wykorzystanie małych teleskopów 2013

Transkrypt

WYKORZYSTANIE MAŁYCH
TELESKOPÓW 2013
i
Fotografia na okładce przedstawia małe teleskopy projektów PROMPT,
LCOGT i MACHO na górze Cerro Tololo w Chile. (fot. M. Siwak).
ii
BIBLIOTEKA URANII NR 30
WYKORZYSTANIE MAŁYCH
TELESKOPÓW 2013
MATERIAŁY KONFERENCJI, KRAKÓW - KONINKI
10 - 12 MAJA 2013
pod redakcja̧
Katarzyny Bajan, Waldemara Ogłozy,
Grzegorza Stachowskiego i Bartłomieja Zakrzewskiego
UNIWERSYTET PEDAGOGICZNY
POLSKIE TOWARZYSTWO ASTRONOMICZNE
POLSKIE TOWARZYSTWO MIŁOŚNIKÓW ASTRONOMII
Kraków 2014
iii
PL ISSN 1230-2295
Redaktor wydawnictwa PTMA
Krzysztof Ziołkowski
Redaktor
Katarzyna Bajan
BIBLIOTEKA URANII NR 30
Wszelkie prawa zastrzeżone. Kopiowanie lub przedruk niniejszej publikacji
lub jej czȩści jest możliwe wyła̧cznie za pisemna̧ zgoda̧ Wydawcy.
c 2014 by Uniwersytet Pedagogiczny w Krakowie and Polskie
Copyright ⃝
Towarzystwo Miłośników Astronomii
Druk: Drukarnia Cyfrowa KSERKOP, ul. Mazowiecka 60,
30-019 Krakòw
iv
Spis treści
Przedmowa
i
25 lat działalności Obserwatorium Astronomicznego na Suhorze
3
Jerzy M. Kreiner, Bartłomiej Zakrzewski
Obserwacje gwiazd typu T Tauri za pomocą satelity MOST
9
Michał Siwak
Obserwacje jasnych gwiazd przez filtr szary
25
Grzegorz Stachowski
Gaia and small telescopes
33
Łukasz Wyrzykowski
Globalny Teleskop Astrofizyczny
43
Krzysztof Kamiński, Wojciech Dimitrow, Monika Fagas i inni
Pi of the Sky. Roboty w badaniach astrofizycznych
49
A. Ćwiek, T. Batsch, H. Czyrkowski i inni
Rantiga Osservatorio. Poszukiwania komet i planetoid za pośrednictwem zdalnie sterowanego teleskopu
Michał Żołnowski, Michał Kusiak
v
59
Wykorzystanie Małych Teleskopów 2013
vi
Astrobazy w województwie lubuskim
67
Michał Żejmo
Sieć astrobaz jako narzędzie w obserwacji zjawisk zakryciowych
77
Henryka Netzel
Test optyczny teleskopu PlaneWave CDK 17”
87
Marcin Cikała
Problemy korekcji prądu ciemnego w systemach CCD małych
teleskopów
99
Adam Popowicz
JAstroCam - narzędzie do zbierania danych z CCD
107
Marek Budyn
Program obserwacyjny dla małego teleskopu
121
Paweł Kankiewicz
Naprawdę tania fotometria
129
Arkadiusz Olech, Magda Otulakowska-Hypka
Obserwacje śmieci kosmicznych przy pomocy teleskopu Meade 35 cm
135
Remigiusz Pospieszyński
Zaćmienie AZ Cas 2012-2013. Wstępne wyniki kampanii fotometrycznej i spektroskopowej
139
Cezary Gałan
Obserwacje fotometryczne w Narodowym Obserwatorium Tureckim
Artur Rutkowski
151
Spis tresci
Obserwacje układu kataklizmicznego V795 Her w OA UJ
vii
161
Paulina Sowicka, Justyna Put, Dorota Kozieł-Wierzbowska,
Artur Rutkowski
Superwybuch HT Cas – wyniki obserwacji z małych teleskopów
165
Karolina Bąkowska, Arkadiusz Olech
Fourier analysis of ASAS light-curves of eclipsing binaries
171
J. Nedoroščı́k, M. Vaňko, T. Pribulla
Short-period Kepler exoplanet candidates: search for cometlike tails and orbital period variations
177
Zoltan Garai
Discussion of results obtained by the Kwee-van Woerden method
185
Z. Mikulášek, J. Janı́k, M. Chrastina, J. Liška, M. Zejda
Lista Uczestników Konferencji
191
Program Konferencji
193
Lista Posterów Konferencji
197
Przedmowa
„Wykorzystanie Małych Teleskopów 2013” to konferencja, która na dobre
zadomowiła się w polskim środowisku astronomicznym. Po Kielcach, Opolu i Kruszwicy kolejnym jej gospodarzem był Kraków. Okazją do zorganizowania sesji w Krakowie i Koninkach był jubileusz 25-lecia prowadzenia
obserwacji fotometrycznych w Obserwatorium na Suhorze.
Przyjęta definicja „małego teleskopu” (średnica do 200 cm) oznacza, że
w konferencji mogli uczestniczyć zarówno przedstawiciele wszystkich polskich ośrodków astronomicznych, w tym zespoły naukowe teleskopów satelitarnych, jak i zaawansowani amatorzy. Spotkania takie stwarzają okazję
do wymiany doświadczeń, prezentacji planów badawczych i wyników obserwacji. Udział w takim wydarzeniu jest szczególnie ważny dla studentów,
doktorantów oraz pracowników małych instytucji. Po raz pierwszy w konferencji „Wykorzystanie Małych Teleskopów 2013” uczestniczyli goście z zagranicy, w tym z Czech, Słowacji, Ukrainy i Węgier.
Pragnę serdecznie podziękować wszystkim uczestnikom za ich udział,
przedstawione prelekcje i plakaty. To Wasze liczne uczestnictwo nadało konferencji sens! Dziękuję osobom i instytucjom, które włączyły się do organizacji spotkania, przede wszystkim członkom lokalnego i naukowego komitetu
organizacyjnego, pracownikom Uniwersytetu Pedagogicznego oraz ośrodka
„Ostoja Górska” w Koninkach.
Konferencję „Wykorzystanie Małych Teleskopów 2013” udało się zorganizować między innymi dzięki wsparciu Ministerstwa Nauki i Szkolnictwa
Wyższego, Polskiego Towarzystwa Astronomicznego, Polskiego Towarzystwa Miłośników Astronomii oraz Funduszu im. Tadeusza Jarzębowskiego,
którego działalność naukowa związana była z jednym z omawianych tematów.
Doc. dr Tadeusz Jarzębowski (1927-2005) był w latach 50-tych inicjai
ii
Wykorzystanie małych teleskopów 2013
torem fotometrii fotoelektrycznej gwiazd zmiennych. Na podstawie wieloletnich, własnych obserwacji fotoelektrycznych gwiazd magnetycznych dowiódł, że nawet niewielkimi teleskopami, przy ograniczonych środkach finansowych, można w Polsce uzyskać wartościowe wyniki, które później są
cytowane w literaturze naukowej. Był także członkiem Międzynarodowej
Unii Astronomicznej oraz Polskiego Towarzystwa Astronomicznego, przez
które w 2004 r. został nagrodzony Medalem im. prof. Włodzimierza Zonna.
Waldemar Ogłoza
25 lat działalności Obserwatorium
Astronomicznego na Suhorze
Jerzy M. Kreiner, Bartłomiej Zakrzewski
Katedra Astronomii, Uniwersytet Pedagogiczny w Krakowie,
Podchorążych 2, 30-084 Kraków, Polska
e-mail: [email protected]
Inicjatywa budowy nowego obserwatorium astronomicznego wypłynęła od jednego z autorów niniejszego artykułu (JMK) z początkiem 1983
roku. Ideę tę podjęły Władze krakowskiej Wyższej Szkoły Pedagogicznej
(obecnie: Uniwersytetu Pedagogicznego im. Komisji Edukacji Narodowej),
które w planowanym Obserwatorium dostrzegły szansę nie tylko na prowadzenie prac badawczych w nowej, nieobecnej dotąd, dyscyplinie naukowej,
ale także miejsce dla ambitnego kształcenia przyszłych nauczycieli fizyki
i astronomii.
Prace projektowe poprzedziła wizja lokalna w kilku pasmach górskich,
m. in. w Beskidzie Śląskim, Beskidzie Małym, Beskidzie Sądeckim oraz
w Gorcach. Wykluczono rejon Tatr i Babiej Góry, ze względu na częste występowanie w tych partiach górskich, szczególnie latem, lokalnego zachmurzenia i burz. Ostateczny wybór padł na Suhorę, wzniesienie w Gorcach,
w pobliżu Koninek i Poręby Wielkiej, na północny zachód od najwyższego
szczytu gorczańskiego - Turbacza.
Wybrana lokalizacja spełniała podstawowe warunki niezbędne do prowadzenia profesjonalnych obserwacji astronomicznych: Suhora była wystarczająco oddalona od pobliskich miejscowości (Poręba Wielka, Poręba Górna, Niedźwiedź, Olszówka, Rabka Zdrój, Skomielna Biała, Nowy Targ), aby
światła nie przeszkadzały w obserwacjach. W promieniu kilkudziesięciu kilometrów nie było również większych zakładów przemysłowych. W otoczeniu
wierzchołka nie zauważono tzw. świerków sztandarowych, co świadczyło
o braku silnych wiatrów wiejących z jednego kierunku. Ponadto Suhora
jest górą na tyle wysoką (1000 m n.p.m.), że w okresie jesienno-zimowym
jej wierzchołek bardzo często wznosi się ponad warstwę inwersji tempera3
4
tury, występującej w tym rejonie Gorców na wysokości około 700 - 800
m n.p.m. W wyniku analizy danych z lat 1960-1974 ze stacji meteorologicznych położonych w tej części Gorców (Mszana Dolna, Obidowa, Turbacz)
oraz, po porównaniu tych danych z wynikami obserwacji meteorologicznych w Krakowie, stwierdzono, że, średnio rzecz biorąc, na Suhorze należy
się spodziewać aż około 60% większej liczby bezchmurnych nocy niż w Krakowie. Wyniki tych badań zostały potwierdzone w trakcie ponad 25 lat
działalności Obserwatorium.
Za wyborem miejsca pod przyszłe Obserwatorium przemawiała również
zbudowana już kolej linowa na pobliski Tobołów (934 m n.p.m.) oraz leśna
droga pozwalająca na transport samochodem terenowym materiałów budowlanych i sprzętu na szczyt Suhory. W górnej stacji kolei znajdowała się
stacja transformatorowa, co znacznie ułatwiło doprowadzenie do Obserwatorium energii elektrycznej. Kilkaset metrów od dolnej stacji kolei linowej
był przystanek PKS, z którego kilka razy dziennie odjeżdżały autobusy
bezpośrednim kursem do Krakowa.
Lata 1984-85 poświęcone były głównie na załatwienie skomplikowanych
spraw związanych z zakupieniem działki od prywatnego właściciela. W tym
czasie zaprojektowany został budynek i wybrany wykonawca. Prace budowlane na szczycie rozpoczęły się wiosną 1986 roku i do jesieni postawiono budynek w stanie surowym. Po długiej i śnieżnej zimie, w maju 1987
roku, rozpoczęto montaż kopuły, a we wrześniu ekipa z firmy Carl Zeiss Jena zmontowała teleskop zwierciadłowy w układzie Cassegraina o średnicy
600 mm i ogniskowej 7500 mm. Pierwsze spojrzenie na niebo i ostateczne
wyregulowanie teleskopu miało miejsce 4 października 1987 r. Wtedy też
wykonane zostały pierwsze zdjęcia (Jowisza i Księżyca).
Oficjalne otwarcie Obserwatorium nastąpiło w dniu 5 listopada 1987.
W uroczystości tej uczestniczyła liczna grupa przedstawicieli niemal wszystkich polskich instytucji astronomicznych, wykonawców, miejscowych władz
oraz pracowników Wyższej Szkoły Pedagogicznej w Krakowie. - Niech ten
obiekt będzie spojrzeniem w XXI wiek - tymi słowami Rektor Uczelni Profesor Mieczysław Rozmus przekazał obiekt w użytkowanie zespołowi pracowników ówczesnego Zakładu (obecnie Katedry) Astronomii.
Pierwsze miesiące pracy w Obserwatorium to przede wszystkim szczegółowa kontrola pracy teleskopu, w szczególności jego mechanizmu prowadzącego. Równocześnie kończono prace związane z konstrukcją jednokanałowego fotometru fotoelektrycznego. Wstępne informacje na jego temat zostały
zaprezentowane jeszcze przed uroczystym otwarciem. W maju 1987 roku
Zakład Astronomii WSP zorganizował dwudniową konferencję Fotometry
fotoelektryczne, rejestracja i opracowanie danych fotometrycznych, podczas
której przedstawiono m. in. zarysy projektu przyszłego fotometru dla Suhory [11]. Pierwsze obserwacje fotometryczne na Suhorze przeprowadzono
25 lat działalności Obserwatorium Astronomicznego na Suhorze
5
15 lutego 1988 roku. Detektorem był fotometr jednokanałowy z fotopowielaczem EMI 9865B. Rejestracja danych odbywała się za pomocą komputera
Commodore 64 i, równolegle, na taśmie papierowej samopisu. Jeszcze w tym
samym roku ukazała się pierwsza publikacja opracowana na podstawie tych
obserwacji [7].
Po zaledwie kilku miesiącach, od lipca 1988 roku, na Suhorze nastąpił
znaczny postęp w dziedzinie aparatury. Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego użyczyło dwukanałowy fotometr fotoelektryczny,
otrzymany wcześniej z ESO dzięki inicjatywie prof. Edwarda H. Geyera
z Uniwersytetu w Bonn. Równolegle rozpoczęte zostały prace nad projektowaniem i budową własnego fotometru dwukanałowego [3]. Mniej-więcej
w tym samym czasie podjęte zostały starania o zakup pierwszej kamery
CCD. Dzięki dofinansowaniu przyznanemu przez Komitet Badań Naukowych zakupiona została kamera Star I firmy Photometrics [5]. Latem 1991
roku nowy fotometr wraz z wbudowaną kamerą CCD rozpoczęły pracę.
Pierwsze zdjęcia CCD wykonano 1 września tego roku. Były to jedne z
pierwszych obserwacji CCD w Polsce. Tylko Obserwatorium Astronomiczne UW w Ostrowiku wyprzedziło Suhorę o kilka tygodni. Do precyzyjnego
prowadzenia teleskopu opracowany i wdrożony został oryginalny system autoguidingu działający w oparciu o system analizy obrazu uzyskiwanego za
pomocą czułej kamery telewizyjnej [6].
W następnych latach obserwacje fotoelektryczne prowadzone były zarówno jedną jak i drugą metodą. Aparatura detekcyjna w obydwu przypadkach była regularnie unowocześniana. Kolejny fotometr (trójkanałowy) zbudowany został w 2002 roku przez zespół z Obserwatorium Astronomicznego
Uniwersytetu w Wilnie. Następne, coraz bardziej nowoczesne kamery CCD
zostały kupione kolejno w 1999 r. (PixelView), 2003 (SBIG ST10XME),
2007 (Apogee Alta U47) i 2013 (Apogee Aspen). Ważnym wydarzeniem
była modyfikacja konstrukcji teleskopu wprowadzona w 2011 roku. Dzięki
niej możliwe było przeniesienie kamery CCD do ogniska głównego. Uzyskano w wyniku tego powiększenie pola widzenia oraz zwiększenie zasięgu
teleskopu. W tym samym roku wprowadzono system automatycznego obrotu kopuły podnoszący znacznie komfort pracy obserwatora.
Równocześnie z rozwojem aparatury miał miejsce szybki postęp w dziedzinie komputeryzacji Obserwatorium. Pierwszy komputer PC XT pojawił
się we wrześniu 1988 roku. Fotometr dwukanałowy połączony z kamerą
CCD wymusił rozdział pracy na kilka komputerów. Jeden z nich nadzorował działanie teleskopu, w tym gromadzenie danych z fotometru. Drugi sterował pracą kamery CCD i służył do rejestrowania danych. Kolejny
przeznaczony był do współpracy z autoguiderem. Podział taki jest, w zarysie, zachowany do chwili obecnej. Do tego dochodzi komputer służący do
opracowywania danych obserwacyjnych oraz kolejny, który dzięki sygnałowi
6
z systemu GPS, pełni rolę wzorca czasu.
Podstawową tematyką badawczą Obserwatorium na Suhorze, realizowaną od początku jego funkcjonowania, jest fotometria gwiazd zaćmieniowych.
Dzięki analizie numerycznej zebranych danych powstał m. in. zestaw kilkudziesięciu modeli układów kontaktowych, co przyczyniło się do lepszego
poznania zagadnień ewolucyjnych takich układów Dane z obserwacji fotometrycznych wykorzystywane były i nadal są do wyznaczania momentów
minimów gwiazd zaćmieniowych [2]. Stanowią one ważne uzupełnienie bazy
danych minimów takich gwiazd gromadzonych w Katedrze Astronomii od
ponad 20 lat.
Kolejna tematyka to fotometria gwiazd pulsujących, która umożliwia
wyznaczanie wartości modów pulsacji oraz ich stabilności w długich przedziałach czasu. Od kilku lat prowadzone były i nadal są obserwacje obiektów pozagalaktycznych (aktywnych jąder galaktyk i kwazarów) [10] wykazujących zmiany jasności w zakresie optycznym. Na Suhorze prowadzono
również kilkakrotnie obserwacje komet. W ostatnim czasie rozpoczęto też
fotometrię planetoid.
Program naukowy Obserwatorium na Suhorze jest szeroko znany w świecie, m. in. dzięki udziałowi w różnych międzynarodowych programach badawczych. Od 1990 roku Obserwatorium zostało włączone do sieci The
Whole Earth Telescope (WET), która niedawno zmieniła nazwę na DARC
(np. [8]). W tym programie bierze udział około 20 placówek astronomicznych z całego świata. Najważniejszym obiektem zainteresowań są tam
gwiazdy zmienne na późnych stadiach ewolucji, przede wszystkim pulsujące białe karły, ale także podkarły i jądra mgławic planetarnych. W kilku
tego typu międzynarodowych programach Obserwatorium na Suhorze pełniło lub pełni nadal rolę koordynatora. Tak jest np. z prowadzonym od kilku
lat międzynarodowym programem obserwacyjnym aktywnej galaktyki OJ
287 czy zakończoną już kilka lat temu pięcioletnią kampanią obserwacyjną
pulsującego podkarła Balloon 090100001 [1].
Z końcem sierpnia 2013 roku do programu badawczego Obserwatorium
na Suhorze dołączono obserwacje fotometryczne jasnych gwiazd. Dla realizacji tego programu, w pobliżu budynku Obserwatorium ustawiono małą
kopułę o średnicy 2 m. Wewnątrz jest w pełni zautomatyzowany teleskop
średnicy 20 cm. Jednym z zadań, które ma on realizować jest wielobarwna fotometria gwiazd z programu BRITE (patrz artykuł: G. Stachowski
„Obserwacje jasnych gwiazd przez szary filtr” w niniejszej publikacji [9]).
Oprócz działalności naukowej Obserwatorium jest miejscem, gdzie jest
prowadzona działalność dydaktyczna i edukacyjna. Studenci fizyki Uniwersytetu Pedagogicznego odbywają tam cześć zajęć Pracowni Astronomicznej
oraz prowadzą obserwacje do prac licencjackich i magisterskich. W lecie na
Suhorze odbywają się specjalistyczne praktyki astronomiczne dla studentów
Bibliografia
7
astronomii innych polskich uniwersytetów. W wolnym czasie dyżurni obserwatorzy oprowadzają po budynku umówione wcześniej grupy gości (głównie
młodzieży szkolnej), dla których wizyta w Obserwatorium Astronomicznym
na Suhorze jest jedyną możliwością zetknięcia się z nowoczesnym warsztatem pracy astronoma.
Bibliografia
1. A. Baran et al. The pulsating hot subdwarf Balloon 090100001: results
of the 2005 multisite campaign. MNRAS, 392, 1092, (2009).
