjach w tym
okresie. Program napisałam jednak w taki sposób, aby użytkownik mógł w razie
potrzeby zmienić te parametry bez konieczności zmieniania kodu programu.
Ostatnim wprowadzonym przeze mnie cięciem było odrzucenie gwiazd
znajdujących się w bliskiej odległości jasnej gwiazdy. Początkowo ograniczyłam się
jedynie do negacji tylko tych gwiazd, które znajdowały się przy innej, o jasności co
najmniej 5 magnitudo, lecz nadal znajdowałam przypadki „nowych” znajdujących się
w poświacie innych gwiazd. Ostatecznie zdecydowałam się na obniżenie tego
57

parametru do 7 magnitudo, co ograniczyło prawie do zera występowanie takich
przypadków.
W przypadku, gdy wszystkie zapisane domyślnie parametry odpowiadają selekcji
jaką chcemy przeprowadzić, program wystarczy wywołać za pomocą:
lub
do_search_new_star.pl -since_night=20050521
do_search_new_star.pl -since_night=20050521 -do_getparts
w przypadku, gdy interesuje nas dodatkowe wykonanie wycinków z tych klatek pola, na
których znajduje się nowa. Wywołanie tego programu bez podania wartości
since_night spowoduje automatyczne ustawienie jej dla aktualnej nocy.
Wykonaniem wycinków z klatek zajmuje się program getparts_scan.pl
napisany przez Marcina Sokołowskiego. Do poprawnego uruchomienia programu
getparts_scan.pl potrzebny jest plik scan_nova_events.txt zawierający
informacje dotyczące id gwiazdy, nazwy klatki, współrzędnych niebieskich i
instrumentalnych nowej, daty wykonania zdjęcia, a także numeru porządkowego zdjęcia
dla danej nocy. W pliku tym należy umieścić dane dotyczące wszystkich klatek jakie
chcemy poddać obróbce.
5932822 k2a_050227_00152.ast 8.59603054 18.89520698 1359.9 1259.02 20050227
152
5932822 k2b_050227_00152.ast 8.59603054 18.89520698 1359.9 1259.02 20050227
152
5932822 k2a_050227_00151.ast 8.59603054 18.89520698 1359.9 1259.02 20050227
151
5932822 k2b_050227_00151.ast 8.59603054 18.89520698 1359.9 1259.02 20050227
151
5932822 k2a_050227_00150.ast 8.59603054 18.89520698 1359.9 1259.02 20050227
150
5932822 k2b_050227_00150.ast 8.59603054 18.89520698 1359.9 1259.02 20050227
150
5932822 k2a_050120_01845.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050120 1845
5932822 k2b_050120_01845.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050120 1845
5932822 k2a_050120_01844.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050120 1844
5932822 k2b_050120_01844.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050120 1844
5932822 k2a_050120_01843.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050120 1843
5932822 k2b_050120_01843.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050120 1843
5932822 k2a_050116_02029.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050116 2029
58

5932822 k2b_050116_02029.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050116 2029
5932822 k2a_050116_02028.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050116 2028
5932822 k2b_050116_02028.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050116 2028
5932822 k2a_050116_02027.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050116 2027
5932822 k2b_050116_02027.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050116 2027
5932822 k2a_050108_01979.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050108 1979
5932822 k2b_050108_01979.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050108 1979
5932822 k2a_050108_01978.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050108 1978
5932822 k2b_050108_01978.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050108 1978
5932822 k2a_050108_01977.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050108 1977
5932822 k2b_050108_01977.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050108 1977
5932822 k2a_050104_01813.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050104 1813
5932822 k2b_050104_01813.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050104 1813
5932822 k2a_050104_01812.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050104 1812
5932822 k2b_050104_01812.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050104 1812
5932822 k2a_050104_01811.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050104 1811
5932822 k2b_050104_01811.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050104 1811
5932822 k2b_041223_01967.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20041223 1967
Rysunek 4.6 Przykład danych zapisywanych w pliku scan_nova_list.pl. Jest to fragment pliku
przygotowanego dla gwiazdy 5932822. Gwiazda ta została zaobserwowana jako nowa 27-go lutego 2005
roku. Tylko dla danych pochodzących z tej nocy wpisywane są współrzędne instrumentalne z chipu, dla
pozostałych w miejsce współrzędnych ccdx i ccdy wpisywane są wartości 0, a wycinanie klatek odbywa
się na podstawie współrzędnych niebieskich
Za utworzenie takiej listy odpowiedzialny jest program do_nova_list.pl.
Program ten wywoływany jest z nazwą pliku wejściowego i ilością nocy wstecz, które
chcemy porównać na wycinkach. Program napisałam w taki sposób, aby plikiem
wejściowym mógł być plik wynikowy otrzymany dla wyselekcjonowanych gwiazd,
utworzony w wyniku pracy programu do_search_new_star.pl. Dodatkowo na
początku kodu programu zdefiniowana jest liczba nocy „w przód”, dla jakich zostaną
wycięte zdjęcia. Domyślnie liczba tych nocy wynosi 8.
Po utworzeniu pliku scan_nova_list.txt w katalogu, w którym się on znajduje
wywoływany jest program getparts_scan.pl. W wyniku jego działania tworzony
jest katalog, w którym oprócz plików informacyjnych znajdują się także dwa pliki html.
Umożliwiają one - po uruchomieniu na stronie www - płynne oglądanie utworzonych
wycinków zarówno na klatkach pochodzących z pojedynczych naświetleń jak i z sum
trzech takich zdjęć.
59

Rysunek 4.7 Strona utworzona podczas działania getparts_scan.pl. Umożliwia ona przeglądanie
kolejnych zdjęć poprzez ich przewijanie, bądź w formie automatycznej jako animacja. Po prawej stronie
umieszczone są klatki pochodzące z kamery k2a, a po lewej z k2b. Kliknięcie na link SIMBAD map,
umieszczony na dole strony, przeniesie nas do mapy tego obszaru znajdującej się w bazie danych
SIMBAD
Rysunek 4.8 Mapa nieba pochodząca z bazy danych SIMBAD ukazująca obszar widoczny na rysunku
4.7 umieszczonym powyżej
60

