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