2. J. M. Kreiner. Up-to-Date Linear Elements of Eclipsing Binaries. Acta
Astronomica, 54, 207, (2004).
3. J. M. Kreiner et al. Dual-channel photometer - CCD camera systems
at the Mt. Suhora Observatory. W I. Elliott and C. J. Butler, red.,
Poster Proceedings of the IAU Colloquium No. 136 held in Dublin,
Ireland, 4-7 August, page 80, (1993).
4. J. M. Kreiner et al. The W UMa-type Stars program: First results,
current status and perspectives. Ap&SpSci, 304, 71, (2006).
5. J. Krzesiński. Kamera CCD w Obserwatorium na Suhorze. Urania
(Krakow), 63, 5–7, (1992).
6. J. Krzesiński and K. Wojcik. Multi-task guiding system of the Mt.
Suhora Observatory. A&A, 280, 338, (1993).
7. G. Pajdosz and S. Zoła. New elements of CK Boo. IBVS, 3251, 1,
(1988).
8. J. L. Provencal et al. Empirical determination of convection parameters in White Dwarfs. I. Whole Earth Telescope observations of
EC14012-1446. ApJ, 3751, 91, (2012).
9. G. Stachowski. Obserwacje jasnych gwiazd przez szary filtr. niniejsza
publikacja.
10. M. J. Valtonen et al. A massive binary black-hole system in OJ287
and a test of general relativity. Nature, 452, 851, (2008).
11. B. Zakrzewski. Fotometry fotoelektryczne, rejestracja i opracowanie
danych fotometrycznych. Ogólnopolskie Seminarium Fotometryczne,
Kraków, 12-13.V.1987. Urania, 59(7), 194, (1987).
8
Obserwacje gwiazd typu T Tauri
za pomocą satelity MOST
Michał Siwak, Waldemar Ogłoza, Marek Dróżdż, Maciej Winiarski
oraz
MOST team:
Jaymie M. Matthews, David B. Guenther, Rainer Kuschnig, Anthony
F. J. Moffat, Jason F. Rowe, Sławek M. Ruciński, Dimitar Sasselov,
Werner W. Weiss
Katedra Astronomii Uniwersytetu Pedagogicznego,
ul. Podchorążych 2, 30-084 Kraków,
1
Wstęp
Satelita MOST (Microvariability and Oscillation of STars) to pierwszy teleskop kosmiczny, przeznaczony do wykonywania ciągłej fotometrii gwiazd
leżących w tzw. Strefie Ciągłej Widoczności. Krąży on po orbicie okołobiegunowej dzięki czemu strefa ta pokrywa pas ekliptyczny i w zależności
od rektascensji – obszar powyżej i poniżej tego pasa, pozwalając wówczas
jednak tylko na obserwacje przez pewną część okresu orbitalnego, równego
101 minut.
Teleskop ten wysłała Kanadyjska Agencja Kosmiczna, szefem zespołu
naukowego jest prof. Jaymie Matthews z Vancouver, a w skład zespołu naukowego wchodzi m.in. prof. Sławek Ruciński, który to wymyślił koncepcję
tego satelity i uzyskał finansowanie tego projektu.
Teleskop jest w systemie Rumak-Maksutov, ma średnicę 15 cm i ogniskową 90 cm. Kamera CCD pozwala na obserwacje obszaru L-kształtnego
o największym rozmiarze 1 stopnia - część pola widzenia kamery CCD (narożnik) wypełniony jest soczewkami Fabry przeznaczonymi do wykonywania obserwacji gwiazd najjaśniejszych z precyzją co najmniej 0,001 mag.
9
10
Specjalny filtr przepuszcza całe promieniowanie widzialne, tj. od około 360
do 750 nm [7].
MOST przyczynił i nadal przyczynia się do poznania zmienności wielu
typów gwiazd. Służy on także do obserwacji młodych obiektów gwiazdowych (Young Stellar Objects), głównie typu T Tauri, Herbig Ae/Be, jak
i poszukiwania pulsacji w szeroko rozumianej kategorii Pre-Main Sequence
Stars (PMS).
Pierwszą klasyczną gwiazdą typu T Tauri, czyli z angielskiego Classical T Tauri-type Star (CTTS) obserwowaną przez satelitę MOST w latach
2007, 2008 i 2009 była TW Hya. Obserwacje te zainicjował jej odkrywca
prof. Ruciński [24] i zostały one opublikowane w pracach Ruciński i inni
[25] oraz Siwak i inni [26]. W tym samym roku autor tego artykułu jako
„postdoc” Rucińskiego zajął się typowaniem kandydatów do kolejnych obserwacji MOST (FU Ori, Z CMa) jak i analizą bieżących obserwacji RY
Tau, V410 Tau, V987 Tau, Lupus 3-14, Lupus 3-48 z 2009 i 2010 roku [27].
Analiza danych FU Ori i Z CMa choć nieco spowolniona utrzymywała się
także w okresie 2 letniego bezrobocia autora po powrocie z Kanady do Polski i była finansowana z jego własnych oszczędności. Obecnie finansowana
jest z grantu NCN, kierowanego przez autora artykułu. W każdym półroczu nasz „zespół badania klasycznych gwiazd typu T Tauri” powołany
do życia w marcu 2013 r. przez Narodowe Centrum Nauki i funkcjonujący
pod patronatem Katedry Astronomii Uniwersytetu Pedagogicznego zgłasza do obserwacji na satelitę MOST jedno pole zawierające co najmniej
jedną jasną gwiazdę typu CTTS i obiekty leżące w polu widzenia satelity zwykle typu Herbig Ae/Be oraz weak-lined T Tauri-type Star (WTTS)
– późniejszy etap ewolucji CTTS, następujący po ustaniu akrecji materii
z dysku. W 2012 i 2013 obserwowaliśmy AB Aur i SU Aur oraz RU Lupi i IM Lupi, pod koniec roku 2013 planujemy kolejne obserwacje FU Ori
a w pierwszej połowie roku 2014 obserwacje kilku gwiazd z rejonu formowania gwiazd w Coronae Australis. Nasza lista obejmuje kilka kolejnych
obiektów o jasności do 11,5-12 mag (to realny zasięg tego satelity), które
będą sukcesywnie zgłaszane do obserwacji w ciągu kolejnych lat, oczywiście
jeśli satelita MOST będzie nadal działał.
2
Trochę informacji ogólnych
Klasyczna gwiazda typu T Tauri (CTTS) to pierwsza obserwowana w świetle widzialnym faza narodzin gwiazdy, rozpoczynająca się po odrzuceniu
obłoku pyłu otaczającego protogwiazdę. Jest ona jednak nadal otoczona
dyskiem protoplanetarnym, z którego ma miejsce akrecja materii na gwiazdę. W ostatnich kilkunastu latach ustalono, że akrecja plazmy z dysku na
11
gwiazdę zachodzi wzdłuż linii pola magnetycznego, przenikających obszar
wewnętrznego dysku akrecyjnego [1] — wewnętrznego albowiem najbliżej
gwiazdy, w strefie magnetosfery, jest on „obcinany” (niszczony) przez pole magnetyczne gwiazdy. Takie „zespawanie” gwiazdy i dysku akrecyjnego
za pomocą linii pola magnetycznego zapobiega nadmiernemu rozkręcaniu
się gwiazdy podczas kontrakcji na ciąg główny, mogącemu prowadzić do
jej rozerwania — okres rotacji gwiazdy jest wówczas równy keplerowskiemu okresowi rotacji dysku akrecyjnego na tzw. promieniu korotacji. Innymi
słowy mechanizm magnetospheric accretion polega na tym, iż w tzw. strefie
przejściowej rozciągającej się od wewnętrznego promienia dysku (w praktyce bliskiemu promieniowi korotacji) do kilku-kilkunastu promieni gwiazdy
ruch plazmy w dysku jest kontrolowany przez linie pola magnetycznego,
które „wyłapują” ją i transportują ku gwieździe. Plazma ta uderzając w fotosferę, produkuje gorące plamy.
Wyróżnia się akrecję zachodzącą w trybie stabilnym (materia uderza w okolice biegunów gwiazdy [23]) oraz niestabilnym (materia uderza
w gwiazdę na niższych szerokościach, bliżej równika i w przypadkowych
miejscach [14, 22]). Przyjęto, że gorące plamy wraz z typowo słonecznymi chłodnymi plamami odpowiadają za złożoną, wielkoskalową (amplituda rzędu 1 mag) zmienność fotometryczną CTTS. Gorące plamy są także odpowiedzialne za wiele innych osobliwych własności CTTS: nadwyżkę
promieniowania ultrafioletowego i wizualnego (veiling), silne i zmienne linie emisyjne, a także wspomniane quasi-okresowości (w tym „dryfujące”),
przewidziane przez ostatnie 3D symulacje MHD wykonywane przez grupę
Mariny Romanowej [21, 15].
Z symulacji tego zespołu wynika także kolejna bardzo ważna rzecz: tylko
w przypadku gdy akrecja zachodzi w trybie stabilnym, modulacja jasności
gwiazdy powodowana przez rotację gorącej plamy może mieć bezpośredni
związek z prawdziwym okresem rotacji gwiazdy.
Oprócz gorących plam, zaproponowano również, że za wielkoskalowe
zmiany jasności obserwowane w CTTS w przedziale wizualnym mogłyby
odpowiadać grube optycznie kondensacje plazmy w wewnętrznym dysku
akrecyjnym, powstające przez oddziaływanie plazmy dysku z liniami pola
magnetycznego[9, 25, 31, 26]. Jednakże w świetle ostatnich wyników obliczeń 3D MHD z grupy Mariny Romanowej zmiany te powstają raczej na
gwieździe, chociaż istotnie odzwierciedlają okresy (częstości) keplerowskie
wewnętrznego dysku akrecyjnego na skutek powiązania „ jęzorów” materii
akreowanej na fotosferę z obszarami dysku rotującego z różnymi prędkościami kątowymi, przeważnie większymi niż na wspomnianym wyżej promieniu
korotacji.
Jest jeszcze trzecia możliwość - w przypadku gdy CTTS jest obserwowana blisko płaszczyzny dysku, za obserwowane zmiany jasności głównie
12
Rysunek 1
T Tauri.
Schemat akrecji z dysku na gwiazdę w przypadku klasycznej gwiazdy typu
odpowiadają niejednorodności (warps) w dysku protoplanetarnym, produkujące nieregularne, choć zdarza się także, że i okresowe zaćmienia gwiazd
(podtypy UX Ori, YY Ori), mające głębokość nawet kilka magnitud. Jedną
z takich gwiazd RY Tau obserwowaliśmy w 2009 roku, jednak zaledwie 21
dniowe obserwacje były za krótkie aby stwierdzić systematyczność występowania spadków jasności.
-0.05
0
0.05
0.1
delta mag
0.15
0.2
0.25
0.3
0.35
0.4
0.45
0.5
____
24
26
28
30
32
34
36
HJD - 2455100
38
40
42
44
46
Rysunek 2 Krzywa zmian jasności RY Tau widzianej pod kątem 70 stopni. W jej przypadku za wielkoskalowe zmiany jasności odpowiedzialne są lokalne wybrzuszenia w dysku
protoplanetarnym (z angielskiego: „warps”).
3
13
TW HYA
Zależnie od geometrii patrzenia na gwiazdę, grubości dysku protoplanetarnego czy tempa akrecji różne czynniki w różnym stopniu wpływają na
obserwowane zmiany jasności każdej z gwiazd. Wg. Rucińskiego i innych
[25] sytuację występującą w gwieździe TW Hya bardzo dobrze ilustruje
przykład orkiestry „w której różne instrumenty w różnych momentach nadają dźwięki decydujące o brzmieniu utworu w danym momencie”. Ale
przejdźmy do rzeczy.
TW Hya to klasyczna gwiazda typu T Tauri, typu widmowego K7Ve
[24], członek najbliższej Słońcu asocjacji TWA [39]. Przypuszcza się, że
wiek tej gwiazdy może dochodzić do 10 milionów lat. Dowodzą tego obserwacje wykonane na falach mm i submm, wskazujące na zaawansowane
stadium ewolucyjne dysku protoplanetarnego [11, 28]. Wprawdzie z analizy
zmian prędkości radialnych otrzymanych z obserwacji w przedziale wizualnym Setiawan i inni [10] wywnioskowali istnienie planety odległej zaledwie
0,04AU od gwiazdy, podobne obserwacje, ale otrzymane w podczerwieni nie
wykazały takich samych zmian prędkości radialnych, co może dowodzić, że
zmiany te pochodzą raczej od chłodnych plam na gwieździe [29].
Mimo wielu prób, okres rotacji TW Hya nie został jednoznacznie określony (patrz dyskusja w Ruciński i inni [25]). Ze zdjęć otrzymanych na
mm długościach fal przez Wilnera i innych [12] wynika, iż zewnętrzny dysk
akrecyjny jest niemalże kolisty, a więc gwiazda ta powinna być widoczna
od strony bieguna, a mała wartość poszerzenia rotacyjnego linii fotosferycznych v sin i = 15km s−1 [13] znakomicie potwierdza ten wniosek.
Z uwagi na szybko zmienną strukturę gorących plam tj. podczas akrecji zachodzącej w trybie niestabilnym, w krzywych zmian jasności CTTS
obserwowanych „z góry” najczęściej bezpośrednio nie obserwuje się okresu rotacji gwiazdy, tylko quasi-periodyczne zmiany jasności (tj. zmienne
w skali czasowej kilku dni i/lub tygodni) lub ich brak [37, 36, 18] - podobna
sytuacja występowała w krzywych jasności TW Hya z 2007, 2008 i 2009
roku.
Jednakże analiza falkowa tych trzech serii obserwacji TW Hya [25, 26],
pozwoliła na odkrycie wcześniej nieznanego z obserwacji i bardzo interesującego efektu: w obu pracach zgodnie ustalono istnienie oscylacyjnych zmian
jasności, liniowo skracających swe okresy w przedziale od 10 do 1 dnia,
przewidzianych przez trójwymiarowe symulacje MHD wykonane przez grupę Mariny Romanovej.
Podobną krzywą zmian jasności oraz dryfujące quasi-okresowości wykazuje RU Lupi — klasyczna gwiazda T Tauri mająca około 3 miliony lat,
również widoczna od strony bieguna.
Wróćmy jednak do TW Hya, która wciąż nie przestaje zaskakiwać: nie-
14
strumien znormalizowany
1.3
1.2
1.1
1
0.9
0.8
4895
4900
4905
4910
4915
4920
4925
4930
4935
HJD - 2,450,000
Rysunek 3 Krzywa zmian jasności TW Hya uzyskana przez satelitę MOST w 2009 roku.
Czerwone punkty to dane wykonane w filtrze V Johnsona przez instrumenty ASAS.
Rysunek 4 Analiza falkowa obserwacji TW Hya z 2009 roku. Tylko obszar zawarty
w trapezie ograniczonym dwoma przerywanymi liniami zawiera realistyczne okresy. Czarne kreski to dopasowanie prostych do lokalnych maksimów w diagramie falkowym dryfujących quasi-okresowości.
spodziewanie krzywa tej gwiazdy wykonana przez MOST w 2011 r. charakteryzuje się znaczną regularnością: jest ona zdominowana przez okres
4,18 dnia, pochodzący od akrecji w trybie stabilnym. W świetle symulacji
numerycznych MHD grupy Romanowej być może rzeczywiście zaobserwowaliśmy po raz pierwszy rzeczywistą wartość okresu rotacji tej gwiazdy!?
1.6
15
RU Lup
1.4
strumien
1.2
1
0.8
0.6
30
35
40
45
HJD - 2,456,000
50
55
60
Rysunek 5 Krzywa zmian jasności RU Lupi wykonana przez MOST w 2012 roku. Jej
analiza falkowa również uwidacznia dryfujące quasi-okresowości podobne do tych w TW
Hya.
Przyszłe obserwacje satelity MOST będą próbowały to potwierdzić.
Wyznaczenie okresów rotacji CTTS jest istotne w celu lepszego poznania zależności wiek gwiazdy–okres rotacji dla gwiazd typu pre-main sequence. Jego późniejsze etapy są lepiej zbadane: po około 10 milionach lat,
gdy materiał z dysku jest wyczerpany i okres rotacji gwiazdy przestaje być
kontrolowany przez dysk, podczas dalszej kontrakcji gwiazda rozkręca się
na skutek zachowania momentu pędu, wpadając w okresowości około 1-2
dni. Okresy rotacji tych gwiazd, określanych w tej fazie jako Weak-Lined
T Tauri-type Stars (WTTS) są łatwe do wyznaczenia z analizy krzywych
jasności, rotacyjnie modulowanych już wyłącznie przez chłodne plamy, czy
też z tomografii dopplerowskiej ([27] oraz referencje w pracy, [5]), pozwalają
nawet na wyznaczenie rotacji różnicowej tych gwiazd.
4
Procesy planetotwórcze
Równocześnie z procesem akrecji, w dalszych częściach dysku protoplanetarnego rozpoczyna się proces formowania planet. Obecnie wyróżnia się dwa
mechanizmy prowadzące do ich powstawania: disc instability [2] zachodzi
na skutek grawitacyjnej fragmentacji dysku i jest efektywny w formowaniu
gazowych olbrzymów w ciągu 104 –106 lat w zewnętrznych częściach masywnych dysków protoplanetarnych. Na podstawie ostatnich badań za bardziej
16
1.7
1.6
1.5
1.4
1.3
1.2
1.1
1
0.9
0.8
0.7
0.6
20
25
30
35
40
45
HJD - 2455600
50
55
60
Rysunek 6 Krzywa zmian jasności TW Hya z 2011, wykonana podczas gdy dominującym czynnikiem zmian jasności była gorąca plama powstała na skutek akrecji zachodzącej w trybie stabilnym. Okresowość 4,18 dnia jest widoczna bezpośrednio i prawdopodobnie jest ona ściśle związana z prawdziwym okresem rotacji gwiazdy. Ciemne rejony
oznaczają pojedyncze „orbity” w których stwierdzono występowanie krótko trwających
zakryć (patrz dalsza część artykułu).
prawdopodobny uważa się jednak mechanizm core accretion [3] zachodzący
zarówno w mniej masywnych jak i w masywnych dyskach protoplanetarnych, produkujący planety wielkości Jowisza i Saturna w czasie 3-5 mln lat.
We wczesnych fazach powstawania planety te akreując gaz tworzą przerwy
w dysku.
Wyniki obliczeń wskazują, że oddziałując z materią dysku i innymi skalistymi ciałami planety te migrują zarówno na wewnątrz jak i zewnątrz
od miejsc swoich narodzin. Ponad 90% planet które znajdą się zbyt blisko
gwiazdy powinno przestać istnieć [33, 16]. Obserwacje w podczerwieni i na
dalszych długościach fal pozwoliły na odkrycie dysków protoplanetarnych,
w których z analizy rozkładu energii a także zdjęć otrzymanych na mikrofalach wynika istnienie wspomnianych wyżej przerw [28, 4, 20]. W przypadku
gdy można wykluczyć obecność drugiego składnika w pobliżu gwiazdy, takie przerwy w dysku są pośrednimi dowodami istnienia planet. Flaherty i
inni [17] zaobserwowali sezonowe zmiany rozkładu energii w LRLL 31 wskazujące, że fluktuacje te są powodowane przez planety oddziałujące z plazmą
dysku. Ostatnio Kraus i Ireland [19] otrzymali zdjęcia (najprawdopodobniej) planety, powstającej w dysku LkCa15 – klasycznej gwiazdy typu T
Tauri. Kilka lat wcześniej sfotografowano planety wokół gwiazdy β Picto-
1.02
1
0.98
0.96
0.94
0.92
0.9
0.88
0.86
0.84
0.82
0.8
V410 Tau
25
30
35
HJD - 2455100
40
45
30
35
HJD - 2455100
40
45
1
0.98
0.96
0.94
0.92
V987 Tau
25
17
1
0.98
0.96
0.94
0.92
0.9
Lupus 3-14
40
42
44
46
48
50
52
48
50
52
strumien znormaliozwany
HJD - 2454900
1
0.98
0.96
0.94
Lupus 3-48
40
42
44
46
HJD - 2454900
Rysunek 7 Krzywe zmian jasności czterech gwiazd WTTS modulowanych przez rotację
dużych chłodnych plam (typu słonecznego). W przypadku V987 Tau i Lupus 3-14 za
systematyczne zmiany krzywej z okresu na okres najprawdopodobniej odpowiedzialna
jest rotacja różnicowa.
ris, posiadającej tzw. debris dysk. Z bezpośrednich zdjęć dysku β Pictoris
wynika, że jego wewnętrzna część nie leży w jednej płaszczyźnie z częścią
zewnętrzną. Powodem tego może być oddziaływanie planety lub układu
18
planet [8]. Ten typ oddziaływań we wczesnych fazach formowania układów
planetarnych może wytłumaczyć, dlaczego orbity planet często bywają nachylone względem osi rotacji gwiazd, zarówno w Układzie Słonecznym jak
i w innych odkrytych niedawno systemach planetarnych, na co wskazują
badania tranzytów tych planet za pomocą efektu Rossitera-McLaughlina
(patrz [38] oraz referencje). Ostatnio kalifornijska grupa PTF Orion Project, doniosła o odkryciu najprawdopodobniej planety o okresie orbitalnym
0,44 dnia, przechodzącej przed tarczą słabej (V=16,29 mag) gwiazdy CVSO
30, sklasyfikowanej jako WTTS [35]. Orbita tej planety jest nachylona pod
kątem 62 ± 4 stopni do osi rotacji gwiazdy.