k2a_20050201_006.jpg k2a_20050227_007.jpg k2a_20050331_013.jpg
Rysunek 4.9 Przykład kilku wycinków utworzonych przez program getparts_scan.pl dla gwiazdy
o numerze identyfikacyjnym 5932822. Na pierwszym przedstawionym zdjęciu z 1-go lutego nie widać
jeszcze gwiazdy. Pierwsze pojawienie nastąpiło 26 dni później, lecz jasność jej była bardzo niska, w
granicach 11 magnitudo. Z każdym dniem jej jasność zwiększała się (na zdjęciu z 31 marca wynosiła już
9.4 magnitudo), a następnie znów zaczęła spadać. Dzięki tym zdjęciom oraz krzywej blasku można
stwierdzić, że gwiazda ma charakter zmiennej
Chcąc wykonać wycinki klatek dla zadanego numeru gwiazdy, nie koniecznie dla
gwiazd wyselekcjonowanych przez program do_search_new_star.pl wystarczy
wywołać ten program za pomocą formuły:
do_search_new_star.pl -ne_star=star_from_novaevents
gdzie zmienna star_from_novaevents jest numerem gwiazdy przypisanym jej w
bazie danych scan projektu „π of the Sky”. Dla takich parametrów nie będzie
przeszukiwał tabeli novaevents w poszukiwaniu gwiazd nowych, lecz przeprowadzi
pełną analizę (wyszuka niezbędne informacje i wykona wycinki pól) dla jednej,
zdefiniowanej w wywołaniu gwiazdy. Wynikiem działania tego programu jest katalog
novastar_from_novaevents, w którym znajdą się wycinki zdjęć oraz logi
programu.
4.4 Wyszukiwanie gwiazd nowych – na bieżąco
Aby usprawnić analizę napisałam również dodatkowy program
do_search_current_night.pl, który analizuje na bieżąco, po każdej zakończonej
obserwacji, nowe obiekty zarejestrowane przez kamery. Po skatalogowaniu gwiazd i
wstępnej selekcji nowych, które zostają wpisane do tabeli novaevents, program
wyszukuje wśród nich takie przypadki, które widoczne są na pojedynczych klatkach.
61

Może zdarzyć się, że podczas wykonywania pojedynczego naświetlania, na jednej z
klatek zostanie zapisany przypadkowy, jasny piksel, bądź na wykonanym zdjęciu
widoczny będzie samolot lub satelita. Niewykluczone jest, że po zsumowaniu trzech
klatek, ten przypadkowy obiekt będzie nadal widoczny, a co za tym idzie, podczas
katalogowania zostanie on potraktowany jako „nowa” gwiazda. W omówionym
wcześniej programie do_search_new_star.pl przypadek taki zostałby odrzucony,
gdyż istnieją bardzo niewielkie szanse na to, że w ciągu kilku następnych obserwacji
pola w dokładnie tym samym miejscu zostanie zauważony podobny obiekt. Podczas
analizy gwiazd nowych wykonywanej bezpośrednio po zakończeniu obserwacji nie ma
możliwości na sprawdzenie historii danej gwiazdy i jej kolejnych wystąpień.
Zdecydowałam się więc na zastosowanie bardzo rygorystycznego kryterium,
wymuszającego zaobserwowanie nowej na wszystkich pojedynczych klatkach, z
których została złożona suma.
Niewiele gwiazd w bazie danych spełnia takie kryteria. Spowodowane jest to
warunkami atmosferycznymi (przesuwające się na zdjęciach chmury) oraz skończoną
precyzją detektora i co za tym idzie, jakością zdjęć. Gwiazdy o jasności około 10 – 11
magnitudo są trudno rozpoznawalne na klatkach (na pojedynczych zdjęciach jasność 11
magnitudo jest wartością graniczną obserwacji), co także ma znaczący wpływ na
fluktuacje w ich rejestracji na kilku klatkach.
Gwiazda wyselekcjonowana przez program do_search_current_night.pl
oznaczana jest w bazie poprzez wpisanie wartości 1 do pola ne_sel_type.
Automatycznie zostają dla niej przygotowane wycinki pól z poprzednich nocy w celu
wizualizacji obiektu.
Wywołanie do_search_new_star.pl:
do_search_current_night.pl -night=20050521 -mag=10 -do_getparts
-max_quality
–link=http://grb.fuw.edu.pl/pi0/user/kkrupska/nove_summ
Warunkiem koniecznym do wywołania programu jest określenie nazwy nocy, dla
której ma zostać przygotowana analiza. W przypadku, gdy program
do_search_current_night.pl zostanie wywołany bez tego parametru, cała analiza
zostanie wykonana dla danych pochodzących z aktualnej nocy. Możliwe jest określenie
minimalnej jasności wyszukiwanych gwiazd. Uruchomienie programu z opcją -
62

do_getparts prowadzi do automatycznego wygenerowania wycinków pola, na
którym została znaleziona nowa gwiazda, z poprzednich nocy, w celu wizualizacji
pojawienia się nowego obiektu.
Konsekwencją wywołania do_search_current_night.pl bez użycia
parametru -max_quality jest znaczne osłabienie kryterium jakie musi spełniać nowy
obiekt: aby gwiazda została uznana za nową, wystarczy, aby pojawiła się na dwóch z
trzech klatek, z których złożona jest suma. Parametr link określa miejsce docelowe dla
wykonanych wycinków.
Gwiazdy w tabeli novaevents niewyselekcjonowane przez program
do_search_current_night.pl nie są w żaden sposób oznaczane, czy usuwane z
listy gwiazd potencjalnie nowych. W dalszych krokach analizowane są one przez
program do_search_new_star.pl omówiony w poprzednim rozdziale.
4.5 Wizualizacja wyników
W celu wizualizacji wyników otrzymanych z obu programów selekcjonujących
napisałam skrypt nove.php. Skrypt ten łącząc się z bazą scan, wyświetla na stronie
internetowej dane z tabeli novaevents, które dotyczą przypadków uznanych za
ciekawe, czyli takich, które w polu ne_good_event mają wpisaną wartość większą od
zera. Skrypt nove.php umożliwia szybkie przeglądanie interesujących gwiazd bez
potrzeby ręcznego wyszukiwania wszystkich informacji w bazie danych. Wszystkie
wyniki przedstawione są w postaci tabeli, w której znajdują się kolejno pola z numerem
gwiazdy, nocą pierwszej obserwacji, jej wielkością gwiazdową i zmiennymi
niebieskimi. Dodatkowo wyświetlana jest także liczba wcześniejszych obserwacji pola
przed zarejestrowaniem na nim gwiazdy, a wartość pola ne_good_events
pokazywana jest w kolumnie quality (jakość). Przy każdej z gwiazd wyświetlane jest
pole komentarza. Jeżeli gwiazda została wyselekcjonowana przez program
do_search_current_night.pl, to w trzeciej od końca kolumnie wyświetli się
napis current night, w innym przypadku, pole to pozostaje puste. Link SUMM,
znajdujący się w przedostatniej kolumnie, pojawia się tylko wtedy, gdy dla gwiazdy
podczas poszukiwań zostały wykonane wycinki (opcja –do_getparts). Jeżeli
gwiazda je posiada, to kliknięcie na ten link spowoduje przeniesienie do strony z tymi
wycinkami. Przycisk EDIT, znajdujący się na końcu tabeli, uruchamia drugi ze
skryptów php, nova_details.php, który umożliwia zmianę wartości pola quality,
63