Zupełnie niespodziewanie, wyjątkowo dobre pokrycie czasowe obserwacji TW Hya wykonanych przez satelitę MOST po raz czwarty w 2011 roku,
pozwoliło na kolejne odkrycie: w dziewiętnastu miejscach na krzywej jasności, jasność gwiazdy spada o 2 − 3%, a po 5-15 minutach szybko rośnie do
poprzedniego poziomu. Schematycznie pokazuje to kolejny rysunek (rys. 8).
1.01
|<--------- D ------->|
1
0.99
0.98
|<-- d -->|
0.97
zakrycie nr.3 znormalizowane
22.37
22.38
HJD-2455600
22.39
Rysunek 8 Zakrycie numer 3 znormalizowane przez dopasowanie wielomianu 3 rzędu
do lokalnych wielkoskalowych zmian jasności gwiazdy.
Pod względem głębokości zaćmienia te bardzo przypominają zaćmienia
powodowane przez duże gazowe planety, odkrywane w ostatnich latach wokół normalnych gwiazd, trwają jednak o wiele za krótko. Aby zrozumieć to
zjawisko trzeba pamiętać, że gwiazdę tę obserwujemy praktycznie od strony
bieguna. Analiza kształtu 19-tu zaćmień (długość trwania D – czas trwania
spadku lub wzrostu jasności (D − d)/2) i rozkładu ich występowania (rys.
9) wskazuje, że mogą to być zakrycia małych gorących plam produkowa-
19
6
6
5
5
4
4
(D-d)/2 [min]
N / 0.25 dnia
nych podczas akrecji zachodzącej w trybie niestabilnym przez (np.) pyłowe
obłoki czy też kolumny akrecyjne.
3
3
2
2
1
1
0
00
75
50
25
8.
00
7.
75
7.
50
7.
25
7.
00
6.
75
6.
50
6.
25
6.
00
5.
75
5.
50
5.
25
5.
00
4.
75
4.
50
4.
25
4.
00
3.
75
3.
50
3.
25
3.
00
2.
75
2.
50
2.
25
2.
00
1.
75
1.
50
1.
25
1.
00
0.
0.
0.
0.
delta t [dni]
0
0
5
10
15
D [min]
20
25
30
Rysunek 9 Histogram odstępów dt pomiędzy wszystkimi możliwymi parami zakryć.
Najbardziej wyróżniającym się pikiem jest ten rozciągający się od 2,6 do 3,2 dnia. Może to oznaczać, że plamy gorące powstające bliżej równika gwiazdy są zakrywane przez
kolumny akrecyjne lub pyłowe obłoki kiedy tylko pojawią się na naszej linii widzenia.
Różnica między okresem podstawowym 4,18 dnia i 3 dni wstępnie można próbować
wytłumaczyć rotacją różnicową. Drugi rysunek przedstawia zależność czasu trwania zaćmienia od czasu spadku/wzrotu jasności. Jej pozytywna korelacja może wskazuje na to,
że obiekty powodujące te zakrycia gorących plam zlokalizowane są w różnej odległości
od gwiazdy.
Odkrycie to jest przedmiotem dalszych obserwacji fotometrycznych wykonywanych w SAAO przez nasz zespół. Chodzi o ustalenie, czy głębokość
tych zakryć zależy od barwy (filtru). Wstępne wyniki z 2013 r. uzyskane
w SAAO wskazuje na tę możliwość, musimy jednak zaobserwować więcej
niż jeden taki przypadek aby to potwierdzić.
Odkrycie to zachęciło nas do poszukiwania podobnych zakryć (oraz zakryć
planetarnych) w innych gwiazdach CTTS. W tym celu nasza grupa wykorzystuje 60 cm teleskop w Obserwatorium na Suhorze.
5
FU Ori
FU Ori to gwiazda typu CTTS przechodząca „wybuch” na skutek znacznie
zwiększonego tempa akrecji materii na gwiazdę. FU Ori „wybuchła” w 1937
roku, kiedy to w bardzo krótkim czasie zwiększyła jasność fotograficzną
(pasmo niebieskie B) z 16,5 do 9,5 magnitudo. Obecnie następuje powolny
spadek jej jasności, wciąż jednak jej jasność w filtrze V-Johnsona wynosi 9,8-9,9 mag. Wspomniany znaczny proces zwiększenia jasności gwiazdy
polega na tym, że zwiększeniu ulega jasność samego dysku akrecyjnego,
dzięki czemu świeci obecnie 100 razy jaśniej niż gwiazda. Dzięki temu dysk
20
wcześniej obserwowalny tylko w podczerwieni staje się widoczny w świetle wizualnym (ma widmo superolbrzyma typu wczesne G), dzięki czemu
łatwiej nam odkrywać a nawet charakteryzować zmiany jasności produkowane na skutek lokalnych niestabilności dysku.
Wzbudzanie „wybuchów” typu FU Ori (grupa ta zwana inaczej „FUor” zawiera jeszcze kilka słabszych gwiazd) może następować przez przejście przez
peryhelium drugiego składnika układu. Niedawno zaproponowano drugą
możliwość wzbudzania tych wybuchów, o której wspomnimy niżej.
MOST obserwował FU Ori przez 28 dni w grudniu i styczniu 2010/2011.
Ku naszemu zaskoczeniu, krzywa ta wydaje się zwierać dwie quasiokresowości – jedną dłuższą o okresie 9 dni a drugą krótszą dryfującą od
okresu 2,4 do 2,2 dnia – ta ostatnia jest bardzo dobrze zdefiniowana [34].
1.07
1.06
1.05
1.04
1.03
1.02
1.01
1
0.99
0.98
0.97
0.96
45
50
55
60
HJD - 2455500
65
70
Rysunek 10 Krzywa zmian jasności FU Ori wykonana przez MOST w grudniu i styczniu
2010/2011. Pokazane są wszystkie obserwacje oraz średnie z każdej orbity (czarne punkty). Jednostka to strumień znormalizowany do 1 dla średniej wartości jasności gwiazdy.
Z uwagi na 28 dniowy czas obserwacji, realność oscylacji 9 dniowej może być podważana. Nie dotyczy to jednak oscylacji o okresie 2,4 -2,2 dnia,
widocznej bezpośrednio w krzywej jasności praktycznie od początku obserwacji, ale tylko do pewnego momentu. Biorąc masę gwiazdy centralnej
znaną z literatury (0, 55 M⊙ ) otrzymujemy, że okresowi 2,2 dnia (na którym nagle kończy się występowanie tej oscylacji w krzywej zmian jasności)
odpowiada odległości 5 R⊙ od gwiazdy — wartość ta idealnie zgadza się
z promieniem wewnętrznego dysku akrecyjnego wyznaczonego z obserwacji
21
interferometrycznych [6]! Czyli za powstanie tej oscylacji może odpowiadać
zgęszczenie materii w dysku FU Ori spiralnie opadające ku gwieździe, które
to napotkaniu skraju dysku przestało dalej się propagować!
Rysunek 11 Analiza falkowa najkrótszej obserwowanej quasi-okresowości w FU Ori,
kończącej się HJD-2455500=60, najprawdopodobniej na skutek napotkania wewnętrznego krańca dysku protoplanetarnego. Dolny panel to krzywa FU Ori w jednostkach
strumienia znormalizowanego.
Czy zatem ustaliliśmy fotometryczną metodę wyznaczania promienia
wewnętrznego dysku akrecyjnego gwiazd typu FUor? Być może tak, kolejne obserwacje samej FU Ori będą mogły to potwierdzić. Przyszłe obserwacje satelitarne i naziemne tej gwiazdy mogą też zweryfikować hipotezę
Sergeia Nayakshina [30], wg. której wybuchy typu FU Ori powoduje rozpad
gigantycznej planety, która to na skutek migracji znalazła się zbyt blisko
gwiazdy. Rozrywana siłami pływowymi oddaje materię do dysku wzbudzając przy tym fale gęstości propagujące się w kierunku wewnętrznego promienia dysku akrecyjnego, co powoduje obserwowane przez nas oscylacje
quasi-periodyczne.
Wyniki otrzymane dla FU Ori zachęciły nas do obserwacji innych gwiazdy typu FU Ori: V2493 Cyg (obserwowana na Suhorze) oraz gwiazdy V646
Pup na półkuli południowej. Oczywiście obserwacje te nie będą tak dokładne jak z MOST (pozostałe gwiazdy tego typu są za słabe dla tego satelity),
ale powinny pozwolić na odkrycie najkrótszych możliwych okresowości, co
pozwoli na ustalenie dolnych limitów na wartości promieni wewnętrznych
dysków akrecyjnych tych gwiazd. Wartość ta jest potrzebna w celu lepszego ustalenia modelu jasności dysku a tym samym poznania mechanizmu
prowadzącego do zwiększonej akrecji, czyli samego wybuchu typu FU Ori.
22
Podziękowania: MS i grupa krakowska z Suhory dziękuje za grant NCN
2012/05/E/ST9/03915, w pełni finansujący badania klasycznych gwiazdy
typu T Tauri.
Bibliografia
1. Konigl A. ApJ, 370, L39, (1991).
2. Boss A.P. ApJ, 599, 577, (2003).
3. Pollack J. B., Hubicky O., Bodenheimer P., et al. Icarus, 124, 62,
(1996).
4. Espaillat C., Calvet N., D’Alessio P., et al. ApJ, 670, L135, (2007).
5. A.M. Cody, J. Tayar, L. A. Hillenbrand, J. M. Matthews, and T. Kallinger. AJ, 146, 79, (2013).
6. Malbet F., Lachaume R., Berger J.P., et al. A&A, 437, 627, (2005).
7. Walker G. A. H., Matthews J. M., Kuschnig R., et al. PASP, 115,
1023, (2003).
8. Dawson R. I., Murray-Clay R.A., and Fabrycky D.C. ApJ, 743L, 17,
(2011).
9. Kenyon S. J. and Hartmann L. ApJ, 342, 1134, (1989).
10. Setiawan J., Henning Th., Launhardt R., et al. Nature, 451, 38, (2008).
11. Weinberger A. J., Becklin E. E., Schneider G, et al. ApJ, 566, 409,
(2002).
12. Wilner D. J., Ho P. T. P., Kastner J. H., and Rodriguez L. F. ApJ,
534, L101, (2000).
13. Donati J.F., Gregory S.G., Alencar S.H.P., et al. MNRAS, 417, 472,
(2011).
14. Kulkarni A. K. and Romanova M. M. MNRAS, 386, 673, (2008).
15. Kulkarni A. K. and Romanova M. M. MNRAS, 398, 701, (2009).
16. Tsiganis K., Gomes R., Morbidelli A., and Levison H. F. Nature, 435,
459, (2005).
17. Flaherty K.M., Muzerolle J., and Rieke G. ApJ, 732, 83, (2011).
18. Grankin K.N., Melnikov S.Yu., Bouvier J., et al. A&A, 461, 183,
(2007).
19. Kraus A. L. and Ireland M. J. ApJ, 745, 5, (2012).
20. Brown J. M., Blake G. A., Qi C., et al. ApJ, 704, 496, (2009).
21. Romanova M. M. and Kulkarni A. K. MNRAS, 398, 1105, (2009).
22. Romanova M. M., Kulkarni A. K., and Lovelace R. V. E. ApJ, 673,
L171, (2008).
23. Romanova M. M., Ustyugova G. V., Koldoba A. V., and Lovelace R. V.
E. ApJ, 610, 920, (2004).
24. Rucinski S. M. and J. Krautter. A&A, 121, 217, (1983).
Bibliografia
23
25. Rucinski S. M., Matthews J. M., Kuschnig R., et al. MNRAS, 391,
1913, (2008).
26. Siwak M., Rucinski S. M., Matthews J. M., et al. MNRAS, 410, 2725,
(2011a).
27. Siwak M., Rucinski S. M., Matthews J. M., et al. MNRAS, 415, 1119,
(2011b).
28. Calvet N., D’Alessio P., Hartmann L., et al. ApJ, 568, 1008, (2002).
29. Huélamo N., Figueira P., Bonfils X., et al. A&A, 489, 9, (2008).
30. S. Nayakshin and G. Lodato. MNRAS, 426, 70, (2012).
31. Alencar S. H. P. and Batalha C. ApJ, 571, 378, (2002).
32. Kurosawa R. and Romanova M. M. MNRAS, 431, 2673, (2013).
33. Ida S. and Lin D.N.C. ApJ, 604, 388, (2004).
34. M. Siwak, S. M. Rucinski, J. M. Matthews, et al. MNRAS, 432, 194,
(2013).
35. van Eyken J. C., Ciardi D. R., von Braun K., et al. ApJ, 755, 42,
(2012).
36. Herbst W., Bailer-Jones C.A.L., Mundt R., et al. A&A, 396, 513,
(2002).
37. Herbst W., Herbst D.K., Grossman E.J., and Weinstein D. AJ, 108,
1906, (1994).
38. J. N. Winn, Howard A.W., and Johnson J. A. ApJ, 703, 2091, (2009).
39. Barrado y Nevescues D. A&A, 459, 511, (2006).
24
Obserwacje jasnych gwiazd przez filtr
szary
Grzegorz Stachowski
Katedra Astronomii, Uniwersytet Pedagogiczny w Krakowie,
Podchorążych 2, 30-084 Kraków, Polska
W pracy zaprezentowano metodę obserwacji bardzo jasnych gwiazd polegająca na przesłonięciu części matrycy CCD filtrem szarym. Zmniejsza
to sygnał jasnej gwiazdy o kilka magnitudo bez wpływu na parametry fotometryczne. Pozwala to również na wykorzystanie pobliskich, słabszych,
gwiazd jako gwiazd porównania przy jednoczesnym zachowaniu dobrego
próbkowania obrazu gwiazdy na matrycy. Przedstawiono wstępne wyniki
testów tej metody podczas obserwacji gwiazd AO Cas oraz YY Gem.
1
Wstęp
Wiele spośród widocznych na niebie jasnych gwiazd to obiekty wczesnych
typów widmowych (np. O lub B). Są to obiekty ciekawe astrofizycznie ze
względu na status ewolucyjny, budowę wewnętrzną, procesy związane z silnym wiatrem gwiazdowym oraz zmienność (w szczególności pulsacje). Dotychczas zostały nieco pominięte podczas badań fotometrycznych ze względu na to, że są zbyt jasne dla obserwacji przez typowe teleskopy znajdujące
się w instytucjach badawczych (czyli o średnicy powyżej 0.5 m), wyposażone w bardzo czułe detektory. W ostatnich latach powstały liczne przeglądy
nieba wykorzystujące małe teleskopy automatyczne, które mogłyby wypełnić tę lukę. Jednak stosowane w tych instrumentach układy optyczne pochodzące od obiektywów fotograficznych mają liczne wady. Blokują światło
w paśmie U (przydatnym dla badań gorących gwiazd), mają bardzo duże
pole widzenia (problem z kalibracją flatfield, tła itp.), niską rozdzielczość
(liczba pikseli przypadających na obraz gwiazdy), oraz często brakuje im
25
26
lub mają ograniczony zestaw filtrów fotometrycznych.
Projektem, którego celem jest przeprowadzenie badań jasnych gwiazd
jest brite [7]. W tym projekcie jasne gwiazdy będą obserwowane przez
sześć małych satelitów, w tym dwa polskie. Jednak satelity brite również
mają ograniczenia techniczne, m.in. każdy z satelitów jest wyposażony tylko
w jeden, stały, filtr, a żaden z satelitów według obecnego planu nie będzie
miał filtra odpowiadającego paśmie U.
Powstał więc projekt wykonania obserwacji naziemnych uzupełniających obserwacje brite korzystając z filtrów U i ewentualnie ubvy oraz
wykonując fotometrię wielobarwną jednym instrumentem. Te obserwacje
można następnie wykorzystać do wzajemnej kalibracji danych z różnych
satelitów, m.in. brite i innych instrumentów. Dodatkowo, obserwacje naziemne mogą być prowadzone przed lub po obserwacjach wykonanych przez
satelity i nie są ograniczone przez 100-minutowy okres orbitalny. Powstaje
więc możliwość uzupełnienia obserwacji brite w sposób pozwalający na
wykrycie innych okresowości i modów pulsacji niż jest to możliwe na podstawie samych danych satelitarnych.
Aby umożliwić obserwacje jasnych gwiazd kamerą CCD z obserwatorium naziemnego, zastosowano teleskop o mniejszej średnicy wyposażony
w kamerę CCD z matrycą częściowo przesłoniętą przez filtr szary. Umożliwia to równoczesne obserwacje jasnej gwiazdy oraz sąsiadujących z nią
słabszych gwiazd (w celu wykonania fotometrii różnicowej i usunięcia m.in.
efektów zmian atmosferycznych). Dodatkowo, można odwrócić metodę i zasłonić jasną gwiazdę, aby umożliwić obserwację leżącej blisko niej słabej
gwiazdy. Dokładny opis obserwacji i oraz wybranych wyników wstępnych
przedstawiono poniżej.
2
Obserwacje
Obserwacje są wykonywane w leżącym w Gorcach Obserwatorium na Suhorze 1 , należącym do Uniwersytetu Pedagogicznego w Krakowie. Do obserwacji używany jest teleskop typu Ritchey-Chrétien o średnicy 20 cm na
montażu Celestron CGE, wyposażony w kamerę CCD SBIG ST10-XME
oraz automatyczne prowadzenie (dodatkowy tubus Vixen 15 cm, kamera
Orion SSAG i program PHD Guiding). Do zbierania danych i sterowania
obserwacjami służy program MaximDL[2]. W pierwszej fazie projektu, teleskop był sterowany przez obserwatora będącego na miejscu; obecnie jest
sterowany zdalnie.
Kamera CCD została wyposażona w filtr szary (Kodak Neutral Density
200), który pokrywa około 13 matrycy CCD. Pozwala to na znacznie większą
1 współrzędne
geograficzne: 20◦ 04 ′ 03 ′′ E, 49◦ 34 ′ 09 ′′ N.
27
swobodę w dobieraniu gwiazd porównania do fotometrii różnicowej. Filtr
jest zamontowany wewnątrz kamery, tuż nad samą matrycą, w celu zminimalizowania obszaru półcienia występującego przy brzegu filtra. Podczas
obserwacji opisanych poniżej filtr był umieszczony z jednej (prawej) strony matrycy. Obecnie został przesunięty na środek, co ułatwia ustawianie
gwiazd w polu widzenia. Dodatkowo kamera jest wyposażona w standardowe 5-pozycyjne koło filtrów SBIG, z zestawem filtrów UBVRI w systemie
Bessella [1] produkcji firmy Custom Scientific.
Rysunek 1 Obrazy flatfield dla niezasłoniętej (po lewej) i zasłoniętej (po prawej) części
matrycy CCD.
Rys. 1 pokazuje tzw. flatfield, czyli obrazek kalibracyjny używany do
usuwania niejednorodności oświetlenia pola i czułości matrycy. Na obrazku
po prawej, na części matrycy zakrytej przez filtr, widać, że wzdłuż brzegu
filtra matryca jest dodatkowo oświetlona. Jest to spowodowane tym, że
matryca CCD jest oddzielona od filtra okienkiem komory próżniowej i część
światła padająca na kamerę dostaję się pod filtr.
Ze względu na znaczne osłabienie światła docierającego do części matrycy przykrytej filtrem, typowa procedura normalizacji obrazka flatfield
nie jest możliwa i konieczna jest osobna normalizacja każdej z dwóch części
pola (w tym przypadku lewej i prawej). Po normalizacji można z powrotem połączyć obie części w jeden obrazek i zastosować go do kalibracji
danych obserwacyjnych. Opisany proces jest wykonywany automatycznie
przez skrypt redukcyjny[2] sterujący pakietem iraf[5]. Normalizacja usuwa również wyżej opisany efekt dodatkowego oświetlenia. Tak zredukowany
obrazek można dalej analizować dowolnym oprogramowaniem fotometrycznym, np. CMunipack [4].
Dotychczas korzystając z szarego filtra wykonano obserwacje 14 gwiazd
(patrz tab. 1), w tym układów zaćmieniowych AO Cas oraz YY Gem.
28
Tabela 1
DV Aqr
V397 Cep
YY Gem
AR Lac
KS Peg
3
Obserwowane gwiazdy.
44 Boo
β Cyg
V994 Her
δ Lib
λ Tau
Wyniki
Rysunek 2 Pole gwiazdy AO Cas. Gwiazda leży po prawej stronie w obszarze przesłoniętym przez filtr.
3.1
AO Cas
V380 Cyg
V819 Her
δ Ori
Rysunek 3 Pole układu YY Gem. Kastor
leży po prawej stronie w obszarze przesłoniętym przez filtr. YY Gem leży po lewej
w poświacie Kastora.
AO Cas
AO Cas to układ zaćmieniowy typu β Lyr o jasności 6 magnitudo w paśmie
V i typie widmowym O9. Okres wynosi trochę ponad 3.5 dni [3]. Na rys. 2
pokazano przykładowy obrazek pola AO Cas po redukcji. AO Cas leży po
prawej stronie, na obszarze przesłoniętym przez filtr szary. Możliwe było
więc wykonanie fotometrii aperturowej (programem CMunipack [4]) korzystając z gwiazd leżących po lewej stronie pola jako gwiazd porównania.
Wynik obserwacji to fragment krzywej zmian blasku pokazany na rys. 4,
z widoczną częścią tzw. gałęzi zstępującej, czyli spadku jasności przed minimum. Przerwy w krzywej są spowodowane przechodzącymi przez pole
widzenia chmurami. Przyczyna spadku jasności w okolicy JD 245 6168.38
nie jest znana. Najprawdopodobniej jest to również efekt chmur, jednak
podobny spadek nie występuje dla gwiazd porównania.
Rysunek 4
29
Fragment krzywej zmian blasku gwiazdy AO Cas
2
relative mag.
2.2
2.4
2.6
2.8
3
3.2
5891.4
5891.45
5891.5
HJD - 2450000
5891.55
5891.6
5891.45
5891.5
HJD - 2450000
5891.55
5891.6
2
relative mag.
2.2
2.4
2.6
2.8
3
3.2
5891.4
Rysunek 5
(dół)
3.2
Fragment krzywej zmian blasku gwiazdy YY Gem w pasmach V (góra) i IC
YY Gem
YY Gem to układ zaćmieniowy dwóch karłów typu M o jasności 9.8 magnitudo w paśmie V . Okres wynosi około 0.8 dnia [3]. YY Gem jest powiązany
grawitacyjnie z Kastorem (α Gem), który sam jest układem dwóch kolejnych układów podwójnych (tworząc w sumie układ sześciu gwiazd związanych grawitacyjnie; alternatywna nazwa YY Gem to Kastor C). Odległość
30
na niebie pomiędzy Kastorem a YY Gem wynosi zaledwie 72 ′′ , co przy
jasności Kastora wynoszącej około 2 magnitudo powoduje, że zwykła fotometria YY Gem jest praktycznie niemożliwa. Wykorzystano więc szary filtr
w sposób inny niż dla pozostałych obserwacji — zasłonięto nim nie cel obserwacji (czyli YY Gem), ale sąsiadującą jasną gwiazdę, czyli Kastora, ustawiając teleskop tak, aby granica filtra leżała pomiędzy YY Gem i Kastorem
(patrz rys. 3). Pozwoliło to na obserwacje zmian blasku YY Gem. Fragment
krzywej zmian blasku z widocznym minimum pokazano na rys. 5 [6].
4
Podsumowanie
Zastosowanie filtru szarego zasłaniającego część matrycy CCD pozwala na
obserwacje oraz fotometrię bardzo jasnych gwiazd (przykładowo od 0 – 6
mag.) i równocześnie pobliskich, znacznie słabszych gwiazd. W ten sposób
można przeprowadzić fotometrię różnicową dającą zadowalające wyniki nawet w słabych warunkach atmosferycznych. Dodatkowo, korzystając z filtra
osłabiającego blask jasnych gwiazd można badać znacznie słabsze gwiazdy
w ich sąsiedztwie. Oprócz obserwacji wspierających misje satelitarne (np.
[7]) metoda ta ma szersze zastosowanie w badaniu dotychczas zaniedbywanych jasnych gwiazd zmiennych.
Podziękowania
Chciałbym podziękować pozostałym uczestnikom projektu obserwacji jasnych gwiazd. Są to: Waldemar Ogłoza, Marek Dróżdż i Bartłomiej Zakrzewski. Dodatkowo dziękuję Beacie Dyduch (obecnie Krawczyk) i Ewie
Kosturkiewicz, które przyczyniły się do uruchomienia małego teleskopu na
Suhorze, oraz Monice Pawlik która uczestniczyła w obserwacjach i analizie
układu YY Gem. Dziękuje także Katarzynie Bajan za cenne uwagi dotyczące powyższego tekstu. Projekt jest wspierany przez NCN w postaci grantu
nr 2011/03/D/ST9/01808.
Bibliografia
1. M. S. Bessel. UBVRI passbands. PASP, 102, 1181, (1990).
2. Beata Dyduch. Badania fotometryczne jasnych gwiazd. Master’s thesis,
Uniwersytet Pedagogiczny w Krakowie, (2013).
3. J. M. Kreiner. Up-to-Date Linear Elements of Eclipsing Binaries. Acta
Astronomica, 54, 207, (2004).
Bibliografia
31
4. D. Motl. Cmunipack. http://c-munipack.sourceforge.net.
5. NOAO. IRAF. http://iraf.noao.edu/.
6. G. Stachowski and W. Ogłoza. Methods for ground-based observations
of BRITE satellite targets. W Special Session 13: High-Precision Tests
of Stellar Physics from High-Precision Photometry. IAU XXVIII GA,
(2012).
7. W. W. Weiss, A. F. J. Moffat, A. Schwarzenberg-Czerny, et al. BRITEConstellation: Nanosatellites for Precision Photometry of Bright Stars.
W Proceedings of IAU Symp. 301, (2013).
32
Łukasz Wyrzykowski
Astronomical Observatory of the University of Warsaw,
Al. Ujazdowskie 4, 00-478 Warszawa, Poland,
Institute of Astronomy, University of Cambridge,
Madingley Road, CB3 0HA, Cambridge, United Kingdom
Gaia is the cornerstone mission of the European Space Agency. From
2014 it will start collecting superb astrometric, photometric and spectroscopic data for around a billion of stars of our Galaxy. While surveying
the whole sky down to V=20 mag Gaia will be detecting transients and
anomalous behaviour of objects, providing near-real-time alerts to the entire astronomical community. Gaia should detected about 6000 supernovae,
1000 microlensing events and many other interesting types of transients.
Thanks to its on-board low-dispersion spectrograph the classification of
transients will be robust, assuring low false-alert rate. We describe the operation of the Photometric Science Alerts system, outline the scientific possibilities and conclude with an invitation for small and medium telescopes
to collaborate in the ground-based follow-up Gaia alerts during the early
months of the mission when the outcome of the alerting pipeline needs to
be verified.
1
Introduction
ESA’s Gaia mission will be launched in late 2013 and will observe the entire sky for 5 years providing ultra-precise astrometric measurements (positions, parallaxes and proper motions) of a billion stars in the Galaxy. The
astrometry will be derived from multiple observations of each source at
different scanning angles. Hence, naturally, Gaia becomes an all-sky multi33
34
epoch photometric survey, which will monitor and detect variability with
millimag precision down to V=15 mag and about 0.01 mag precision down
to V=20 mag. Gaia will also be able to detect new objects appearing in
its field-of-view thanks to the window allocation system in the first CCDs
in the focal plane. This includes most classes of transient phenomena like
supernovae, novae, microlensing events, asteroids, etc.
In the first part of this proceedings we describe the design of the Gaia
Science Alerts system, which will run daily at the Institute of Astronomy
in Cambridge, UK, and is responsible for the detection and classification
of photometric transients. In the second part we briefly describe potential
scientific opportunities related to Gaia alerts. Thirdly, we present the status
of preparations for the alert verification phase in the early days of the
mission. We conclude with an invitation to collaborate in the ground-based
follow-up Gaia alerts.
2
Gaia Science Alerts system
Data flow
The alerting system, called AlertPipe, will be run on a daily basis at the Institute of Astronomy in Cambridge (part of the Gaia Data Processing and
Analysis Consortium, DPAC). Gaia satellite will reside in the 2nd Lagrange
Point (L2) and the data gathered during the scanning of the sky will be
downlinked to the ground every day during an 8 h window of visibility. The
data will be then transferred to DPAC nodes in Germany and Spain where
it will be pre-processed during the Initial Data Treatment (IDT) process.
One of the main tasks of the IDT is to crossmatch all star detections with
previous Gaia detections (in early days of the mission it will rely on the
Initial Gaia Source List, a catalogue compiled from a variety of existing
ground-based observations). As soon as IDT finishes processing a data packet, containing typically about 50 million objects, it will be transmitted
to Cambridge and analysed by the AlertPipe. The total lag between an
observation and the AlertPipe processing and alerting is expected to vary
from a few hours to 48 hours, and depends on many factors, including the
region of the sky (high stellar density regions lead to a delay in downlink
for faint targets) and brightness of the object (downlinking order depends
on the brightness, however not linearly). AlertPipe processing is expected
to take no more than couple of hours, depending on the amount of data to
process and size of the historic database.
35
Gaia sampling
The observing strategy across the sky, called the Nominal Scanning Law
(NSL), is a pre-defined pattern, optimised for the final astrometric solution
[6], and ensures that most of the stars will obtain, on average, about 70 measurements at different scanning angles. Some areas of high stellar density
such as the Galactic Bulge will only have about 50 measurements during
the entire mission. On the other hand, regions within a few degrees of ecliptic latitudes of ±45 degrees will be scanned approximately 200 times, see
fig. 1
Rysunek 1 Left: Sky scanning pattern of Gaia showing the number of observations for
each object in Galactic coordinates. Regions of the Galactic Centre will have about 50
data points, whereas high density regions, at ecliptic latitude 45 and -45, will have about
200 measurements. Right: Time sampling pattern of Gaia (time difference between two
subsequent observations) is dominated by the 106 mins separating the two telescopes.
The Gaia spacecraft spins once every 6 hours.
Gaia consists of two 1.45×0.5 m mirrors set at angle of 106.5 degrees
perpendicular to a slowly precessing spin axis. One full rotation of the satellite takes exactly 6 h, therefore the preceding and following fields-of-view
will observe the same patch of the sky with a separation of 106.5 minutes.
After this pair of observations there may come another pair (and many
other pairs at the ecliptic nodes at b±45 deg), but due to the precession
of the spin-axis, in most cases the fields-of-view will quickly precess out of
that area of the sky. Typically, the same field will be observed again after
30 days or more, see fig. 1.
Detection
The anomaly detection system within the AlertPipe depends on the crossmatch information from the IDT such that sources not matched with
known objects are flagged as “new”. All new objects passing a detection
36
threshold (early in the mission set to about Gaia broad filter magnitude
G=19) will be first checked against possible asteroid positional coincidence1 and all surviving candidates for new transients will pass to the next
stage, the classification.
Known sources, namely those with some prior observations, will be checked to see if the new observations are in any way anomalous with respect
to the data gathered so far by Gaia. The AlertPipe stores all observations
of all objects and at this stage runs various detection algorithms in order
to check against anomalies, for example, mean–RMS detector or simple
delta-magnitude threshold detector. Each of the detectors is sensitive to
a different kind of anomalies and some are more suitable for different stages of the mission, depending on the amount of historical data available.
The thresholds of the detectors are tuneable during the entire mission and
will evolve with the increasing amount of gathered data and better understanding of the instruments.
The focal plane of Gaia contains 7 rows with 9 CCD each2 , on which
the brightness and position of an object is measured during a scan. This
means that a single transit will contain 9 data points, each separated by
about 4.4 seconds. This allows not only for immediate ruling out of cosmic
rays and other instrumental artefacts affecting the photometry, but also for
testing the short-term variability of any source.
Classification
The next stage of the AlertPipe data processing is responsible for the preliminary classification and filtering of detected candidates for alerts. This
will employ both photometry and low-resolution spectroscopy from Gaia.
The Blue and Red prism-based Photometers (BP/RP), installed on the focal plane after the astrometric CCDs, will cover spectral ranges 330-680 nm
and 640-1000 nm, respectively, with resolution of R∼100.
Most of the Gaia observations will come in pairs separated by 106.5 minutes and in case of most transients the downlinked daily portion of data
will contain both observations. This will not only provide a double check
on the possible transient candidate, but is also suggestive of a light curve
classifier which can exploit the flux-gradient as an indicator of object type. For example, a simple slope-amplitude Bayesian classifier can provide
a probability distribution for a transient being a cataclysmic variable, supernova or long period variable, popping up from the background. Tests
1 The
asteroids are being recognised from these new IDT sources by a parallel alerting
system running within DPAC, see papers by W.Thuillot and P.Tanga from this workshop.
2 Central row contains only 8 photometrically useful CCDs, as the last one is replaced
by the wavefront sensor CCD.
37
of such classifier performed on the SDSS Stripe82 and OGLE data have
shown that with just two data points we are able to distinguish between
these major types of transients with relatively high accuracy.
Many more ‘features’ are available to aid with classification, including
the BP/RP spectra. Simulations with Gaia BP/RP spectra for Supernovae
have shown that most detections by Gaia can be further subclassified by
type, epoch and redshift for transients brighter than 19 mag. This unique
capability of Gaia will help to improve our classifications, and will allow for
more targeted high-resolution spectroscopic follow-up.
Rysunek 2 Left: the spectrum of type Ia supernova as seen by Gaia’s Blue and Red
Photometers (BP/RP). The resolution of about R∼100 is enough to unambiguously derive the type, epoch and redshift of most supernovae down to ∼19 mag. Right: confusion
matrix for supernovae BP/RP spectra classification at 19 mag. Most major types are
recognised with relatively low confusion.
The filtering and classification of the transient events will be supplemented by contextual information obtained from available archival catalogues,
for example, 2MASS, SDSS, ASAS, OGLE, HST, VISTA and so on. Known
variable stars will be crossmatched with candidate transients and supernova or tidal disruption event classification will be enhanced if a galaxy can
be associated with the event. We will also cross-match our candidate alerts
with recent alerts reported by other transient surveys, on-going during the
Gaia mission.
Data dissemination
All Gaia alerts will be public immediately after discovery and preliminary
classification. The alerts will be disseminated to the astronomical community via a number of protocols, including traditional email and web server,
as well as machine readable means like VOEvents. Each alert will provi-
38
de coordinates of an event, a light curve collected so far by Gaia, BP/RP
spectrum and the results of the cross-match and classification analysis.
Early in the mission, during the verification phase, the alerts from Gaia
will only be available to a dedicated team of telescopes and astronomers
involved in the alerts verification, to assure the robustness of the detection
and classification pipeline (see more below).
3
Scientific opportunities
The scanning law and the time lag between observation and analysis makes
the Gaia transient survey more sensitive to longer events (those lasting
from a couple of hours to months). These include: supernovae, dwarf novae,
classical novae, microlensing events, tidal disruption events, R CrB-type
stars, FU Ori-type stars and Be stars.
Supernovae and other extragalactic transients
In its unbiased search for supernovae, Gaia will be capable of detecting
in total about 6000 SNe brighter than G=19 (10000 to G=20) [1, 2]. One
third of those will be detected before maximum, which will allow for detailed follow-up and studies of supernova evolution. With 3–4 supernovae
discovered every day, it will require well-organised follow-up, as the Gaia
data alone will not be enough to provide sufficiently detailed light curves,
e.g. needed for cosmological applications of the SNe.
As mentioned above, Gaia will provide an auto-follow-up of its own
targets with low-resolution spectra available for every source. This will also
allow for rapid recognition of unusual and rare types of supernovae, for
example, Super Luminous SNe [7], which reach -23rd mag (absolute), or
Luminous Red Novae, which bridge the gap between classical novae and
supernovae [5].
Gaia will not be best-suited for real-time discoveries of optical afterglows
of Gamma Ray Bursts. Nevertheless, simulations predict that it should be
able to detect about 20 brighter and longer GRBs and Orphan Afterglows
[4], for which timely follow-up would be critical.
Microlensing Events
Gravitational microlensing events, the temporal brightening of distant stars
due to the mass of a foreground lens passing in front, typically occur in
the densest regions of the sky, i.e. the Galactic Bulge and the Galactic
Plane. About 2000 such events are currently being detected every year
39
Rysunek 3 Supernovae detection rate per year. Gaia is expected to detect 6000 SNe
down to 19 mag, with 1/3 of them discovered before the maximum brightness. With the
detection threshold at 20 mag Gaia might see even 2100 supernovae a year.
by the dedicated microlensing surveys OGLE [11] and MOA [9]. Among
the lensing systems more than a dozen planets have been found, e.g. [3].
Significant results would also include detections of brown dwarfs and black
holes, studies of stellar atmospheres and investigations of the structure of
the Galaxy.
The central regions of the Galaxy will continue to be monitored by the
OGLE and MOA surveys during the Gaia mission, however, any microlensing events found outside of these fields will require an intense photometric
follow-up in order to make them scientifically useful. We expect Gaia to
detect about 1000 microlensing events from all over the sky.
Interestingly, Gaia’s astrometry will be able to provide very precise
measurements of the lensed source displacements, caused by microlensing.
Combination of Gaia’s astrometry and photometry, with more densely sampled ground-based photometry could lead to the derivation of the mass of
the lens, including discoveries of lenses from the stellar remnant population,
like neutron stars or black holes.
R CrB-type stars
These mysterious stars exhibit spontaneous and unpredicted dimmings in
their light curves by as much as 8 magnitudes. Catching such events “redhanded” and triggering detailed photometric and spectroscopic studies would allow for a much better understanding of the nature of these stars,
thought to be linked with the stellar mergers. This is turn may help decipher supernova progenitor models. There are about 50 R CrB-type stars
40
known in our Galaxy, found mainly during large scale photometric campaigns of MACHO, OGLE and ASAS surveys, e.g. [10]. Gaia should find
many new examples of these stars at fainter magnitudes from all over the
sky. BP/RP spectroscopy will help with the classification of these objects.
Other types of transients and the Watch List
Gaia will detect numerous cataclysmic variables, located primarily in the
Galactic Plane, providing a uniform large sample of these objects. We
expect also to alert on very rare events like outbursts FU Ori- or EX Luptype young stars, of which only a handful is known. Outbursts of Be-type
stars will also be detected by Gaia alerting system. There should be up
to 600 events during the entire mission for Be stars brighter than 12 mag,
giving an opportunity for detailed high-resolution spectroscopy of these
objects during outbursts.
We plan also to provide near-real-time Gaia photometry of a limited
number of selected interesting targets, known for their erratic behaviour.