wpisanie komentarza oraz zmianę (bądź podanie) linku do strony, na jakiej znajdują się
wycinki gwiazdy.
Stopniowanie pola quality odbywa się w następujący sposób: gwiazdy
wyselekcjonowane przez programy do_search_new_star.pl i
do_search_current_night.pl otrzymują wartość podstawową równą 1. Nadanie
polu quality wartości równej 2 oznacza rozpoznanie gwiazdy jako gwiazdy zmiennej.
Wartość 5 posiadają tylko gwiazdy nowe. Pomiędzy wartością 2 i 5 znajduje się miejsce
na oznaczanie innych ciekawych obiektów, takich jak planety czy inne zjawiska
niebieskie o niskiej rozdzielczości czasowej, które mogą zostać zidentyfikowane na
skanach. Wstawienie w miejsce pola quality wartości 0 powoduje odrzucenie
znalezionego przez programy przypadku, a w dalszym kroku – nie wyświetlanie go w
tabeli wyników.
Umieszczona w pierwszej kolumnie nazwa gwiazdy jest równocześnie linkiem do
bazy danych projektu „π of the Sky” i umożliwia obejrzenie krzywej blasku dla danej
gwiazdy. Krzywa blasku jest bardzo istotną informacją mówiącą o typie gwiazdy,
dlatego zdecydowałam się na umieszczenie jej w tabeli wyników. Dzięki temu nie jest
konieczne dodatkowe wyszukiwanie krzywej w bazie danych projektu i czas
rozpoznania gwiazdy znacznie się skraca. Dodatkowo na dole strony, na której
wyświetlana jest krzywa blasku, znajdują się linki do baz danych ASAS, SIMBAD,
Tycho, Gcvs oraz do bazy projektu „π of the Sky” zawierającej informacje o
obserwacjach nocnych. Kliknięcie na wybrany link powoduje wyszukanie w danej bazie
gwiazd, położonych najbliżej gwiazdy znajdującej się w tabeli wyników.
64

Rysunek 4.10 Wypełniona tabela Nova list, która jest wynikiem działania skryptu nove.php. Dane
znajdujące się w niej pochodzą z tabeli novaevents
Rysunek 4.11 Przykład wiersza tabeli odpowiadającego jednej odnalezionej „nowej” o identyfikatorze
6742802. Po kliknięciu na id gwiazdy otworzone zostanie okno z jej krzywą blasku otrzymaną z danych
znajdujących się w bazie scan. W kolejnej kolumnie znajduje się informacja na temat nocy, podczas
której „nowa” została zaobserwowana po raz pierwszy. Na dalszych pozycjach znajduje się jasność
„nowej”, jej współrzędne niebieskie i ilość wcześniejszych obserwacji pola, na którym została
odnaleziona. W kolumnie quality znajduje się kategoria gwiazdy (w tym wypadku jest to gwiazda
zmienna). Dalej umieszczony jest komentarz, pole informujące o sposobie odnalezienia gwiazdy (puste
pole oznacza odnalezienie gwiazdy za pomocą programu do_search_new_star.pl), link do
utworzonych wycinków oraz przycisk do edycji danych
65

Rysunek 4.12 Formularz umożliwiający edycję danych dotyczących znalezionej gwiazdy. Otwiera się on
po kliknięciu na link EDIT znajdujący się w ostatniej kolumnie tabeli Nove list. Tytuł formularza stanowi
identyfikator gwiazdy w tabeli scan. Poniżej przedstawione są parametry niepodlegające edycji: nazwa
nocy pierwszej obserwacji, jasność, współrzędne niebieskie i liczba wcześniejszych obserwacji pola.
Zmienić natomiast można współczynnik jakości gwiazdy, komentarz i link do strony zawierającej
wycinki pola. Formularz ten napisany jest w języku PHP
66

5. Wyniki
Stworzone przeze mnie oprogramowanie, umożliwiające automatyczne
wyszukiwanie gwiazd nowych na zdjęciach pochodzących ze skanów wieczornych i
porannych, zostało przetestowane na danych obejmujących okres od 1-go grudnia 2004
do 21-go maja 2005. W tym czasie projekt „π of the Sky” prowadził obserwacje nieba
w Las Campanas Observatory w Chile. Po 21 maja 2005 roku kamery zostały
przywiezione do Polski w celu ich konserwacji i przeprowadzenia modernizacji.
Jakość otrzymanych zdjęć oraz odpowiednie dobranie parametrów programów
selekcjonujących gwiazdy pozwoliło na znalezienie udokumentowanej przez inne
projekty badawcze gwiazdy nowej oraz wielu przypadków gwiazd zmiennych.
Dodatkowo w bazie danych pochodzących ze skanów została zlokalizowana
poruszająca się planeta Neptun.
5.1 Nova V 5115 Sgr
Napisane przeze mnie oprogramowanie ma na celu automatyczne wyszukiwanie
gwiazd nowych. Zjawiska te nie występują często. W najbliżej położonej galaktyce w
stosunku do Drogi Mlecznej, w Galaktyce Andromedy, w ciągu roku obserwuje się 20 –
30 wystąpień gwiazd nowych. Analizując położenia tych gwiazd zaobserwowano ich
dużą koncentrację w centrum Galaktyki i w kierunku jej płaszczyzny. W rezultacie,
chociaż w całej Galaktyce w ciągu roku może dochodzić do około 80 wybuchów
nowych, to obserwowane jest zaledwie kilka procent z nich [23]. Ponieważ kamery „π
of the Sky” obserwują tylko niewielki obszar nieba (FoV ~ 33ºx33º), a dodatkowo
podczas testów oprogramowania korzystałam z danych, obejmujących jedynie okres
półroczny, prawdopodobieństwo znalezienia jakiejkolwiek nowej było bardzo małe.
Bez obaw można więc określić znalezienie nowej mianem wielkiego sukcesu, na który
złożyły się dwa czynniki: wystąpienie nowej na analizowanym obszarze oraz
prawidłowe działanie napisanej przeze mnie aplikacji.
67

Zdjęcie wykonane 19 marca 2005 roku.
Współrzędne środka tego pola to (18.28264581,
-25.95264992). W centrum zdjęcia nie znajduje
się żadne gwiazda.
Rysunek 5.1 k2a_20050319_001.jpg
Rysunek 5.2 k2a_20050327_002.jpg
Na rys. 5.2 pokazane jest zdjęcie wykonane 27-
go marca podczas obserwacji pola S1900-15. Na
środku zdjęcia można zauważyć gwiazdę, która
nie była widoczna wcześniej. Jej jasność wynosi
9.71997 magnitudo. Współrzędne nowego
obiektu to:
Rektascensja: 18.2830h (18h:16m:59s)
Deklinacja: -25.9466 (-25 o 56'48")
Gwiazda ta po zakończeniu obserwacji i
wykonaniu procedur pipeline, została
skatalogowana jako nowa.
Podczas kolejnych skanów wykonywanych po
27 marca gwiazda była nadal widoczna. Jej
wielkość gwiazdowa podczas drugiego pomiaru
wzrosła o 0.02 magnitudo.
Rysunek 5.3 k2a_20050404_003.jpg
68

Po kilku dniach obserwacji jasność gwiazdy
zaczęła spadać. 13 dni po jej zaobserwowaniu
wynosiła już 9.80579 magnitudo, dzień później
już tylko 9.9637.
Rysunek 5.4 k2a_20050408_004.jpg
Ostatnia obserwacja nowej miała miejsce 19
kwietnia 2005, czyli po 23 dniach od jej
pierwszego zaobserwowania. Tego dnia miała
ona jasność 10.1482 magnitudo. W ciągu 23 dni
jej obecności na zdjęciach pochodzących ze
skanów, gwiazda ta obserwowana była 7 razy, a
wszystkie te obserwacje przypadały na skan
poranny.
Rysunek 5.5 k2a_20050416_006.jpg
Dużym udogodnieniem przy wyszukiwaniu tej nowej była jej jasność powyżej 10
magnitudo. Taka wielkość gwiazdowa pozwala na identyfikację rodzaju gwiazdy
zarówno za pomocą danych z krzywej blasku, jak i bezpośrednio na zdjęciach
pochodzących z obserwacji. Gwiazdy ciemniejsze są trudno rozpoznawalne na
wycinkach, przez co ich analiza jest trudniejsza. Dodatkowo gwiazda ta doskonale
spełnia warunki zadane przeze mnie w programie wyszukującym gwiazdy nowe na
nocach wstecz, czyli pięciokrotną obserwację w ciągu 30 dni od momentu pierwszej
rejestracji.
69

Rysunek 5.6 Krzywa blasku pochodząca z bazy danych skanów. To właśnie te dane pozwoliły na
sklasyfikowanie gwiazdy jako nowej
Rysunek 5.7 Pochodzące z bazy scan dane źródłowe dotyczące nowej, dla których został wykonany
wykres zmiany jasności
Pierwszego odkrycia nowej V 5115 Sgr dokonało niezależnie dwóch Japończyków:
Hideo Nishimura (Kakegawa, Shizuoka-ken, Japan) i Yukio Sakurai (Mito, Ibakakiken,
Japan). Pierwszy z nich zaobserwował gwiazdę wykonując dwa naświetlania
aparatem Pentax 6x7 z obiektywem o ogniskowej f=200 mm i aperturze f/4.0.
Wyznaczona przez niego wielość gwiazdowa nowej to 8,7 magnitudo. Yukiro Sakurai
przypisał nowej jasność znacznie niższą, bo 9,1 magnitudo. Posługiwał się on kamerą
CCD z obiektywem firmy Nikon o ogniskowej f=180 mm i aperturze f/2.8. Oba
odkrycia nastąpiły prawie równocześnie dnia 28 marca 2005 (Nishimura -
2005.03.28.779 UT, Samurai - 2005.03.28.796 UT) [27].
70

Rysunek 5.8 Mapa nieba wykonana przez Sebastiana Otero z zaznaczoną pozycją Nowej V 5115 Sgr.
Zdjęcie to znajduje się na stronie autora (http://ar.geocities.com/varsao/index.htm) i polecane jest przez
portal AAVSO
71

5.2 Neptun
Jednym z pierwszych wyników uzyskanych przez program mojego autorstwa było
zlokalizowanie, wśród danych pochodzących ze skanów, Neptuna. Jest to ósma od
Słońca planeta Układu Słonecznego, oddalona o 4500 milionów kilometrów. Neptun
został odkryty w 1846 roku przez Johanna Gallego. Planeta ta porusza się po swojej
orbicie z prędkością 5,43 km/s, a pełny okres obiegu wokół Słońca trwa 164,78 lat [4].
Rysunek 5.9 Neptun na zdjęciu wykonanym przez sondę Voyager 2 (źródło Views of the Solar
System 26 )
Właśnie ten trwający prawie 165 lat obrót sprawił, że Neptun został sklasyfikowany
w procesie katalogowania jako „nowy” obiekt. Jego powolne przemieszczanie się
(około 2º rocznie) sprawiło, że przez prawie miesiąc jego położenie opisywały stałe
współrzędne niebieskie, a w tym czasie kamery projektu „π of the Sky” wykonały serię
zdjęć pola na jakim się znajdował. Wcześniej Neptun także był widoczny na zdjęciach
pochodzących ze skanów, dzięki czemu możliwy do zaobserwowania jest jego ruch po
orbicie.
Pierwsza obserwacja Neptuna dla współrzędnych niebieskich ra = 21,33061121 i
dec = -15,7105291 nastąpiła 5-go maja 2005 roku. Wyznaczona jasność obiektu
wyniosła 8,13215 27 magnitudo. Pole, na którym znajdował się Neptun, było
fotografowane codziennie w okresie od 5 do 9 oraz 11, 12, 18 i 21 maja (czyli do
ostatniego dnia danych używanych do testowania oprogramowania). W sumie Neptun
26 http://www.solarviews.com/
27 Z danych astronomicznych wynika, że wielkość gwiazdowa tej planety nie przekracza 7,6 magnitudo
72

fotografowany był 10-ciokrotnie w przeciągu pół miesiąca, dzięki czemu spełniał
wymagania postawione przeze mnie gwieździe nowej 28 .
Na poniższych zdjęciach przedstawiłam 6 wybranych ze skanów zdjęć, które
pokazują tor orbity Neptuna. Zdjęcia wykonane pomiędzy 5, a 21 maja wskazują na
stałe położenie planety. Właśnie analiza danych pochodzących z tych zdjęć przez
program do_search_new_star.pl wskazała na Neptuna jako na gwiazdę nową.
2005-04-07 2005-04-11 2005-04-15
2005-05-05 2005-05-17 2005-05-21
Rysunek 5.10 Zajęcia ukazujące ruch Neptuna, wykonane przez kamery projektu „π of the Sky” podczas
skanów wieczornych i porannych
Rysunek 5.11 Krzywa blasku Neptuna pochodząca z bazy danych scan
28 Co najmniej 5 obserwacji w ciągu kolejnych 30 dni.
73