For example, a known FU Ori-type star can be on the Watch List and whenever it is observed by Gaia, the most up-to-date brightness measurement
will be made available, allowing for continuous monitoring of the object.
4
Alerts Verification
Gaia is expected to be launched from French Guyana in the end of 2013.
It will take about two months to reach the L2 and another two months
to get all the systems fully operational. For the next 1 or 2 months it is
planned that Gaia will operate in a special Ecliptic Poles Scanning mode,
during which both Ecliptic Poles will be intensively observed (the satellite precession period will be slowed down significantly). During this stage
the data analysis systems will be vigorously tested, including the alerting
system. After that period, Gaia will start its regular scanning of the entire
sky, but the alerting system will be turned on gradually, waiting for enough observations to be gathered for a reference for detections of transients.
As soon as there is enough data collected for some regions of the sky, for
example, requiring at least 10 prior observations, the alerting system will
start operating.
It is ESA’s policy that all Gaia data become publicly available. However,
before the alerts start flowing to the astronomical community, the detection and classification system has to be verified to assure good quality and
robustness of public alerts. Therefore, for the first couple of months of the
functioning of the alerting system we envisage a Gaia Alerts Verification
Bibliografia
41
Phase, during which the end-to-end alert system will be thoroughly shaken
down by a dedicated team of astronomers working in collaboration with
the AlertPipe developers. Some aspects of the verification can start during
the Ecliptic Poles scanning, for example classification of large numbers of
known variable stars [8]. The Verification Team (VT) will see some of the
first Gaia data and will have a chance to prepare for the follow-up of the
Gaia alerts when they become openly available.
Therefore we issue an invitation to get involved in the early verification of the Gaia Alerts system. Verification observations will validate the
outcome of the alerting pipeline and will involve e.g.: confirming the alert,
building a detailed multi-band light curve and obtaining a spectrum. Because the magnitude range of Gaia alerts is wide (V=5–20) we welcome
observers equipped with telescopes of any size. Longitudinal and latitudinal coverage on the globe will be needed in order to assure accessibility and
long-term visibility of the targets.
Potential members of the VT, should pass a couple of infrastructure
tests, including performing a number of follow-up observations of alerts
from current surveys, e.g. Catalina Real-Time Transient Survey3 . The data
should be reduced promptly and submitted for verification to the central
repository. The verification network is currently being formed and should be
ready for operation before the first alerts in mid-2014. For more details visit
the pages of Gaia Science Alerts Working Group4 or contact the authors.
Conclusion
From mid-2014 the Gaia mission will begin to deliver near-real-time alerts
on anomalous or transient events from the entire sky down to V=20. The Gband photometry and BP/RP low-dispersion spectrometer will allow early
detailed classification, and in the case of supernovae will also provide an
estimate of the redshift and epoch. Soon after the alert stream becomes
available, a period of verification will take place in the first months of
the mission. For this we encourage an involvement from small and large
telescopes from around the globe.
Bibliografia
1. G. Altavilla et al. Ap&SS, 341, 163, (2012).
2. V. Belokurov and N.W. Evans. MNRAS, 341, 569, (2003).
3 http://crts.caltech.edu
4 http://www.ast.cam.ac.uk/ioa/research/gsawg/
42
3.
4.
5.
6.
7.
8.
9.
10.
11.
B. S. Gaudi et al. Science, 319, 927, (2008).
J. Japelj and A. Gomboc. PASP, 123, 1034, (2011).
M. Kasliwal et al. ApJ, 755, 161, (2011).
L. Lindegren et al. A&A, 538A, 78, (2012).
R. Quimby et al. Nature, 474, 478, (2011).
I. Soszyński et al. Acta Astronomica, 62, 219, (2012).
T. Sumi et al. ApJ, 591, 204, (2003).
P. Tisserand et al. A&A, 529, 118, (2011).
A. Udalski. Acta Astronomica, 53, 291, (2003).
Krzysztof Kamiński, Wojciech Dimitrow, Monika Fagas, Magdalena
Polińska, Marika Zgórz, Wojciech Borczyk, Roman Baranowski
Obserwatorium Astronomiczne UAM,
ul. Słoneczna 36, 60-286 Poznań,
Głównym celem projektu Globalny Teleskop Astrofizyczny, realizowanego w Obserwatorium Astronomicznym UAM w Poznaniu, jest monitorowanie prędkości radialnych gwiazd pulsujących i układów wielokrotnych.
Początkowo projekt bazował na danych z pierwszego Poznańskiego Teleskopu Spektroskopowego (PST1), działającego w Borówcu pod Poznaniem
od 2007 r. Rozszerzenie bazy instrumentalnej o nowy Poznański Teleskop
Spektroskopowy (PST2), umieszczony w Winer Observatory w Arizonie
w październiku 2013 r, pozwoliło na stworzenie unikalnej na skalę światową
pary wydajnych teleskopów, zdolnych do uzyskiwania danych o nieosiągalnym pojedynczymi instrumentami pokryciu czasowym, sięgającym 21
godzin/dobę.
PST1 rozpoczął pracę w Borówcu w 2007 roku, 5 lat po ukończeniu budowy pierwszego poznańskiego spektrografu typu echelle o rozdzielczości
R = 35 000. Od tego czasu udało się uzyskać widma ponad 100 obiektów,
głównie gwiazd pulsujących oraz układów podwójnych i wielokrotnych. Obserwowane były również gwiazdy nowe, obiekty z dyskiem akrecyjnym oraz
gwiazda z planetą pozasłoneczną: τ Bootis.
Do ciekawszych wyników naukowych zaliczyć można między innymi zarejestrowanie drugiej harmoniki pulsacji w cefeidzie V440 Persei [1] o amplitudzie rzędu zaledwie 100 m s−1 , oraz odkrycie trzeciego składnika w układzie zaćmieniowym DY Lyncis [4]. Rys. 1 przedstawia wyniki korelacji krzyżowej dla układu HD 86222 (praca w przygotowaniu [2]), dla którego udało
się potwierdzić obecność pięciu składników układu. Kolejny wykres (rys. 2)
pokazuje krzywe prędkości radialnych dla układu zaćmieniowego V2080 Cy43
44
gni (publikacja w przygotowaniu).
Rysunek 1 Profile korelacyjne centralnej części układu wizualnie potrójnego HD 86222
AB. W niektórych fazach ruchu orbitalnego wyraźnie widoczne 4 piki. Związane są one
z dwiema parami, jedna typu SB2, a druga zaćmieniowa.
Teleskop dostarcza dane dla zespołów naukowych w Polsce i za granicą.
W wyniku współpracy powstają między innymi prace dotyczące gwiazd pulsujących γ Pegasi (w przygotowaniu, rys. 3) oraz µ Eridani [3]. Na PST1
zdobywają doświadczenie nie tylko studenci poznańscy, ale też z innych
miast w ramach praktyk studenckich. Wyniki obserwacji są wykorzystywane również w rozprawach doktorskich oraz pracach magisterskich.
Podczas budowy teleskopu i spektrografu zwracano szczególną uwagę
na minimalizację strat światła oraz na stabilność pomiarów prędkości radialnych. By osiągnąć ten cel dobrano właściwie parametry teleskopu, światłowodu i spektrografu. Zminimalizowano liczbę elementów optycznych na
drodze światła w systemie. Zadbano o dobrą termoizolację spektrografu.
Dzięki temu, mimo małej średnicy zwierciadła (0,5 m), można wykonywać
widma obiektów do 11,5 magnitudo. Długookresowa stabilność spektrografu jest na poziomie 100–150 m s−1 , a krótkookresowa (w ciągu jednej nocy)
nawet 40 m s−1 . Testowano również różne metody kalibracyjne, m.in. z wykorzystaniem komórek jodowych.
45
Rysunek 2 Porównanie wyników pomiarów prędkości radialnych dla V2080 Cygni z teleskopów PST1 oraz DDO (1,8 m). Linia ciągła przedstawia dopasowany model z obitą
eliptyczną.
Poznański Teleskop Spektroskopowy 2 (PST2) został zbudowany
w oparciu o koncepcję pierwszego instrumentu spektroskopowego. Wybraliśmy teleskop firmy Planewave CDK700 o średnicy 0,7 m, wyposażony
w napędy typu direct-drive oraz dwa ogniska Nasmytha. Podstawowym
instrumentem badawczym jest spektrograf typu echelle o rozdzielczości
R = 40 000, połączony z teleskopem poprzez skrzynkę przyłączeniową firmy
Shelyak oraz światłowód o średnicy 50 mikronów. Główną kamerą spektroskopową jest Andor iKon-L, charakteryzujący się bardzo niskim szumem
odczytu i zaniedbywalnym prądem ciemnym. Teleskop jest w stanie wykonać widma gwiazd o jasności 11 mag (S/N ∼ 5 przy czasie ekspozycji
1800 s).
Dodatkowym instrumentem wspomagającym badania spektroskopowe
na PST2 jest refraktor o średnicy 10 cm, przymocowany na grzbiecie głównego teleskopu, pozwalający na wykonywanie równoczesnych pomiarów fotometrycznych. Dzięki wyposażeniu niektórych filtrów fotometrycznych refraktora w siatkę drucianą o rozmiarze oczka 0,1 mm możliwe jest otrzymywanie wielokrotnych, interferencyjnych obrazów gwiazd. Obrazy takie
mogą być wykorzystane do fotometrii względnej bardzo jasnych gwiazd,
46
Rysunek 3 Przykładowa krzywa prędkości radialnych dla gwiazdy pulsującej γ Pegasi,
uzyskana w ciągu jednej nocy. Po dopasowaniu sinusoidy i odjęciu głównej pulsacji w na
diagramie O − C widać pulsację o mniejszej amplitudzie 100 m s−1 . Okres pulsacyjny
gwiazdy to 3,6 h. Rozrzut punktów pomiarowych jest na poziomie 35 m s−1 . Publikacja
zawierająca te dane jest aktualnie w przygotowaniu.
Rysunek 4 Schematy budowy spektrografów echelle dla PST 1 i 2. Główne różnice
konstrukcyjne, to zastosowanie pryzmatów o innych kątach łamiących, różne sposoby
wprowadzenia wiązki ze światlowodu oraz inna konstrukcja ekspozymetru.
Bibliografia
47
dla których nie ma odpowiednio jasnych gwiazd odniesienia w pobliżu.
W drugim ognisku Nasmytha zamontowana została kamera typu
EMCCD Andor iXon X3 wraz z zestawem filtrów Johnsona. W połączeniu
z możliwością śledzenia ruchem niegwiazdowym kamera ta umożliwi m.in.
wykonywanie obserwacji fotometrycznych planetoid zbliżających się do Ziemi. Teleskop został oprogramowany i przetestowany w Poznaniu, a obecnie
znajduje się w Winer Observatory w Arizonie, gdzie wykonuje pierwsze
obserwacje w trybie automatycznym.
Bibliografia
1. R. Baranowski et al. MNRAS, 396(4), 2194, (2009).
2. W. Dimitrov et al. Spectroscopy of HD 86222 - a quintuple system
with eclipsing component. wysłana do recenzji w 2013 do Astronomy
& Astrophysics.
3. M. Jerzykiewicz et al. MNRAS, 432, 1032, (2013).
4. J. Sękalska et al. IBVS, 5954, 1s, (2010).
48
Pi of the Sky. Roboty w badaniach
astrofizycznych
A. Ćwiek,1,3 T. Batsch,1 H. Czyrkowski,3 M. Ćwiok,3 R. Dąbrowski,3
G. Kasprowicz,4 A. Majcher,1 K. Małek,2,5 L. Mankiewicz,2
K. Nawrocki,1 R. Opiela,2 L. W. Piotrowski,3,6 M. Siudek,2
M. Sokołowski,2,7,8 R. Wawrzaszek,9 M. Zaremba,3 A. F. Żarnecki3
1
Narodowe Centrum Badań Jądrowych w Świerku,
ul. Andrzeja Sołtana 7, 05-400 Otwock-Świerk, Polska
2
Centrum Fizyki Teoretycznej Polskiej Akademii Nauk,
Al. Lotników 32/46, 02-668 Warszawa, Polska
3
4
5
Wydział Fizyki Uniwersytetu Warszawskiego,
ul. Hoża 69, 00-681 Warszawa, Polska
Instytut Systemów Elektronicznych, Politechnika Warszawska,
ul. Nowowiejska 15/19, 00-665 Warszawa, Polska
Division of Particles and Astrophysical Science, Nagoya University,
Furo cho, Chikusa ku, 464-8601 Nagoya, Japonia
6
RIKEN, 2-1 Hirosawa,
351-0198 Wako, Saitama, Japonia
7
International Centre for Radio Astronomy Research - Curtin University,
GPO Box U1987, Perth, WA 6845, Australia
8
ARC Centre of Excellence for All-sky Astrophysics (CAASTRO)
9
Centrum Badań Kosmicznych Polskiej Akademii Nauk,
Bartycka 18A, 00-716 Warszawa, Polska
Pi of the Sky to system zrobotyzowanych teleskopów o szerokim polu
widzenia przeznaczonych do obserwacji zjawisk astrofizycznych zachodzących w krótki skalach czasowych, w szczególności dla poszukiwania poświaty
optycznej GRB. Urządzenie zostało zaprojektowane do samodzielnej pracy,
49
50
autonomicznie realizuje predefiniowaną strategię obserwacji i dostosowuje
ją do aktualnych warunków, monitoruje dużą część nieba z rozdzielczością
czasową rzędu 1 - 10 sekund i w zakresie od 7m do 13m .
Strategia obserwacji i projekt systemu został pomyślnie przetestowane
na detektorze prototypowym. W latach 2004 - 2009 pracował on w obserwatorium Las Campanas w Chile, w marcu 2011 został przeniesiony do
obserwatorium w San Pedro de Atacama. Z kolei w październiku 2010 r.
pierwsza jednostka docelowego systemu detektorów Pi of the Sky, z 4 kamerami CCD, została pomyślnie zainstalowana w INTA El Arenosillo Test
Centre w Hiszpanii. Kolejne 3 jednostki (12 kamer CCD) przygotowywane
są do instalacji latem 2013, dzięki czemu uzyskamy całkowite pole około
6000 stopni kwadratowych. Jednoczesne obserwacje za pomocą detektorów w Chile i Hiszpanii umożliwiają systematyczne poszukiwanie błysków
o pochodzeniu kosmologicznym. Dokładna analiza danych teleskopów o tak
szerokim polu widzenia jakim dysponuje system Pi of the Sky to prawdziwe wyzwanie ponieważ istnieje bardzo dużo czynników, które mogą mieć
wpływ na wyniki pomiarów. Opracowaliśmy zestaw dedykowanych algorytmów usuwania złych pomiarów oraz poprawy dokładności fotometrii, co
pozwoliło nam uzyskać niepewności pomiaru jasności od 0,015 - 0,02 mag.
1
Wstęp
Pi of the Sky to sieć zrobotyzowanych teleskopów przeznaczonych do obserwacji krótkotrwałych zjawisk astrofizycznych, szczególnie do poszukiwania błysków optycznych towarzyszących błyskom gamma (GRB). Strategia
obserwacji Pi of the Sky czyni ten detektor przydatny także dla poszukiwania gwiazd Nowych i Supernowych oraz monitorowania interesujących
obiektów, takich jak Blazary, aktywne jądra galaktyk i gwiazdy zmienne.
Projekt aparatury pozwala monitorować dużą część nieba z rozdzielczością
czasową rzędu 1 - 10 sekund i zasięgiem od 7m - 13m .
W projekcie Pi of the Sky biorą udział naukowcy, inżynierowie i studenci z czołowych polskich jednostek naukowych i badawczych: Narodowego Centrum Badań Jądrowych (dawniej Instytut Problemów Jądrowych
im. Andrzeja Sołtana), Instytutu Fizyki Doświadczalnej Wydziału Fizyki
Uniwersytetu Warszawskiego, Centrum Fizyki Teoretycznej PAN, a także
współpracownicy z Centrum Badań Kosmicznych PAN, Instytutu Systemów Elektronicznych Politechniki Warszawskiej oraz Creotech Instruments
S.A.
2
51
Motywacja naukowa i program badawczy
Główną motywacją naukową projektu Pi of the Sky jest poszukiwanie
optycznych odpowiedników błysków gamma (GRB). Standardową strategią
obserwacji optycznych odpowiedników GRB przez teleskopy optyczne jest
oczekiwanie na alerty z obserwatoriów satelitarnych (obecnie są to głównie
satelity SWIFT i FERMI) dystrybuowane przez Gamma Ray Burst Coordinates Network (GCN) i nakierowywaniu teleskopu na cel tak szybko
jak to możliwe. Jednak takie podejście nie pozwala obserwować optycznych
emisji ze źródła dokładnie w momencie lub przed wybuchem GRB, co jest
niezwykle istotne, aby zrozumieć naturę GRB.
Rysunek
1 Schemat
http://gcn.gsfc.nasa.gov/).
rozsyłania
alertów
w
sieci
GCN
(źródło:
Aby obserwacje optyczne były możliwe przed i podczas GRB, stosujemy
w Pi fo the Sky innowacyjne rozwiązanie, które zakłada ciągłą obserwację
dużego obszaru nieba i autonomiczne wykrywanie błysków w celu zwiększenia prawdopodobieństwa zaobserwowania GRB.
Ze względu na wyjątkowy charakter prowadzonych obserwacji, a jednocześnie dużą wszechstronność naszego detektora do programu badawczego
dodaliśmy obserwacje innych zmiennych zjawisk astronomicznych zachodzących w skalach czasowych od sekund do miesięcy, takich jak: wyszukiwanie wybuchów gwiazd Nowych i Supernowych, identyfikacja wybuchów
gwiazd rozbłyskowych, pomiary i katalogowanie gwiazd zmiennych o krót-
52
kich okresach zmienności, monitorowanie interesujących obiektów, monitoring całego widocznego nieba, wyszukiwanie i katalogowanie śmieci kosmicznych.
3
3.1
Zrobotyzowany detektor
Dedykowane oprogramowanie
Ciągła obserwacja pola widzenia satelity SWIFT pozwoli, w przypadku
docelowego systemu Pi of the Sky, na wyeliminowanie opóźnienia obserwacji
optycznych GRB wynikającego z konieczności nacelowania teleskopu na
koordynaty uzyskane z sieci GCN. Zostanie również wyeliminowany czas
martwy, który wynika z procesu decyzyjnego i propagacji sygnału z satelity
do sieci GCN oraz z sieci GCN do instrumentów naziemnych.
Poszukiwanie GRB wymaga bardzo szybkiego przetwarzania danych
i identyfikacji zdarzeń w czasie rzeczywistym. Z drugiej strony, poszukiwanie zjawisk przejściowych i analiza gwiazd zmiennych są oparte na dokładnej fotometrii, co wymaga szczegółowej analizy obrazu. Aby spełnić
oba te wymagania opracowaliśmy dwa różne algorytmy dla analizy danych:
on-line i off-line. Analiza off-line polega na identyfikacji wszystkich obiektów w obrazie, i dodawaniu ich pomiarów do bazy danych. Algorytm on
line wyszukuje błyski w czasie rzeczywistym przez porównywanie nowego
obrazu ze stosem ostatnio wykonanych klatek. Każda obserwowana różnica jest uznawana za możliwe interesujące zdarzenie. Wszystkie zdarzenia są
przetwarzane przez wielopoziomowy układ filtrów podobny do tych znanych
z eksperymentów fizyki wysokiej energii.
Obserwacja słynnego ”naked-eye” GRB080318B [5] potwierdziła słuszność strategii Pi of the Sky. Teleskopy o dużym polu widzenia mogące wykonywać ciągłe obserwacje dużej części nieba są w stanie wykrywać GRB
podczas lub jeszcze przed wybuchem w zakresie promieniowania gamma.
GRB080318B został wykryty przez system wyzwalania Pi of the Sky niezależnie od alertu otrzymanego z sieci GCN.