Rysunek 5.12 Pochodzące z bazy scan dane, z których została wygenerowana krzywa blasku Neptuna
5.3 Gwiazdy zmienne
Gwiazdami zmiennymi określa się gwiazdy, których jasność w czasie ulega
zmianie. Wahania w wielkości gwiazdowej powodowane są głównie zaciemnieniami w
układach podwójnych, wybuchami związanymi z niestabilnością (przykładem są
gwiazdy nowe), a także pulsacjami zewnętrznych warstw powierzchni gwiazdy.
Gwiazda o jasności poniżej 11 magnitudo, czyli praktycznie nierozróżnialnej przez
detektory kamer „π of the Sky”, zwiększająca swoją jasność do poziomu powyżej 11
magnitudo i utrzymująca ją na takim poziomie przez kilka dni, jest przez program
wyszukujący selekcjonowana jako gwiazda nowa (oczywiście tylko przy pierwszej
rejestracji tej gwiazdy).
Oba skrypty przygotowane do znajdowania gwiazd nowych na zdjęciach
pochodzących ze skanów wyselekcjonowały podczas swojej pracy wiele gwiazd
zmiennych o okresie oscylacji od kilku dni do kilku lat. Przypisanie znalezionego
obiektu do klasy gwiazd zmiennych odbywa się poprzez porównanie go z danymi
znajdującymi się w bazach innych projektów, w szczególności ASAS i SIMBAD.
W czasie przeprowadzania testów znalazłam w sumie 40 gwiazd zmiennych. Ich
okres zmienności waha się od 2 do 900 dni.
74

Rysunek 5.13 Histogram przedstawiający rozkład zmienności gwiazd wyselekcjonowanych przez
programy do_search_new_star.pl oraz do_search_current_night.pl. Wyraźnie można
rozróżnić dwa przedziały, 0-50 dni i 300-350 dni, dla których znaleziona liczba zmiennych była
największa
Jak widać na powyższym rysunku, rozkład okresu zmienności znalezionych przeze
mnie gwiazd nie jest ciągły. Związane jest to z czasem obserwacji gwiazd, które zostały
poddane analizie. Do dyspozycji miałam zdjęcia wykonane w okresie 172 dni, dlatego
istniało mniejsze prawdopodobieństwo zaobserwowania gwiazdy o dłuższym okresie
zmienności. Gwiazdy o okresie zmienności 350 dni i krótszym mogły pojawiać się w
polu obserwacji kilkakrotnie, co znacznie zwiększało szanse na zaobserwowanie i
określenie charakterystyki ich zachowania. Program do_search_new_star.pl
wyselekcjonował tylko jedną gwiazdę zmienną o okresie zmienności powyżej 850 dni,
natomiast aż 77% stanowią gwiazdy o okresie zmienności poniżej 350 dni.
Na poniższym rysunku znajduje się krzywa jasności gwiazdy zmiennej o okresie
2,75692 dni wykonana dla danych pochodzących z bazy danych scan. Jest to gwiazda
o najkrótszym okresie zmienności wyselekcjonowana przez mój program. Gwiazda ta
po raz pierwszy została zarejestrowana kamerami „π of the Sky” 26 kwietnia 2005 roku.
Tak mała ilość punktów pomiarowych dla tej gwiazdy związana jest z małą ilością
obserwacji pola na jakim się ona znajduje (S1648-75).
75

Rysunek 5.14 Krzywa blasku wyselekcjonowanej przez mnie gwiazdy 135837-8217.7 o najkrótszym
okresie zmienności (2,75692). Dane, z których została wykreślona powyższa krzywa pochodzą z bazy
scan
Rysunek 5.15 Wycinek krzywej blasku dla tej samej gwiazdy pochodzącej z bazy danych projektu
ASAS. Na powyższym rysunku bardzo wyraźnie widać równe oscylacje jasności
Gwiazda zmienna o najdłuższym okresie zmienności znaleziona przez programy
selekcjonujące gwiazdy nowe do bazy scan opisywana jest identyfikatorem 094553-
7212.7 lub NSV04626. Jeden pełny okres oscylacji jej jasności wynosi 865 dni,
natomiast amplituda zmian – nieco ponad pół wielkości gwiazdowej (0,51 magnitudo).
76

Rysunek 5.16 Krzywa blasku gwiazdy zmiennej, znalezionej przez programy wyszukujące gwiazdy
nowe, o najdłuższym okresie zmienności (865 dni)
Rysunek 5.17 Gwiazda przedstawiona na rysunku 5.16 Krzywa blasku gwiazdy o identyfikatorze
094558-7212.6 pochodząca z bazy danych ASAS
77

Rysunek 5.18 Fragment krzywej blasku gwiazdy przedstawionej na rysunku 5.17 pochodzący z bazy
danych projektu ASAS. Na powyższym rysunku znajdują się dwa pełne okresy zmienności tej gwiazdy
Gwiazdy zmienne odnalezione przez programy do_search_new_star.pl i
do_search_current_night.pl można podzielić również ze względu na ich
jasność. Najjaśniejsza ze znalezionych gwiazd charakteryzowała się wielkością
gwiazdowa wynoszącą 7,659 natomiast najciemniejsza: 10,9847 magnitudo.
Rysunek 5.19 Rozkład znalezionych przeze mnie gwiazd zmiennych w funkcji ich jasności. Maksimum
tego rozkładu przypada na jasność pomiędzy 9,8, a 10 magnitudo
Poniżej przedstawiam kilka przykładów gwiazd zmiennych znalezionych podczas
testów oprogramowania na danych pochodzących z pierwszej połowy 2005 roku 29 .
29 Należy zwrócić uwagę, że skale czasu dla krzywych blasku pochodzących z danych projektu „π of the
Sky” i ASAS są różne, a ich zestawienie ma charakter tylko porównawczy.
78

5.3.1 NSV 12190
Gwiazda typu MIRA zaobserwowana po raz pierwszy na skanach 5 maja 2005 roku.
Do tej kategorii gwiazd zmiennych należą pulsujące gwiazdy długookresowe, czerwone
olbrzymy i nadolbrzymy o okresie zmienności od 80 do 1000 dni. Amplituda jasności
wynosi co najmniej 2,5 magnitudo, a czasem może przekraczać nawet 10 wielkości
gwiazdowych.
Okres zmienności poniższej gwiazdy wynosi prawie 382 dni. Na rysunku 5.21
przedstawiającym krzywą blasku tej gwiazdy widać, iż pełny okres zmienności
obejmuje pojedynczy wzrost jasności o 2,5 magnitudo i stopniowy jej spadek.
Rysunek 5.20 Krzywa blasku zmiennej NSV
12190 pochodząca z bazy scan
Rysunek 5.21 Krzywa blasku gwiazdy NSV 12190
pochodząca z projektu ASAS
5.3.2 VX Vel
Kolejna gwiazda typu MIRA. Zaobserwowana w bazie scan 1 maja 2005. Okres
zmienności tej gwiazdy to 384 dni. Amplituda zmian jasności wynosi 3,66 magnitudo.
Kamery projektu „π of the Sky” zaobserwowały tą gwiazdę w okresie wzrostu jasności
z 10,5685 magnitudo do jej punktu maksymalnego (9,839 magnitudo). Na rysunku 5.23
umieszczonym po prawej stronie, przedstawiającym krzywą blasku tej gwiazdy,
utworzoną z 384 danych pomiarowych zebranych przez projekt ASAS w przeciągu 800
dni widać, iż krzywa ma kształt nieregularny o długim okresie zmienności.
79

Rysunek 5.22 Krzywa blasku VX Vel pochodząca
z bazy scan projketu "π of the Sky"
Rysunek 5.23 VX Vel w bazie danych ASAS
5.3.3 RT Vel
Gwiazda o zmienności 432 dni i amplitudzie jasności wynoszącej 5,5 magnitudo.
Jest to kolejny przykład gwiazdy zmiennej typu MIRA. Na krzywej blasku pochodzącej
z bazy scan (rysunek 5.24) widoczny jest obszar wysokiej jasności tej gwiazdy
(zarejestrowana maksymalna jasność to 10,36 magnitudo). Pełny przebieg zmian
jasności znajduje się na rysunku 5.25 pochodzącym z bazy danych ASAS, na który
składa się 220 punktów pomiarowych zebranych w ciągu 900 dni obserwacji.
Rysunek 5.24 Zaobserwowana dnia 28 kwietnia
2005 roku gwiazda RT Vel. Krzywa blasku
pochodząca z bazy scan
Rysunek 5.25 Krzywa blasku RT Vel sporządzona
z danych projektu ASAS
80

5.3.4 V0973 Sgr
Gwiazda zaobserwowana kamerami projektu „π of the Sky” 7 kwietnia 2005 roku.
Okres zmienności wynosi 219,37 dni, a amplituda zmian jasności przekracza 3,7
magnitudo. Jest to kolejna gwiazda typu MIRA. Krzywa blasku pochodząca z bazy
skanów projektu przedstawia samo maksimum jasności tej gwiazdy. Na rysunku 5.27
znajdują się dane zebrane przez ASAS w ciągu około 450 dni. W tym czasie kamery
projektu zaobserwowały tą gwiazdę 385 razy. Na rysunku tym widać wyraźnie, że
pełny okres zmienności obejmuje trzy podokresy oscylacji.
Rysunek 5.26 Krzywa blasku zmiennej V0973
Sgr pochodząca z bazy danych scan
Rysunek 5.27 Krzywa blasku tej samej gwiazdy
wyznaczona z danych projektu ASAS
5.3.5 SX Vel
Gwiazda typu DECP-FU o okresie zmienności 9,551 dni. Całkowita zmiana
amplitudy nie przekracza 0,72 magnitudo. Ponieważ zmiany jasności są niewielkie, a
całkowity okres zmienności nie przekracza 10 dni, dlatego krzywa złożona z wielu
punktów wydaje się być linią prostą (tak jak to jest pokazane na rysunku 5.29, na
którym znajduje się krzywa blasku tej gwiazdy z danych projektu ASAS). Dopiero
dokładana obserwacja pozwala na zaobserwowanie pewnej zgodności w zmianie
jasności w czasie.
81

Rysunek 5.28 Krzywa blasku gwiazdy SX Vel o
krótkim okresie zmienności (9,551 dnia). Źródło:
"π of the Sky"
Rysunek 5.29 Krzywa blasku SX Vel
przedstawiona w fazie. Dane pochodzą z
obserwacji ASAS
Większość znalezionych przez program do_search_new_star.pl to zmienne o
amplitudzie zmiany jasności poniżej 1,5 magnitudo. Tylko 7 gwiazd zmieniło swoją
jasność o wartość większą niż 4 magnitudo.
Rysunek 5.30 Rozkład amplitud zmienności dla gwiazd wyselekcjonowanych przez programy
do_search_new_star.pl i do_search_current_night.pl
5.4 Tło
Do tabeli novaevents za pomocą programu do_novaevents.pl zostało
wpisanych w sumie 114680 obiektów. Z tej ilości program do_search_new_star.pl
wyselekcjonował 555 przypadków gwiazd pojawiających się pięciokrotnie w ciągu 30
kolejnych dni. Gwiazdy te, po połączeniu z bazą danych scan, za pomocą skryptu PHP,
zostały umieszczone w tabeli Nove list na stronie internetowej
82

http://grb.fuw.edu.pl/pi0/user/kkrupska. W kolejnym kroku gwiazdy te zostały przeze
mnie zidentyfikowane na podstawie ich krzywych blasku.
Wielką trudnością jest określenie charakterystyki gwiazdy mając do dyspozycji
tylko kilka jej pomiarów. W tym celu pod krzywą blasku zostały umieszczone linki do
baz projektów ASAS, Gcvs, Tycho i SIMBAD. Dopiero porównanie współrzędnych
niebieskich obiektu i jego jasności z danymi zawartymi w tych bazach umożliwia
dokładną interpretację zachowania znalezionej gwiazdy. Niestety nie jest to łatwa
procedura. Często spotykałam się z ciekawym zachowaniem krzywej blasku
pochodzącej z bazy scan, lecz nie znalazłam jej potwierdzenia w innych bazach
danych. W celu zachowania jak największej wiarygodności wyników traktowałam taką
gwiazdę po prostu jako tło.
Dodatkową trudnością przy identyfikacji wyselekcjonowanych przez program
do_search_new_star.pl gwiazd jest częsty brak dokładnych informacji w
największej bazie danych gwiazd – w bazie SIMBAD. Często jedyną informacją o
gwieździe są jej współrzędne niebieskie bez podania wielkości gwiazdowej, a przy
opisie gwiazd zmiennych nie ma danych dotyczących okresu zmienności. Właśnie na
takie problemy natrafiłam najczęściej podczas analizy gwiazd znajdujących się w Nove
list.
Dzięki zamieszczonym w tabeli wycinkom zdjęć pól, na których znajdują się
gwiazdy, możliwe jest także odrzucenie przypadków występowania fluktuacji na chipie.
Kilkakrotnie do przypadków tła zakwalifikowałam „gwiazdy”, które okazały się być
wyraźnymi, białymi pikselami uporczywie występującymi w tej samej pozycji. Często
przyczyną powstania błędnej informacji o gwieździe było połączenie takich pikseli oraz
występowanie na zdjęciach chmur.
Dodatkowo za przyczynę powstawania tła odpowiedzialne są fluktuacje jasności
gwiazd stałych o jasności około 11 magnitudo. Jest to graniczna jasność, z jaką
rozpoznawane są gwiazdy na pojedynczych klatkach, co powoduje, że często takie
gwiazdy stałe zostają dodane do bazy projektu „π of the Sky” dopiero po kilku, a nawet
kilkunastu obserwacjach pola na jakim występują. Prowadzi to do oznaczenia ich jako
gwiazd nowych i wpisania do tabeli novaevents, a następnie wyselekcjonowania
przez program do_search_new_star.pl. Właśnie gwiazdy stałe stanowią
największy odsetek tła w pierwszych trzech miesiącach analizy.
Wszystkie te sytuacje wpływają na występowanie dużego tła, lecz należy zaznaczyć
w tym miejscu, że nie można w całości określić go jako bezużytecznego. Możliwe jest,
83