3.2
Aparatura
Dedykowany detektor został zaprojektowany, aby wyszukiwać i obserwować emisję optyczną towarzyszącą błyskom GRB w trakcie lub nawet przed
emisją promieniowania gamma. Aby zagwarantować, że wszystkie wymagania stawiane przed detektorem zostaną spełnione, zespół Pi of the Sky był
w całości odpowiedzialny za projekt i budową detektora. W szczególności
detektory ”Pi of the Sky” są wyposażone w specjalnie w tym celu zaprojek-
53
Rysunek 2 Po lewej: Prototypowa aparatura w Las Campanas Observatory (obecnie
przeniesiona do San Pedro de Atacama), Chile (fot. M. Sokłowski). Po prawej: Cztery
detektory docelowego systemu zainstalowane w lipcu 2013 w INTA El Arenosillo test
centre w Mazagón koło Huelva, Spain (fot. A. F. Żarnecki).
towane i zbudowane przez członków projektu kamery CCD. Każda kamera
jest wyposażona w obiektyw Canon o ogniskowej f = 85 mm i światłosile
f /d = 1, 2, i obserwuje obszar nieba o rozmiarach 20◦ × 20◦ .
Aby kontrolować detektor opracowano w pełni zautomatyzowane oprogramowanie sterujące, a także oprogramowanie do analizy danych w czasie
rzeczywistym i identyfikacji błysków
Obecnie pracuje urządzenie prototypowe w San Pedro de Atacama
w Chile (patrz rys. 2 i rys. 3) i cztery detektory docelowego systemu w INTA
El Arenosillo test Centre w Mazagón w pobliżu Huelva, Hiszpania (patrz
rys. 2). Wszystkie teleskopy działają w pełni autonomicznie, bez nadzoru
człowieka.
3.3
Działający prototyp w San Pedro de Atacama
Przed skonstruowaniem ostatecznej wersji, testy sprzętu i oprogramowania
zostały wykonane z prototypem składającym się z 2 specjalnie zaprojektowanych kamer umieszczonych na montażu paralaktycznym. Detektor jest
w pełni autonomiczny i działa bez nadzoru człowieka, aczkolwiek kontrola
przez internet jest również możliwa. Kamery pracują w koincydencji i obserwują to samo pole widzenia z rozdzielczością czasową 10 sekund. Ograniczenie zasięgu dla pojedynczej klatki to 12 m i wzrasta do 13,5 dla klatki
złożonej z 20 ekspozycji. Do 2009 roku wszystkie obserwacje były prowadzone w świetle białym i żaden filtr nie był używany, poza filtrem IR cut
w celu zminimalizowania tła nieba.
W maju 2009 zainstalowano filtr R Bessela Johnson na jednej z kamer,
54
Rysunek 3 Kopuła prototypowego detektora w San Pedro de Atacama, Chile. (fot.
M. Sokłowski).
w celu ułatwienia absolutnej kalibracji pomiarów. Prototyp pracował w obserwatorium Las Campanas w Chile od czerwca 2004 roku do końca 2009
roku. W marcu 2011 detektor ten został przeniesiony do nowego miejsca
w San Pedro de Atacama, w odległości ok. 750 km na północ od LCO
(jeszcze w Chile) i około 2 400 metrów npm (patrz rys. 3).
3.4
Pełny system w Hiszpanii
Docelowy system Pi of the Sky będzie składał się z dwóch obserwatoriów
zlokalizowanych w odległości większej niż 100 km, pozwalających odrzucić
błyski od satelitów i innych obiektów znajdujących się blisko Ziemi przy
pomocy paralaksy (rys. 4).
Każde z obserwatoriów składa się z czterech detektorów (w sumie szesnaście tych kamer na obserwatorium) i razem będą w stanie obserwować
dwa steradiany nieba, co w przybliżeniu odpowiada polu widzenia detektora BAT na pokładzie satelity Swift.
Każda z jednostek docelowego systemu składa się z czterech specjalnie
zaprojektowanych kamer CCD, które są ulepszoną wersją kamer opracowanych dla prototypu. Kamery mogą pracować w dwóch trybach pracy, dzięki
specjalnie zaprojektowanym montażom paralaktycznym. W montażach zastosowano mechanizm rozchylania kamer, pozwalający ustawić wszystkie
cztery kamery równolegle, aby obserwowały ten sam obszar (common tar-
Rysunek 4
55
Diagram docelowego systemu Pi of the Sky.
get mode, DEEP, wspólne pole widzenia 20◦ × 20◦ ) lub odchylić kamery
o ∼ 13◦ wzdłuż przekątnej układu CCD, aby ich pole widzenia obejmowało sąsiednie pola (side-by-side, WIDE, całkowite pokrycie 38◦ × 38◦ ). Ze
względu na liczne ulepszenia, nowa konstrukcja montażu teleskopu zapewnia znacznie lepszą dokładność i krótszy czas reakcji niż prototyp.
Pierwszy moduł nowego detektora z powodzeniem działa w INTA El
Arenosillo Test Centre w Mazagón pobliżu Huelva w Hiszpanii, na wybrzeżu Oceanu Atlantyckiego od października 2010 roku. W lipcu 2013 roku
zainstalowane będą kolejne trzy nowe jednostki na nowej platformie w INTA El Arenosillo Test Centre.
4
Bazy danych z pomiarami z detektorów Pi of the Sky
Wszystkie dane zebrane przez prototypowy detektor Pi of the Sky znajdujący się w Chile, zostały udostępnione jako publicznie dostępne bazy
danych (http://grb.fuw.edu.pl/pi/databases). Obecnie dostępne są cztery
bazy danych:
(1) marzec 2011 - wrzesień 2011, zawiera 2, 8 · 106 obiektów, 151 · 106
pomiarów w filtrze R.
(2) maj 2006 - kwiecień 2009, zawiera 16, 7 · 106 obiektów, 2, 16 · 106
pomiarów (zawiera także pomiary z bazy 2006 - 2007).
(3) maj 2006 - listopad 2007, zawiera 10, 8 · 106 obiektów, 1002 · 106
pomiarów (jest to podzbiór katalogu maj 2006 - kwiecień 2009).
(4) lipiec 2004 - czerwiec 2005, zawiera 4, 5 · 106 obiektów, 790 · 106
pomiarów.
56
Rysunek 5 Interfejs użytkownika dla dostępu do baz danych pomiarów z detektorów
eksperymentu Pi of the Sky.
Przyjazny dla użytkownika interfejs WWW (rys. 5) pozwala na dostęp
do bazy danych, wybierając gwiazdy według ich rodzaju, magnitudo, współrzędnych itp. i wyświetlanie ich krzywych blasku i innych właściwości. Możliwe jest również, aby pobierać duże pakiety z pomiarami krzywych blasku
wielu gwiazd.
Ponadto opracowaliśmy system specjalnych filtrów i algorytmów kalibracji (w tym tzw. poprawki kolorowej), aby poprawić jakość naszych danych.
5
Plany na przyszłość
Rozpoczęliśmy prace przy budowie detektora trzeciej generacji, wyposażonego w nową optykę (f = 300mm, f /d = 1, 5), co znacznie zwiększy zasięg,
choć zmniejszy też pole widzenia. Detektor ten jest również wyposażony
w nowe kamery, które pozwolą wykonać ekspozycję z szybkością co najmniej 3 fps (klatek na sekundę) i nowy montaż o szybkości do 30 stopni na
sekundę, który umożliwi dojazd do błysku w mniej niż 10 sekund. Pozwoli
to między innymi na szybkie reagowanie na alerty GCN i błyski wykryte przez inne teleskopy Pi of the Sky, i umożliwi ich rejestracji z większą
rozdzielczością czasową, podwyższoną czułością i dokładnością. Będzie to
Bibliografia
57
również wejście w nowy obszar badań, jakim jest wykrywanie i śledzenie
satelitów i ”śmieci kosmicznych”.
6
Podsumowanie
Po 40 latach od odkrycia GRB są nadal tajemnicą. Obserwacja
GRB080319B wykonana przez prototypowy detektor w Chile, potwierdziła
słuszność nowego podejścia do ich badania, zaproponowanego przez Pi of
the Sky, czyli ciągłego monitorowania maksymalnej możliwej powierzchni
nieba przez zautomatyzowane teleskopy. W momencie mojego wystąpienia
na konferencji ”Małe Teleskopy 2013” byliśmy w trakcie przygotowania do
instalacji kolejnych trzech jednostek drugiej generacji w INTA, które to zostały pomyślnie zainstalowane w lipcu 2013 roku. Jesteśmy także częścią
europejskiej sieci GLORIA i obecnie pracujemy nad integracją teleskopów
Pi of the Sky z siecią GLORIA (http://gloria-project.eu/), która jest siecią
zrobotyzowanych teleskopów i umożliwiającą otwarty dostęp do profesjonalnych danych i czasu obserwacji.
Podziękowania
Wyniki przygotowane w ramach projektu POLISH SWISS ASTRO PROJECT wspieranego dotacją od Szwajcarii za pośrednictwem Szwajcarskiej
pomocy finansowej dla rozszerzonej Unii Europejskiej. Prace opisane w niniejszym dokumencie zostały również sfinansowane przez Polskie Ministerstwo Nauki i Szkolnictwa Wyższego w latach 2009-2012 jako projekt badawczy.
Bibliografia
1. S. Barthelmy. The Gamma-ray Coordinates Network. http://gcn.
gsfc.nasa.gov/.
2. A. Majcher, M. Sokolowski, T. Batsch, et al. Present status of Pi of the
Sky telescopes. W Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers
(SPIE) Conference Series, 8008, (2011).
3. A. Majcher, M. Sokołowski, T. Batsch, et al. Parallax in Pi of the Sky
project. W Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE)
Conference Series, 8454, (2012).
4. M. Siudek, A. Barnacka, B. Kaminski, et al. Observations of Cepheids in
Pi of the Sky experiment. W Society of Photo-Optical Instrumentation
Engineers (SPIE) Conference Series, 8008, (2011).
58
5. M. Siudek, T. Batsch, A. J. Castro-Tirado, et al. Acta Polytechnica,
51(6), 64–67, (2011).
6. M. Sokołowski. Investigation of astrophysical phenomena in short time
scales with Pi of the Sky. PhD thesis, IPJ, (2008).
7. A. Ćwiek, T. Batsch, L. Mankiewicz, K. Nawrocki, and A. F. Żarnecki. Monitoring system of the Pi of the Sky experiment. W Society
of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference Series,
8454, (2012).
Rantiga Osservatorio. Poszukiwania
komet i planetoid za pośrednictwem
zdalnie sterowanego teleskopu
Michał Żołnowski, Michał Kusiak
Obserwatorium Astronomiczne UJ,
ul. Orla 171, 30-244 Kraków,
Rantiga Osservatorio, Tincana, Włochy
e-mail: [email protected], [email protected]
Nasza współpraca rozpoczęła się w marcu 2012 roku. W północnych
Włoszech na pograniczu Emilii-Romanii i Toskanii w niewielkiej miejscowości Tincana, powstało małe, lecz w pełni zautomatyzowane i zdalnie
sterowane obserwatorium, które Michał Żołnowski wybudował kilkanaście
miesięcy wcześniej na terenie swojej prywatnej posesji. Co spowodowało,
że do takiej prowincjonalnej osady “przywiało” kawałek polskiej miłośniczej astronomii? Odpowiedź bardzo prosta— dobra pogoda! W porównaniu z naszym krajem warunki klimatyczne panujące na terenie północnych
Włoch na terenach górzystych są znacząco lepsze i średnio w trakcie jednego
roku teleskop jest w stanie zebrać dane ze 120 nocy obserwacyjnych.
Sercem Rantiga Osservatorio jest teleskop systemu Newtona o średnicy
40 centymetrów i światłosile f /3,7. W początkowym etapie naszych obserwacji wyposażony był w kamerę CCD SBIG STL-6303E i zestaw filtrów
LRGB, Hα, siarkowy i tlenowy. Zestaw ten dawał wówczas pole widzenia
o wymiarach 63×42 minuty łuku (rys. 1). W czerwcu podjęliśmy jednak
decyzję o podmianie kamery na nowszy model STX-16803, który przy zachowaniu podobnego zasięgu obserwacyjnego dawał jednak o 2,5-krotnie
większej powierzchni pole widzenia (1,4×1,4 stopnia). Instrument zamontowany został na w pełni zautomatyzowanym montażu Paramount ME, a
całość obsługiwana jest przez dwa niezależnie działające komputery przemysłowe połączone z siecią internetową. Cały zestaw sterowników pozwalających na pełną automatyzację obserwatorium oraz unikatowe systemy
zabezpieczeń przed groźną pogodą i usterkami technicznymi zostały sporządzone przez krakowskiego inżyniera elektronika Zdzisława Łącznego. Dzięki
59
60
Rysunek 1
Wnętrze obserwatorium.
temu, prowadzone przez nas poszukiwania nie wymagają bezpośredniego
przebywania w Tincanie.
Każdego pogodnego dnia w godzinach popołudniowych, gdy instytut
Minor Planet Center publikuje informacje o obszarach na niebie, w których obserwatoria prowadziły poszukiwania oraz zestawienia najciekawszych kandydatów na nowe planetoidy (głownie typu NEO), projektujemy
własny harmonogram obserwacji. Przygotowanie sprzętu do obserwacji jest
stosunkowo proste i nie wymaga zwykle więcej czasu jak kilkanaście minut!
Co więcej rozpoczęcie obserwacji można zainicjować lub zakończyć za pomocą zwykłego telefonu komórkowego albo smart phone’a. W trakcie nocy
komputery zbierają informacje o warunkach pogodowych i ewentualnych
usterkach technicznych. Jeśli podczas obserwacji dochodziłoby do załamania pogody, wówczas system zabezpieczający przesyła do Polski SMS alarmowy, obserwacje zostają przerwane, a sprzęt automatycznie zostaje zaparkowany i zamknięty. Zdarza się to jednak stosunkowo rzadko. W godzinach
porannych po zakończeniu sesji obserwacyjnej rozpoczyna się pobieranie
danych, a następnie obróbka i analiza zdjęć.
1
Otrzymanie kodu obserwacyjnego
Każde obserwatorium chcące przesyłać obserwacje astrometryczne dla planetoid i komet do Minor Planet Center musi posiadać swój własny unikalny
Rantiga Osservatorio
Rysunek 2
61
Obserwatorium w trakcie sesji.
Tabela 1 Możliwości obserwacyjne teleskopu:
D=400 mm, f =1514 mm + STX 16803.
Zasięg obserwacyjny (filtr ‘clear’)
Rozdzielczość
Pole widzenia
Średnia liczba pól (10 h obserwacji)
19.5 mag (60 s)
21 mag (600 s)
1.2 arcsec/piksel
1.4◦ × 1.4◦
60 s: 135 pól
600 s: 14–15 pól
kod obserwacyjny, pod którym w bazie danych na serwerze głównym kryją
się informacje o dokładnym położeniu instrumentu. Do uzyskania kodu z reguły wymagane jest przesłanie serii obserwacji wykonanych przez 2 noce dla
przynajmniej 2–3 znanych planetoid z numerami katalogowymi (najlepiej
między 1 000 a 10 000), dla których elementy orbity wyznaczone są precyzyjnie i stanowią referencyjne źródło porównania z naszymi pomiarami.
Warunkiem akceptacji i otrzymania kodu jest uzyskanie pomiarów, których
dokładność jest lepsza niż 1.5 sekundy łuku.
Rantiga Osservatorio uzyskała swój kod 25 marca 2012 roku, po pięciu dniach od przesłania pierwszej serii obserwacji. W naszym przypadku
doszło jednak do niespodziewanego wydarzenia. Podczas nocy inicjującej
nasze poszukiwania, w jednym ze sfotografowanych pól oprócz znanych planetoid znalazł się słaby niepozorny obiekt o jasności +20 magnitudo, który
po weryfikacji z bazą danych Minor Planet Center wysłaliśmy jako poten-
62
cjalnego kandydata na odkrycie. Obiektom, których nie ma w bazie MPC,
obserwatorzy nadają unikatowe robocze oznaczenia składające się z maksymalnie siedmiu znaków, które widnieje w zgłoszeniu w każdym wersie opisującym położenie i jasność. Po krótkiej konsultacji nasz kandydat wysłany
został z oznaczeniem “ZOKU001” (‘Żołnowski, Kusiak, kandydat pierwszy’). Emocje rosły. Z nocy na noc wykonywaliśmy kolejne serie pomiarów,
aż w końcu Gareth Williams z biura MPC poinformował o przyznaniu kodu
obserwacyjnego D03 i oznaczeniu planetoidy jako 2012 FC30.
2
Odkrycia, które nie są odkryciami
Sprawa z planetoidą 2012 FC30 potoczyła się dość szybko. Niezwykła radość
z odnalezienia nowego obiektu, mobilizowała nas do dalszych poszukiwań.
Kwiecień i maj nie zaowocowały jednak zgłoszeniem kolejnych kandydatów.
Wykonaliśmy wówczas jedynie serię pomiarów dla kilkuset znanych planetoid. Analizując jednak sytuację i oceniając perspektywy odkryć planetoid
drogą amatorską, uznaliśmy, że CCD dające pole widzenia o powierzchni
poniżej jednego stopnia kwadratowego z teleskopem 40 cm w porównaniu ze zorganizowanymi projektami amerykańskimi (tj. Catalina, czy PANSTARRS) daje bardzo nikłe szanse na odkrycia większej liczby obiektów.
Wówczas zapadła decyzja o zakupie nowej kamery, której odbiór miał odbyć się w USA, przy okazji odwiedzin Minor Planet Center. Do spotkania
z Timothym Spahrem i Garethem Williamsem doszło końcem maja. Pracujący w Smithsonian Astronomical Obserwatory panowie z miłą chęcią
oprowadzili wówczas po zakamarkach instytutu. Prezentując z dumą swoje
miejsce pracy, przedstawili najwydajniejszego ”pracownika”, dzięki któremu, co miesiąc publikowane są tysiące aktualizacji orbit dla drobnych ciał.
Mowa o niezwykle szybkim komputerze A.U. Tomatic, współautorze cyrkularzy MPEC. Cała organizacja działań robiła ogromne wrażenie!
Przyszedł jednak moment, który przygasił entuzjazm związany z odkryciami i z którym ciężko było się pogodzić. Rozmawiając na temat planetoidy
2012 FC30, szybkim spojrzeniem Gareth Williams przeanalizował orbitę
i pomiary nadesłane przez obserwatoria i powiedział: “Przykro mi, ale nie
będziecie odkrywcami. Niestety, gdybyście odkryli obiekt w 2010 roku racja
byłaby po waszej stronie. Ale nowy regulamin ...”. No właśnie! Nowy regulamin, który wprowadził sporą konsternację w środowisku astronomicznym
po wdrożeniu go w listopadzie 2010 roku i zmienił dotychczasowy pogląd
na odkrywanie planetoid drogą amatorską czyniąc je niezwykle trudnym
wyczynem.
Jeszcze trzy lata temu reguły jasno określały, że odkrywcą planetoidy
zostanie osoba lub zespół, który dla potencjalnie nowego obiektu wyśle
63
najwcześniejszą serię obserwacji wykonanych przez co najmniej dwie noce.
Początkiem XXI wieku, kiedy automatyczne przeglądy nabierały rozpędu
i notowały duże liczby planetoid, oczywistym okazało się, że niemożliwym
w ich przypadku będzie wykonywanie sprawnej identyfikacji poszczególnych planetoid przez dwie kolejne noce. Projekty nastawione na przegląd
dużych powierzchni nieba celem wykrywania planetoid NEO, zazwyczaj
wykonywały przez kilka – kilkanaście kolejnych nocy przegląd jednonocny
poszczególnych pól, wykonując zazwyczaj po 3–4 pomiary dla zidentyfikowanych kandydatów. Taki dłuższy odstęp czasu pomiędzy obserwacjami
tego samego obszaru nieba powodował, że identyfikacja wcześniej zgłoszonego kandydata stawała się bardzo skomplikowana. Przeglądy raportowały,
zatem swoje obserwacje najczęściej jako nowe detekcje z kolejnymi roboczymi oznaczeniami, nie stwierdzając przy tym faktu czy dany obiekt był,
czy też nie był przez nich znaleziony już wcześniej.
Obserwatorzy wykonujący swoje poszukiwania wedle starych klasycznych metod, starają się obserwować swoje obiekty, co najmniej przez kilka
nocy. Na tej podstawie MPC bardzo szybko dokonuje oznaczeń planetoid.