że znajduje się w nim jeszcze dużo gwiazd zmiennych, czy nowych, które nie są
zamieszczone w bazach ASAS, Gcvs i Tycho lub nie jest możliwa ich dokładna
identyfikacja w bazie projektu SIMBAD.
Rysunek 5.31 Liczba obiektów zakwalifikowanych do tła dla poszczególnych miesięcy obserwacji
liczba obiektów
250
200
150
100
50
gwiazdy zmienne i nowe
tło
0
grudzień
2004
styczeń
2005
luty
2005
marzec
2005
kwiecień
2005
maj
2005
miesiąc obserwacji
Rysunek 5.32 Udział gwiazd nowych i zmiennych w ogólnej liczbie wyselekcjonowanych przez program
do_search_new_star.pl obiektów.
Tło stanowi 93% wszystkich otrzymanych wyników. Wielkość ta nie jest stała, lecz
znacznie różni się dla poszczególnych miesięcy obserwacji. Dla początkowych dwóch
miesięcy tło stanowiło ponad 90%. W kolejnych miesiącach wartość ta systematycznie
się obniżała.
84

Rysunek 5.33 Procentowy udział tła w otrzymanych z programu do_search_new_star.pl wynikach
Badając amplitudę przyporządkowanych do tła obiektów okazało się, że aż 72% z
nich zmieniało swoją jasność w granicach od 0 do 0,6 magnitudo.
Rysunek 5.34 Histogram przedstawiający rozkład amplitudy zmiany jasności obiektów
zidentyfikowanych jako tło pomiarów
Stosując w programie selekcjonującym nowe dodatkowe cięcie wymagające, aby
amplituda zmiany jasności była większa od 0,6 magnitudo odrzuconych zostało by 42%
gwiazd zmiennych, w tym także odnaleziona gwiazda nowa i Neptun. Odrzucenie
przypadków z tabeli New list, dla których amplituda jest mniejsza niż 0,45 magnitudo
85

pozwoliłoby na pozostawienie nowej i zmniejszenie udziału tła o 57%. Przy tak
wykonanym cięciu nadal pozostałoby 64% z odnalezionych do tej pory gwiazd
zmiennych.
W celu ustalenia optymalnego parametru, który mógłby posłużyć do efektywnego
odrzucania tła, należy przeprowadzić dalszą analizę dla kolejnych miesięcy obserwacji.
Z każdym miesiącem analizy procentowy udział tła spada gwałtownie (w szóstym
miesiącu tło stanowiły już tylko 3 przypadki z 8 wyselekcjonowanych gwiazd) i
możliwe, że ta tendencja utrzyma się. Wcześniejszy, olbrzymi udział tła w
wyselekcjonowanych gwiazdach spowodowany był wpisywaniem do tabeli
novaevents gwiazd stałych o jasnościach w granicach 10-11 magnitudo.
Innym sposobem zmniejszenia tła bez ryzyka odrzucenia ciekawych przypadków
jest zaimportowanie do bazy scan informacji na temat gwiazd stałych, dzięki czemu,
podczas wypełniania tabeli novaevents nie będą wpisywane takie gwiazdy nawet
podczas ich pierwszej obserwacji na zdjęciach pochodzących ze skanów wieczornych i
porannych.
86

Podsumowanie
Podczas mojej pracy zaprojektowałam i wykonałam automatyczny system
wyszukiwania gwiazd nowych z danych pochodzących ze skanów wieczornych i
porannych projektu „π of the Sky”. System został przetestowany na danych
obejmujących półroczny okres ciągłych obserwacji.
Analiza otrzymanych danych potwierdziła poprawne działanie oprogramowania.
Programy wyselekcjonowały poprawnie jedną gwiazdę nową SV 5115 Sgr,
przesuwającego się po orbicie Neptuna oraz 37 gwiazd zmiennych.
System działa w pełni automatycznie, jedynie ostateczna selekcja otrzymanych
przypadków wymaga udziału człowieka. Oprogramowanie to zostanie wcielone do
codziennej analizy zdjęć skanów.
87

Bibliografia
[1] J. Bonnelli, A Brief History of the Discovery of Cosmic Gamma-Ray Bursts,
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/htmltest/jbonnell/www/grbhist.html
[2] Govert Schilling, Flash! The hunt for the biggest explosions in the universe, Cambridge
University Press, 2002
[3] http://www.republika.pl/blyskigamma/
[4] Wikipedia, http://pl.wikipedia.org/
[5] NASA, http://cossc.gsfc.nasa.gov/docs/cgro/
[6] http://www.asdc.asi.it/bepposax/
[7] Stanisław Bajtlik, Hipernowe i Magnetary, Wiedza i Życie, nr 1/1999
[8] Najjaśniejszy błysk gamma, URANIA - Postępy Astronomii, 4/1999
[9] Oficjalna strona eksperymentu ROTSE, http://www.rotse.net/
[10] Gamma-Ray Bursts A BRIEF HISTORY, NASA,
http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/GRB_history.pdf
[11] Oficjalna strona eksperymentu HETE, http://space.mit.edu/HETE/
[12] Agnieszka Janiuk, INTGRAL obserwuje wszechświat, URANIA - Postępy astronomii, nr
3/2004
[13] Lisa R. Johnston, Nowa klasa wybuchów promieniowania gamma o małej jasności, SKY
and telescope, sierpień 2004
[14] Magdalena Siemieniak, SWIFT na tropie rozbłysków gamma, URANIA - Postępy
astronomii, nr 5/2003
[15] Oficjalna strona projektu SWIFT, http://swift.gsfc.nasa.gov
[16] Oficjalna stronie sieci GCN, http://gcn.gsfc.nasa.gov/
[17] B. Paczyński, P. Heansel, Gamma-Ray Bursts from quark stars, Los Alamos Library,
http://xxx.arxiv.org/abs/astro-ph/0502297
[18] http://www.fairchildimaging.com/
[19] G. Wrochna, Sprawozdanie merytoryczne z realizacji projektu badawczego Badanie
błysków optycznych towarzyszących rozbłyskom gamma, listopad 2004
[20] Grant 1 P03B 103 29 złożony 31.1.2005 (T.Wibig), Poszukiwanie koincydencji wielkich
pęków atmosferycznych z błyskami gamma i ich odpowiednikami optycznymi
[21] Sprawozdanie merytoryczne z realizacji projektu badawczego 2 P03B 038 25, Badanie
błysków optycznych towarzyszących rozbłyskom gamma
[22] Główne typy gwiazd zmiennych, http://www.free.polbox.pl/w/wronkiab/
[23] ORION, Serwis Edukacyjny Polskiego Towarzystwa Astronomicznego, Niezbędnik
astronomiczny, http://orion.pta.edu.pl/astroex/toolkit/
[24] Encyklopedia PWN, http://encyklopedia.pwn.pl
[25] Józef Smak, Gwiazdy nowe, Delta 05/1976
[26] Katarzyna Kwiecińska, System wyznaczania jasności gwiazd w eksperymencie „π of the
Sky” , Uniwersytet Kardynała Stefana Wyszyńskiego, Szkoła Nauk Ścisłych, praca
magisterska, 2005
[27] AAVSO ALERT NOTICE 316 (March 30, 2005),
http://www.aavso.org/publications/alerts/alert316.shtml
88