Z kolei obserwacje, które wykonywały duże projekty w początkowej fazie
obliczeń zostawały pominięte, gdyż w świetle regulaminu interpretowane
były jako jednonocne. Liczba takich pomiarów kumulowała się przed dekadę i jeszcze kilka lat temu, kiedy dany łowca odnajdywał planetoidę i dostawał dla niej oznaczenie od MPC, stawał się bardzo szybko jej odkrywcą.
Często, bowiem dokonywano powiązania obiektu z pomiarami jednonocnymi wykonywanymi przez duże projekty podczas wcześniejszych opozycji, co
pozwalało na szybkie sprecyzowanie orbity i wpisanie jej do katalogu planetoid ponumerowanych. Dziś MPC określiło w dokładny sposób orbity dla
blisko 400 tysięcy ciał, kolejne kilkaset tysięcy wymaga dalszych obserwacji
i zapewne z czasem także dopisane zostaną do tej listy.
Notoryczna utrata odkryć przez duże projekty spowodowana odmiennym typem prowadzenia obserwacji spowodowała debatę w środowisku Unii
Astronomicznej i ostatecznie zmianę zasad przyznawania odkryć planetoid:
Obserwacją odkrywczą jest najwcześniej zgłoszona obserwacja planetoidy, podczas opozycji planetoidy, z najwcześniej zaraportowaną obserwacją
z drugiej nocy.
Do odkrycia obecnie nie są wymagane obserwacje dwunocne wykonane
przez jeden teleskop, lecz wystarczą do tego niezależnie wykonane pomiary
przez różne obserwatoria w ciągu co najmniej dwóch nocy podczas jednej
z opozycji planetoidy. Z amatorskiego punktu widzenia, dzisiejsze detekcje i odkrycia dokonywane przez projekty takie jak Catalina, Spacewatch,
LINEAR stały się w jakimś stopniu bezosobowe i “mało romantyczne”, co
oczywiście nie umniejsza istocie prowadzenia takich obserwacji. Nowy zapis
utrudnił i wydłużył jednak czas na otrzymanie odkrycia i prawa do nazwa-
64
nia, do co najmniej kilku lat od momentu zgłoszenia. W przypadku planetoidy 2012 FC30 okazało się, że ok. miesiąc wcześniej znalazła się w polu
widzenia dwóch innych obserwatoriów, które wykonały dla niej jednonocne
obserwacje, w rezultacie czego odkrywcą będzie któreś z nich.
W przypadku komet obowiązują nadal stare zasady.
Szereg niesprzyjających okoliczności nie spowodował jednak dużego
zniechęcenia. W czerwcu zmiana kamery, a następnie pierwsze testy dobrze rokowały i dawały nadzieję, że w końcu przyjdą nasze odkrycia. Worek
z planetoidami, które zgłaszaliśmy jako potencjalne odkrycia zaczął wysypywać się w lipcu 2012 roku. Na stan obecny niestety bardzo trudno jest
już odkryć planetoidy jaśniejsze niż +20 magnitudo. W dobie projektów
przeglądowych wykorzystujących teleskopy o zwierciadłach o średnicy 1–2
metry i czułe kamery o dużych rozmiarach CCD zapewniających kilkustopniowe pola widzenia, trzeba się liczyć z faktem, że mogą one wykonywać
duże ilości danych, wykrywając znacznie wcześniej obiekty, gdy ich blask
utrzymuje się jeszcze na poziomie +21 – +22 magnitudo.
Lokalizacja i dobre warunki obserwacyjne w obrębie obserwatorium
MPC D03, a także dobrana przez nas strategia pozwalają jednak na włączenie się poszukiwania planetoid o jasności do +21 magnitudo. Ponadto
w okresie 6–4 dni przed lub po pełni Księżyca dodatkowym elementem
naszego harmonogramu jest szerszy przegląd nieba wykonywany z krótszymi czasami ekspozycji w elongacjach 70–100 stopni od Słońca dedykowany
głównie poszukiwaniom komet i jaśniejszych obiektów NEO (+16 do +19
mag), których odkrycie w warunkach amatorskich ciągle jest możliwe.
Półtora roku obserwacji przeprowadzonych w naszym obserwatorium
pozwoliło na wykonanie blisko 15 tysięcy zdjęć nieba, na podstawie, których wykonaliśmy 13 tysięcy pomiarów dla znanych planetoid, a ponadto
przyniosły one detekcję i zgłoszenie 900 kandydatów na nowe planetoidy.
Już teraz wiemy, że spośród tej puli blisko sto obiektów posiada najwcześniejsze obserwacje wykonane przez nasz zespół. Ponadto 11 z nich ma
już precyzyjnie wyznaczone orbity. Spodziewamy się więc, że już wkrótce
pierwsze odkrycia zostaną nam oficjalnie przyznane.
Czekamy także na odkrycie naszej pierwszej planetoidy NEO i komety.
Po zyskaniu doświadczenia i przetrwaniu trudnych momentów sądzimy, że
może to być już tylko kwestią czasu.
Rysunek 3
Rysunek 4
Planetoida 2012 PA6 z grupy Hilda.
Zdjęcie prediscovery komety 276P/ (Vorobjov).
65
66
Michał Żejmo
Instytut Astronomii UZ,
ul. Lubuska 2, 65-265 Zielona Góra,
Projekt astrobaz w Lubuskiem przewiduje powstanie czterech małych
obserwatoriów wyposażonych w instrumenty pozwalające na prowadzenie
obserwacji różnych obiektów astronomicznych. Głównym celem projektu
jest szeroko pojęta popularyzacja astronomii i kierunków ścisłych, jednak
nawet niewielkie teleskopy, takie jak te umieszczone w astrobazach pozwalają prowadzić cenne naukowo projekty. Sieć małych teleskopów może z powodzeniem zostać wykorzystana miedzy innymi do obserwacji układów podwójnych i innych gwiazd zmiennych, małych obiektów Układu Słonecznego
czy poszukiwania gwiazd nowych i supernowych.
1
Podstawowe informacje
Głównym celem projektu KEPLER (Lubuskie ASTROBAZY) jest popularyzacja astronomii i nauk przyrodniczych wśród lokalnych społeczności,
a szczególnie młodzieży. Obserwatoria Astronomiczne Kepler są siecią niewielkich obserwatoriów prowadzących działalność popularyzacyjno - naukową.
Wybudowanie sieci małych obserwatoriów w województwie lubuskim
możliwe jest dzięki wsparciu Urzędu Marszałkowskiego Województwa Lubuskiego. Projekt w województwie lubuskim podzielony został na kilka etapów. Etap przedstawiony tutaj jest programem pilotażowym, obejmującym
wybudowanie czterech samodzielnych astrobaz. Realizacja kolejnych etapów uzależniona będzie od doświadczeń zdobytych w czasie budowy i wykorzystywania pierwszej grupy obserwatoriów. Umożliwi to uniknięcie błę67
68
dów w kolejnych etapach związanych z doborem sprzętu oraz konstrukcją
budynku. Podobnie jak w województwie kujawsko-pomorskim, opieka nad
astrobazami powierzona zostanie gminom, na terenie których obserwatoria
zostaną wybudowane, a koordynacja działań astrobaz zostanie powierzona
lokalnym koordynatorom. Planowanie jest utworzenie stanowiska „astronoma wojewódzkiego”. Zadania przypisane temu stanowisku to: nadzór nad
stanem technicznym obserwatoriów, planowanie projektów dydaktycznonaukowych i szkolenia dotyczące kwestii merytorycznych i technicznych.
Koszt wybudowania i wyposażenia jednego obserwatorium wynosi około
400 tys. złotych. Finansowanie projektu pochodzi z Lubuskiego Regionalnego Programu Operacyjnego lata 2007-2013 - Działanie 4.2.2. Pieniądze
w całości pozyskane zostały ze środków Unii Europejskiej. Zakończenie budowy ostatniego budynku przewidziane jest na połowę 2015 roku. Partnerami projektu są: Województwo Lubuskie, Uniwersytet Zielonogórski, Gmina
Świdnica, Gmina Żagań o statusie miejskim, Powiat Gorzowski oraz Powiat
Sulęciński.
2
Lokalizacja
Głównymi czynnikami decydującymi o lokalizacji przyszłych ASTROBAZ
są warunki obserwacyjne: poziom zanieczyszczenia światłem oraz brak
znacznego ograniczenia widoczności przez zabudowania lub roślinność. Do
projektu przystąpiły cztery gminy, dwie na północy województwa oraz dwie
na południu. Po pozytywnym zaopiniowaniu lokalizacji, ASTROBAZY zbudowane zostaną w miejscowościach (rys. 1):
- Świdnica k/Zielonej Góry, Zespół Szkół w Świdnicy, ul. Ogrodowa
36;
- Żagań, Muzeum Obozów Jenieckich, ul. Lotników Alianckich 6;
- Sulęcin, I Liceum Ogólnokształcące, ul. Emilii Plater 1;
- Witnica, Zespół Szkół w Witnicy, Ul. Traugutta 1.
Podobnie jak w województwie kujawsko-pomorskim, ASTROBAZY powstaną na terenie szkół. Wyjątkiem jest budynek w Żaganiu, który zbudowany zostanie na terenie Muzeum Obozów Jenieckich. Dzięki takim lokalizacjom ASTROBAZY znajdą się w miejscach łatwo dostępnych, jednocześnie będących pod stałym nadzorem kamer i pracowników. Pozwoli
to zmniejszyć ryzyko wystąpienia aktów wandalizmu. Ważnym czynnikiem
jest również dostęp do prądu i kanalizacji, który na terenach szkół i muzeum
nie stanowi problemu.
69
Rysunek 1 Rozmieszczenie ASTROBAZ na terenie województwa lubuskiego (materiał
udostępniony przez Urząd Marszałkowski w Zielonej Górze).
3
Projekt budynku
Budynek zostanie podzielony na dwie części, parter pełniący role sterowni
i sali wykładowej oraz taras widokowy z kopułą. Rysunki 2 i 3 przedstawiają wstępną koncepcję wyglądu i planu przestrzennego budynków. Ważną
cechą budynków będzie brak schodów wewnętrznych prowadzących bezpośrednio do wnętrza kopuły. Schody wewnątrz budynku pozwalają dostać się
do teleskopu bez wychodzenia na zewnątrz, co jest pomocne w okresie zimowym. Wysoka jakość sprzętu mającego znaleźć się pod kopułą, zapewni
możliwość prowadzenia całonocnych obserwacji bez potrzeby opuszczania
sterowni. Wejście pod kopułę odbywać się będzie jedynie podczas uruchamiania i wyłączania teleskopu. Takie rozwiązanie pozwoli zaoszczędzić dużo miejsca wewnątrz sterowni, oraz zlikwiduje problem ogrzewania wnętrza
kopuły, przez ciepłe powietrze pochodzące z grzejników ogrzewających po-
70
mieszczenie sterowni. Stąd decyzja o nie umieszczaniu schodów wewnętrznych w projekcie. Również ściany budynku muszą zostać tak zaprojektowane, aby zminimalizować wypromieniowywanie ciepła. Przy jednej ze ścian
pomieszczenia sterowni ustawione zostaną biurka z komputerami odpowiedzialnymi za sterowanie teleskopem i kopułą. Widoczne na rys. 3 krzesła,
rozstawiane będą jedynie podczas prowadzenia wykładów.
Rysunek 2 Wizualizacja wyglądu zewnętrznego budynku lubuskich astrobaz (materiał
udostępniony przez Urząd Marszałkowski w Zielonej Górze).
Rysunek 3 Rzut parteru budynku lubuskich astrobaz (materiał udostępniony przez
Urząd Marszałkowski w Zielonej Górze).
4
71
Teleskop główny
Bardzo ważnymi cechami głównego teleskopu, mającego znaleźć się pod
kopułą obserwatorium muszą być: jakość optyki, uniwersalność oraz
trwałość. Dlatego zdecydowano się na teleskop na bazie konstrukcji
„Schmidt–Cassegrain (SC)”. Jest to bardzo dobra i popularna konstrukcja, charakteryzująca się zwartą budową oraz płytą korekcyjną niwelującą
aberrację sferyczną. Dzięki zastosowaniu płyty korekcyjnej tubus teleskopu
pozostaje zamknięty co gwarantuje trwałość optyki. Jednak teleskopy te
posiadają bardzo duże ogniskowe, co czyni je użytecznymi głównie w fotografii ciał Układu Słonecznego [1]. Większość modeli teleskopów w systemie SC dostępnych na rynku posiada światłosiłę f/10. Wartość światłosiły bezpośrednio wpływa na maksymalną wielkość możliwego do uzyskania
pola widzenia oraz na czas ekspozycji potrzebny do uzyskania odpowiedniego stosunku sygnału do szumy (przy zastosowaniu identycznych kamer
CCD). Rozwiązaniem dużej światłosiły jest model teleskopu Edge HD 14”
(rys. 4), wyprodukowany przez firmę Celestron. Posiada on system pozwalający umieścić kamerę w ognisku pierwotnym, co powoduje zmianę światłosiły na wartość f/2 (f/11 w ognisku wtórnym).
Rysunek 4
Teleskop Celestron EdgeHD 14” (http://www.celestron.com).
Teleskop będzie współpracował z kamerą ATIK 11000 (rys. 5). Najważniejszą cechą kamery ATIK 11000 jest bardzo duży chip o wielkości
37,25 mm x 25,70 mm. Podczas pracy w ognisku wtórnym teleskopu kamera będzie mogła zarejestrować pole widzenia o wielkości około 33 x 23
72
minuty łuku. Jest to optymalne pole widzenia do prowadzenia obserwacji
fotometrycznych, jak również do fotografii małych obiektów głębokiego nieba. Natomiast podczas zamontowania kamery w ognisku pierwotnym, pole
widzenia wyniesie 183 x 126 minut łuku, pozwalając na fotografowanie nawet bardzo rozległych obiektów głębokiego nieba.
Rysunek 5
5
Kamera ATIK 11000 (http://www.atik-cameras.com).
Kopuła
Astrobazy w województwie lubuskim wyposażone zostaną w kopuły o średnicy około 2,6 metra, rys. 6 przedstawia przykładową kopułę, która może
zostac zamontowana w obserwatorium. Jest to klasyczna kopuła szczelinowa produkcji firmy Baader1 , wyposażona w układ silników pozwalających
na ruch obrotowy oraz zamykanie i otwieranie kopuły.
Możliwe jest zamontowanie opcjonalnego wyposażenia w postaci: stacji meteorologicznej, modułu umożliwiającego nieskończoną liczbę obrotów oraz system pozwalający na bezpośrednie sterowanie przez internet.
Wszystkie wyżej wymienione elementy zostaną zamontowane w każdej
z astrobaz, dzięki czemu możliwe będzie bezpieczne i bezproblemowe zdalne obsługiwanie kopuły. Kopuła osadzona zostanie na specjalnie przygotowanej cylindrycznej bazie, w której umieszczone zostaną niewielkie drzwi
umożliwiające wejście do środka kopuły. Kopuła nie zostanie zamontowana
centralnie na dachu budynku. Spowodowane to jest słupem, na którym zamontowany zostanie główny teleskop. Zostanie on odizolowany od budynku
1 http://www.baader-planetarium.de/
73
Rysunek 6 Kopuła o średnicy 2,6 metra produkcji firmy Baader. (http://www.baaderplanetarium.de).
i bezpośrednio umocowany w gruncie, przez co przechodzić będzie również
przez pomieszczenie sterowni. Umieszczenie kopuły stycznie do jednej ze
ścian zminimalizuje problemy z optymalnym wykorzystaniem przestrzeni
w pomieszczeniu sterowni. Niewielka ilość miejsca które pozostanie pod
kopułą po zamontowaniu teleskopu, eliminuje możliwość przebywania tam
osób podczas prowadzenia obserwacji. Teleskop pod kopułą nie jest przeznaczony do obserwacji wizualnych, stąd też wejście pod kopułę odbywać
się będzie jedynie w czasie kiedy teleskop nie pracuje.
6
Dodatkowe wyposażenie
Astrobazy oprócz głównego teleskopu znajdującego się pod kopułą zostaną
wyposażone w dodatkowy sprzęt do obserwacji amatorskich. Będą to przenośne teleskopy, lornetki oraz kamery CCD. Sprzęt ten wykorzystywany
będzie podczas pokazów nieba, dzięki czemu każdy zainteresowany będzie
mógł zobaczyć wiele obiektów astronomicznych, nie tylko na ekranie monitora, ale własnym okiem. Kamery CCD pozwolą własnoręcznie wykonać
pierwsze zdjęcia nieba. W skład zestawu tz. doposażenia wchodzą:
- dwa teleskopy Newtona o aperturze 10” na montażach Dobsona
z systemem GOTO,
74
- teleskop Schmidta-Cassegraina o aperturze 6”,
- teleskop słoneczny LUNT LS60THa/B1200C,
- montaż SkyWatcher HEQ5 PRO SynScan, przystosowany do obsługi teleskopu Schmidta-Cassegraina i teleskopu słonecznego,
- lornetka o aperturze 100 mm i wymiennych okularach,
- lornetki o parametrach 8×56 oraz 7×50,
- kamera CCD Atik 314E oraz DMK 21AU618AS,
- koło filtrów z zestawem filtrów do fotografii kolorowej,
- zestaw przejściówek i redukcji.
Proponowany zestaw pozwoli na prowadzenie pokazów nieba dla licznej
publiczności jednocześnie gwarantując różnorodność. Teleskopy w systemie
Newtona najlepiej sprawdzą się podczas wizualnych obserwacji głębokiego
nieba, teleskop Schmidta-Cassegraina pozwoli zobaczyć bardzo szczegółowe obrazy ciał Układu Słonecznego, natomiast przez teleskop słoneczny
wyposażony w wąskopasmowy filtr Hα można dostrzec protuberancje, flary, plamy oraz wiele innych ciekawych zjawisk na tarczy Słońca. Również
kamery CCD mają różne zastosowania. Kamera CCD ATIK 314E dzięki stosunkowo dużemu chipowi i wysokiej czułości, wykorzystywana będzie do rejestrowania obrazów głębokiego nieba. Natomiast kamera DMK
21AU618AS posiada niewielki chip, jednak wymieniony model potrafi rejestrować nieskompresowany obraz z prędkością 60 klatek na sekundę. Jest to
bardzo ważne ze względu na dużą jasność dużych ciał Układu Słonecznego
- nawet przy bardzo jasnych obiektach, nie występuje problem prześwietlania. Niewielkie pole widzenia przy jednoczesnym zachowaniu stosunkowo
dużej rozdzielczości, powoduje bardzo duże uwidocznienie drgań atmosfery. Jednak wykonanie 3 minutowego naświetlania pozwala uzyskać około
dziesięć tysięcy klatek. Taka ilość zapewnia możliwość wybrania klatek,
na których wpływ atmosfery i ewentualnych drgań teleskopu jest najmniej
widoczny. Rys. 7 przedstawia zdjęcie wykonane za pomocą kamery DMK
i czternasto calowego teleskopu Schmidta-Cassegraina, natomiast zdjęcie 8
zostało wykonane przy użyciu kamery DMK i teleskopu słonecznego LUNT
LS60THa/ B600. Dodatkowo dzięki zestawowi przejściówek i redukcji, każdy będzie mógł podłączyć własny aparat fotograficzny i wykonać zdjęcie
obiektów astronomicznych przy pomocy dowolnego teleskopu.
7
Podstawowe zadania
Głównym zadaniem astrobaz jest popularyzacja astronomii i nauk ścisłych.
Zróżnicowany sprzęt do obserwacji pozwoli prowadzić obserwacje każdemu, niezależnie od poziomu zaawansowania. Przeprowadzenie własnych ob-
75
Rysunek 7 Zdjęcie Saturna wykonane w Obserwatorium Astronomicznym Uniwersytetu Zielonogórskiego (fot. Michał Żejmo). Teleskop MEADE LX200 14” + kamera DMK
21AU618AS. Złożenie 50 zdjęć z czasem ekspozycji 0,05 sekundy. Zdjęcie wykonane w nocy 30.04.2012.