Słownik
astrometria
autoguiding
białe karły
CORBA
DAQ
dark flat
deklinacja
transformacja współrzędnych instrumentalnych x,y pochodzących z
chipu na współrzędne astronomiczne (ra, dec)
formuła samoprowadzenia montażu. Służy ona korekcie prędkości
montażu dzięki danym o jego pozycji otrzymanym z astrometrii
gwiazdy o bardzo małych promieniach (~0,01 pr. Słońca), wysyłające
od 100 tys. do 10 tys. razy mniej energii niż Słońce. Temperatura na
powierzchni wynosi około 4000–60000 K. Białe karły są jednym z
końcowych etapów ewolucji gwiazd [23]. W białych karłach nie
zachodzą już procesy jądrowe, a jedynym źródłem wysyłanej przez
nie energii jest proces stygnięcia, który może trwać od kilkuset mln do
kilku mld lat. Maksymalna masa, jaką obiekt może osiągnąć wynosi
ok. 1,4 masy Słońca, a po jej przekroczeniu, biały karzeł wybucha
jako supernowa i przeradza się w gwiazdę neutronową. Po kilkuset
miliardach lat temperatura białego karła obniża się do tego stopnia, że
przestaje on być widoczny - staje się czarnym karłem.
Common Object Request Broker Architecture - standard uniwersalnej
architektury służącej do komunikacji obiektów rozproszonych
wprowadzony przez OMG (Object Management Group).
Podstawowym celem jest umożliwienie komunikacji między
odległymi i niekompatybilnymi systemami pracującymi na różnych
platformach sprzętowych i programowych
Data Aquisition System - systemem akwizycji danych
ciemna klatka otrzymana poprzez naświetlenie w takich samych
warunkach jak klatka surowa (temperatura, czas ekspozycji), lecz przy
zamkniętej migawce
jednostka układu astronomicznego, określająca położenie ciała w
obydwu układach równikowych: równonocnym i godzinnym,
zdefiniowana jako kąt pomiędzy kierunkiem poprowadzonym od
obserwatora do obiektu, a płaszczyzną równika niebieskiego. Obiekty
położone na północnej półkuli nieba mają deklinację dodatnią (od 0°
89

do 90°), a na południowej ujemną (od 0° do -90°).[4].
flat field
fotometria
FOV
GCN
GRB
gwiazda nowa
katalog
Hipparcosa
katalogowanie
magnitudo
klatka utworzona na podstawie sumy kilku klatek, pozwalająca na
uzyskanie jednorodności w rozkładzie jasności obiektywu
proces polegający na odnalezieniu na otrzymanych klatkach gwiazd
oraz odczytaniu ich jasności i pozycji (x,y) na chipie
(ang. field of view) – pole widzenia
(ang. Gamma Ray Bursts Coordinate Network), koordynacyjna sieć
obserwacji rozbłysków γ, mająca za zadanie rozsyłanie informacji o
współrzędnych zaobserwowanego błysku do wszystkich podłączonych
jednostek, a także wysyłanie raportów sporządzonych przez
obserwatorów naziemnych
(ang. Gamma Ray Burst) wysoko-energetyczne błyski
promieniowania γ pochodzenia pozagalaktycznego o bardzo krótkim
czasie trwania (średnio od 0.01 do 100s)
gwiazda, która na skutek wybuchu gwałtownie zwiększa swoją
jasność (o 7 – 15 magnitudo), a po początkowym, bardzo szybkim
wzroście jasności następuje jej powolny spadek. Gwiazda nowa
należy do układu gwiazd podwójnych.
katalog 118218 gwiazd, stworzony przez satelitę Hipparcos,
wystrzelonego w roku 1989 roku przez Europejską Agencję
Kosmiczną. Satelita ten miał za zadanie zebrać dane o paralaksach
gwiazd (zaczynając od magnitudo 10) oraz dostarczyć dokładne
pomiary odległości kilkudziesięciu tysięcy gwiazd (do 1000 lat
świetnych)..
normalizacja jasności aparaturowych wyliczonych w procesie
fotometrii, a następnie przypisanie otrzymanych danych do
poszczególnych pomiarów w plikach astrometrii
jednostka jasności gwiazdowej. Jest to jednostka wprowadzona przez
Ptolemeusza ok. 140 r. n.e., ale prawdopodobnie wynaleziona przez
Hipparcha. Jest to skala odwrócona, czyli im jaśniejsza jest gwiazda
tym niższa jej wielkość gwiazdowa. Gwiazdy obserwowane gołym
okiem mają jasność poniżej 8 m .
90

Słońce -26 m
Wenus -4 m
Gwiazdy Wielkiego Wozu +2 m
Granica fotografowanych gwiazd przez teleskop 40 cm +21 m
montaż
pipeline
redukcja
rektascensja
skan
trygger
UT
ruchoma platforma, na której umieszczone są obiektywy
fotograficzne, pozwalająca na skierowanie obiektywów w dowolny
punkt nieba uwzględniając ruch obrotowy Ziemi
zbiór procedur, którym poddawane są otrzymane zdjęcia nieba:
redukcja, fotometria, astrometria, katalogowanie i wizualizacja
wyników
przygotowanie klatki do dalszych procesów poprzez odjęcie od niej
dark flat’a oraz podzielenie jej przez flat field
jednostka układu astronomicznego, zdefiniowana jako kąt dwuścienny
pomiędzy płaszczyzną południka równonocny wiosennej (rektascensja
równa 0h), a płaszczyzną południka obiektu. Rektascensję nalicza się
w kierunku na wschód, zgodnym z rocznym ruchem Słońca.
Przyjmuje ona wartości z zakresu od 0h do 24h. Współrzędna ta nie
ulega zmianie na skutek ruchu obrotowego Ziemi, jak w przypadku
kąta [4]
proces fotografowania całego nieba (po trzy zdjęcia dla każdego z
dostępnych danej nocy pól)
informacja na temat zaobserwowanego błysku, rozsyłana przez/do
użytkowników sieci GCN
umowny czas słoneczny, obowiązujący dla zerowego południka, od
którego liczymy różnice dla czasów strefowych, i który stanowi
podstawę różnych obliczeń dla czasów lokalnych
91