Rysunek 8 Zdjęcie Słońca podczas tranzytu Wenus (fot. Michał Żejmo). Teleskop
LUNT 60THa/B600 + kamera DMK 21AU618AS. Złożenie 100 zdjęć z czasem ekspozycji 0,02 sekundy. Zdjęcie wykonane 06.06.2012.
serwacji, możliwość zobaczenia obiektów astronomicznych na własne oczy,
rozbudza wyobraźnię nieporównywanie bardziej, niż najlepszy nawet telewizyjny program edukacyjny. Kiedy już obserwacje wizualne przestaną
76
być wystarczające, użytkownik astrobazy będzie mógł obserwować słabsze
obiekty, za pomocą kamer CCD. A stąd, już niewiele do wykonania pierwszych naukowo cennych obserwacji. Najważniejszym aspektem jest to, aby
astrobazy prowadzone były przez pasjonatów, potrafiących zachęcić ludzi
do odwiedzenia obserwatorium. W każdym z miejsc w których powstaną
astrobazy działają już koła lub sekcje miłośników astronomii. Dzięki temu
astrobazy od pierwszych dni po otwarciu będą mogły zacząć swoją działalność. Znalezienie ludzi do obsługi astrobazy nie będzie stanowiło problemu.
Jednak popularyzacja to nie tylko obserwacje. Równie ważne jest prowadzenie wykładów popularno-naukowych, warsztatów dotyczących obróbki
danych czy paneli dyskusyjnych. Jest to szczególnie istotne kiedy pogodna
nie sprzyja obserwacją. Połączenie obserwacji z warsztatami przynosi bardzo dobre efekty edukacyjne. Podczas „Tygodnia Astronomii” przeprowadzonego w Obserwatorium Astronomicznym Uniwersytetu Zielonogórskiego, tuż obok miejsca w którym prowadzono obserwacje studenci wygłaszali
wykłady o tematyce popularno-naukowej. Taki sposób prowadzenia pokazów spotkał się z ogromnym zainteresowaniem. Jednak działanie astrobazy
nie może ograniczać się tylko do spotkań w obserwatorium. Sprzęt dodatkowy, w które zostaną wyposażone astrobazy, jest łatwy do przetransportowania. Dlatego możliwe jest zorganizowanie pokazu w okolicznych miejscowościach. Jest to ważne dla osób niemających możliwości dostania się do
astrobazy w godzinach nocnych. Natomiast w czasie dnia, ogromną atrakcje
w szkołach, mogą stanowić lekcje fizyki połączone z obserwacjami Słońca
za pomocą teleskopu słonecznego LUNT.
Dodatkowo w astrobazach mają być prowadzone projekty, które posiadają wartość naukową. Każda stacja wyposażona zostanie w stację bolidową, co pozwoli już od początku funkcjonowania zbierać dane mające wartość
naukową. Natomiast wraz z rozwojem umiejętności prowadzenia obserwacji przez opiekunów oraz młodzież odwiedzającą astrobazy, planowane jest
wprowadzenie takich projektów jak poszukiwanie supernowych, poszukiwanie i obserwacje exoplanet, obserwacje gwiazd zmiennych czy obserwacje
okultacji.
Bibliografia
1. F. Shu. Galaktyki, gwiazdy, życie. Fizyka Wszechświata. wyd. Prószyński i S-ka, (2003).
Sieć astrobaz jako narzędzie
w obserwacji zjawisk zakryciowych
Henryka Netzel
Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego,
ul. Kopernika 11, 51-622 Wrocław
W artykule przedstawiono możliwości wynikające z użytkowania zintegrowanej sieci amatorskich obserwatoriów na przykładzie astrobaz. Sieć
astrobaz jest bardzo młoda. Nie może się pochwalić osiągnięciami na skalę
naukową, jednak możliwości ich wykorzystania są wielkie. Głównym celem
projektu astrobaz jest popularyzacja astronomii. Artykuł pokazuje wkład
do nauki, jaki mogą wnieść amatorzy zajmujący się astronomią, gdy dostaną do dyspozycji odpowiednie narzędzia.
1
Wstęp
“Cóż piękniejszego nad niebo, które przecież ogarnia wszystko, co piękne”
to słowa Mikołaja Kopernika, które tłumaczą tak dużą liczbę pasjonatów
astronomii. Zajmowanie się astronomią przez amatorów nie jest bez znaczenia dla współczesnej nauki.
1.1
Problem dużej ilości danych
Astronomię zalewa strumień danych, których ilość jest niemożliwa do zanalizowania przez społeczność naukową astronomów. W związku z tym powstaje dużo programów służących do automatycznego przetwarzania danych, jednak w wielu przypadkach nie możemy mieć pewności, czy część
wartościowych informacji w obserwacjach nie zostanie utracona. Ludzki
mózg jest w stanie wychwytywać to, co może być pominięte przez komputer. Gdy do przeglądania danych zabierze się duża grupa ludzi mogą się
77
78
pojawić zaskakujące rezultaty. Liczba pasjonatów astronomii jest tak wielka, że mogą oni stanowić istotny element przetwarzania danych. Wyniki
osiągnięte w ten sposób stanowią zbiór danych wartościowych z naukowego
punktu widzenia.
Coraz częściej zaczynają powstawać projekty angażujące zwykłych ludzi
do pracy naukowej w charakterze wolontariuszy. Projekty takie spotkały się
z wielkim zainteresowaniem, które przekraczało oczekiwania ich twórców.
Programy stają się coraz lepiej zorganizowane, tak jak zooniverse [1].
zooniverse stanowi bazę projektów naukowych, w których każdy może
współuczestniczyć. Witryna zooniverse obejmuje projekty z dziedzin takich jak: przestrzeń kosmiczna, klimat, nauki społeczne, przyroda oraz biologia. Zakładka dotycząca nauk astronomicznych umożliwia udział między
innymi w projekcie Galaktyczne ZOO. Zadaniem uczestników Glaktycznego ZOO jest klasyfikacja galaktyk po uprzednim przejściu i zaliczeniu testu
w przygotowawczej części teoretycznej. Klasyfikacja ta jest zagadnieniem
dość prostym i możliwym do wykonania przez automat, ale bez udziału
ludzkiego umysłu część interesujących obiektów może nie zostać odnaleziona. Dzięki zaangażowaniu ludzi w ten projekt wykryto wyjątkowo interesującą grupę 251 galaktyk nazywanych „galaktycznym groszkiem” (z ang.
Green Peas) [5]. Znalezione galaktyki zawdzięczają nazwę charakterystycznemu zielonemu zabarwieniu. Zielona barwa jest spowodowana występowaniem silnych linii emisyjnych wysoko zjonizowanego tlenu. W galaktykach
tych przebiegają bardzo aktywne procesy gwiazdotwórcze, czyniące je wyjątkowo interesującymi. Do odkrycia galaktyk przyczyniło się 200 000 osób,
co pokazuje ogrom projektu i wielkie zaangażowanie wolontariuszy. Ich praca została doceniona przez naukowców i wspomniana w artykule. Warto
wspomnieć, że galaktyki Green Peas nie zostały wykryte podczas jednego
z najważniejszych przeglądów nieba w historii astronomii Sloan Digital Sky
Survey (SDSS), a dopiero dzięki projektowi Galaktyczne ZOO.
1.2
Dostęp do profesjonalnego sprzętu
Poza udostępnianymi danymi można znaleźć projekty, które angażują wolonatriuszy jeszcze bardziej. Z reguły są skierowane do młodzieży i istotnym celem ich powstawania jest popularyzacja astronomii i ogólnie nauk
matematyczno – przyrodniczych. Taki projekt to projekt teleskopu Faulkesa [2]. Jest on częścią Globalnej Sieci Teleskopów Las Cumbres (ang. Las
Cumbres Observatory Global Telescope Network LCOGTN). Składają się
na niego dwa teleskopy: południowy (Faulks South) umieszczony w Siding
Spring w australijskiej Nowej Południowej Walii w obserwatorium Australian National University oraz północny (Faulkes North) znajdujący się na
górze Haleakala na hawajskiej wyspie Maui w wysokościowym obserwato-
79
rium należącym do University of Hawaii. Pomysłodawcą przedsięwzięcia jest
Brytyjczyk Dill Faulks, który przeznaczył 18 miliardów dolarów na rzecz
budowy teleskopu. Cel jaki mu w tym przyświecał to popularyzacja astronomii wśród młodzieży szkolnej. I tak teleskop jest udostępniany uczniom
Wielkiej Brytanii, a teraz również uczniom niektórych szkół w Polsce, do
30 minutowych sesji obserwacyjnych. Oba bliźniacze teleskopy są w pełni
zautomatyzowane i sterowane przez internet po uprzedniej rezerwacji czasu
obserwacyjnego. Teleskopy Faulkesa to największe teleskopy dostępne za
darmo dla ludzi nie będących profesjonalnymi astronomami. Projekt przewiduje również udostępnianie teleskopu dla amatorów astronomii innych
niż uczniów współpracujących szkół. Ma umożliwić prowadzenie obserwacji
członkom kół i towarzystw astronomicznych, grupom młodzieżowym i dorosłych. Możemy podziwiać rezultaty udostępnienia takich możliwości dla
młodzieży w postaci licznych zdjęć obiektów od planet poprzez komety do
galaktyk. Ponadto użytkownicy teleskopów zebrali wartościowe dane stanowiące materiał do publikacji [6]. Podczas kilkudniowych zorganizowanych
dni obserwacyjnych grupa amatorów uczestników projektu zbierała dane
dotyczące rentgenowskiego układu podwójnego zwanego SAX J1808.4-3658.
Artykuł zawiera krzywe blasku uzyskane z obserwacji prowadzonych między
innymi przy pomocy teleskopu Faulkesa. Praca uczniów została doceniona
przez naukowców poprzez umieszczenie w podziękowaniach listy szkół biorących udział w zbieraniu danych.
1.3
Amatorzy dla amatorów
Każdy amator astronomii musiał się zetknąć z problemem braku odpowiedniego sprzętu do obserwacji. Istotne są ograniczenia finansowe i problemy spowodowane przez miejsce obserwacyjne. Istnieją możliwości ominięcia części problemów dzięki wzajemnej współpracy pasjonatów. Strona
Night Skies Network [3] służy do wzajemnego dzielenia się wiedzą i obserwacjami przez użytkowników. Nie polega ona na umieszczaniu wyników
własnych amatorskich obserwacji, ale na udostępnianiu dla wszystkich chętnych bezpośredniej transmisji z obserwacji. Udostępniane obserwacje przede
wszystkim charakteryzuje różnorodność. Społeczność składa się z pasjonatów z całego świata, więc dostępne jest praktycznie całe niebo. Sprzęt używany przez użytkowników należy do różnych przedziałów cenowych, włącznie z budowanymi własnoręcznie. Transmisje mogą być z małych teleskopów postawionych w różnych miejscach, które tylko nadają się na ustawienie teleskopu. Mogą być z wyjazdów obserwacyjnych lub nawet z własnego
amatorskiego obserwatorium. Celem takiego serwisu jest dzielenie się swoimi obserwacjami z tymi, którzy z wielu powodów nie mają możliwości na
prowadzenie obserwacji.
80
2
Astrobazy
W popularyzacji astronomii istnieje luka pomiędzy planetariami a profesjonalnymi obserwatoriami. Te ostatnie są nastawione na badania naukowe, więc główny teleskop rzadko jest udostępniany, a obserwacje z niego
pokazywane zainteresowanym. Planetaria natomiast umożliwiają oglądanie pokazów na sztucznym niebie. Krokiem pośrednim ma być pionierski
na skalę Europy projekt Astrobaza [8] zapoczątkowany w województwie
Kujawsko – Pomorskim. Pomysłodawcą jest Samorząd Województwa Kujawsko – Pomorskiego. Jest to sieć 14 w pełni wyposażonych obserwatoriów
astronomicznych dostępnych zarówno dla młodzieży szkolnej jak i każdego zainteresowanego. Modelowy wygląd pojedynczego obserwatorium jest
przedstawiony na rys. 1. Głównym celem jest popularyzacja astronomii i zainteresowanie naukami ścisłymi. Zgodnie z programem merytorycznym [8]
działania podejmowane w projekcie to:
•
•
•
•
•
•
Szeroko rozumiana popularyzacja astronomii
Edukacja astronomiczna młodzieży szkolnej
Pokazy i pikniki astronomiczne dla lokalnej społeczności
Prowadzenie systematycznych obserwacji astronomicznych
Udział w międzynarodowych projektach edukacyjnych oraz badawczych
Prowadzenie systematycznych pomiarów meteorologicznych
Rysunek
1 Model
Astrobaza [4].
obserwatorium
Rysunek 2 Lokalizacje astrobaz przedstawione na mapie województwa
Kujawsko-Pomorskiego [8].
Ośrodek
I Liceum Ogólnokształcące
Szkoła Podstawowa i Publiczne Gimnazjum
Gimnazjum Nr 1
Zespół Szkół Nr 1
Zespół Szkół w Gostycynie
Zespół Szkół
Gimnazjum Nr 1
Zespół Szkół i Placówek
Zespół Szkół Miejskich
Zespół Szkół Ogólnokształcących
Zespół Szkół
Zespół Szkół
Brodnica
Dobrzyń n. Wisłą
Gniewkowo
Golub-Dobrzyń
Gostycyn
Inowrocław
Jabłonowo Pomorskie
Kruszwica
Radziejów
Rypin
Świecie
Unisław
Zławieś Wielka
Żnin
Lokalizacja astrobaz.
Miejscowość
Tabela 1
ul.
ul.
ul.
ul.
ul.
ul.
ul.
ul.
ul.
ul.
ul.
ul.
ul.
ul.
Lidzbarska
Szkolna 5
Dworcowa 11
PTTK 28
Sępoleńska 12a
3 Maja 11/13
Nowy Rynek 5
Kujawska 22
Szkolna 12
Sportowa 24
Gimnazjalna 3
Lipowa 31
Szkolna 6
Sienkiewicza 1
Adres
53.254534,
50.950550,
52.639858,
53.587493,
53.117215,
51.207938,
52.799804,
53.388953,
52.675752,
52.618978,
53.265503,
53.203565,
53.203565,
52.846387,
19.407102
16.307874
19.309572
17.857473
19.050940
17.378970
18.254728
19.159970
18.337090
18.531601
19.066968
18.316956
18.316956
17.720038
Współrzędne WGS84
81
82
2.1
Lokalizacja węzłów sieci astrobaz
Dobór miejsca dla każdego z obserwatoriów musiał pogodzić warunki obserwacyjne oraz dostępność. W efekcie mamy lokalizacje przedstawione w tabeli 1 oraz na rys. 2 [3].
2.2
Sprzęt dostępny w astrobazie
Prowadzenie obserwacji za pomocą sieci obserwatoriów położonych w różnych lokalizacjach pozwala częściowo uniezależnić się od pogody, zachmurzenia co stanowi problem w naszej szerokości geograficznej. Ponadto wyposażenie astrobaz w taki sam sprzęt ułatwia prowadzenie zorganizowanych
obserwacji, konfrontację otrzymanych wyników. Sprzęt jakim dysponują obserwatoria to:
• w pełni skomputeryzowany teleskop Meade 14” LX200ACF o średnicy
356 mm, ogniskowej 3560 mm. Pozwala na uzyskiwanie powiększeń do
500 razy w odpowiednich warunkach obserwacyjnych.
• Teleskop słoneczny Coronado PST o średnicy 40 mm, ogniskowej 400
mm.
• Kamera CCD Atik-16IC o rozdzielczości 659×494 piksele, rozmiar piksela
7,4×7,4 mikrometrów.
Do dyspozycji w astrobazach jest taras obserwacyjny praktycznie niespotykany w profesjonalnych obserwatoriach. Do wykorzystania na nim jest
mniejszy teleskop oraz lornetki Delta Optical Sky Guide 15×70.
2.3
Kontynuacja projektu astrobaza
Projekt astrobaz jako ogólnie dostępnych obserwatoriów astronomicznych
rozpoczęty w województwie Kujawsko – Pomorskim jest kontynuowany
dzięki całkowitemu dofinansowaniu z Unii Europejskiej na terenie województwa Lubuskiego. Obserwatoria miały powstać w bieżącym roku (2013).
3
Zjawiska zakryciowe
Zjawiska zakryciowe mają miejsce wtedy, gdy gwiazda jest zasłaniana przez
Księżyc, asteroidę lub inny obiekt planetarny. Obserwacja takiego wydarzenia to ciekawe przeżycie a zarazem jest ono istotne z naukowego punktu
widzenia. Jest to idealne pole do popisu dla amatorów. Obserwacje zakryć
nie wymagają posiadania specjalistycznej aparatury ani umiejętności. Doskonale się nadaje do tego celu sprzęt udostępniony w astrobazach.
83
Podstawową umiejętnością potrzebną w obserwacji zakryć jest odnajdywanie gwiazd na niebie. Zakrycia gwiazd przez Księżyc stanowią świetne
ćwiczenie obserwacyjne dla początkujących astronomów. Umożliwiają nabranie praktyki obserwacyjnej, doskonalenie orientacji na niebie. Najprostsze do obserwowania są zakrycia, gdy cała gwiazda jest zasłonięta przez
Księżyc. Trudniejsze i ciekawsze są zakrycia brzegowe, kiedy gwiazda “ślizga” się po krawędzi tarczy Księżyca. Otrzymujemy w ten sposób bezpośrednią informację o ukształtowaniu profilu Księżyca. Zjawiska zakryciowe
asteroidalne są trudniejsze do obserwacji, jednak mogą dostarczyć danych
o kształcie i rozmiarach asteroid, potencjalnych naturalnych satelitach asteroid oraz odkrycie nieznanych gwiazd podwójnych.
3.1
Znaczenie liczby obserwatorów
Dane zebrane z obserwacji zjawisk zakryciowych są zależne od czasu i miejsca obserwacji. Pojedynczy obserwator może zebrać jedynie punktowe dane
i wystąpieniu bądź nie wystąpieniu zjawiska i czasie jego trwania. Do zdeterminowania kształtów obiektów (kształt asteroid, profil Księżyca) niezbędna jest dobrze zorganizowana siatka obserwatorów nastawionych na
śledzenie tego samego zjawiska. W zależności od położenia każdego z nich
otrzymujemy dane przestrzenne, a im większa i gęstsza siatka obserwacyjna tym lepiej. Wynik obserwacji dużej grupy ludzi przedstawiony jest na
rys. 3. Pojedynczy obserwator może “wyprodukować” tylko pojedynczą linię. Dopiero dane zebrane od grupy obserwatorów przekazują wartościowe
informacje.
Taki charakter obserwacji sprawia, że astrobazy doskonale nadają się
do prowadzenia zorganizowanych programów obserwacyjnych zjawisk zakryciowych. Warto wspomnieć, że zakrycia to wyjątkowo wdzięczny temat
obserwacyjny ze względu na to, że brak obserwacji to również obserwacja.
Brak zjawiska w danym położeniu skonfrontowany z lokalizacjami, gdzie
zjawisko miało miejsce, umożliwia odgórne szacowanie rozmiarów zakrywającego obiektu. Ponadto dysponując dużą siatką obserwatorów można się
spodziewać wykrycia naturalnych satelitów asteroid, gdy spowodują one
zakrycie innej gwiazdy w pobliżu miejsca głównego zakrycia. Aby pomóc
amatorom w angażowanie się w takie projekty obserwacyjne pojawił się
podręcznik „krok po kroku” opublikowany przez IOTA (The International Occultation Timing Association) [7]. Podręcznik zawiera informacje na
temat zjawisk, przeprowadzania obserwacji i organizowania sieci obserwacyjnych.
84
Rysunek 3 Symulacja wyniku obserwacji zakrycia gwiazdy przez asteroidę dla danych
zebranych od wielu obserwatorów. Duża liczba danych pozwala na szacowanie rozmiarów
i kształtu asteroidy.
3.2
Znaczenie naukowe obserwacji zakryć
Amatorzy dzięki obserwacjom zjawisk zakryciowych mogą mieć spory
wkład w badania naukowe. Zbierane przez nich dane umożliwiają dokładne
określanie ruchu Księżyca, wyznaczanie kształtu profilu księżycowego oraz
kształtu, rozmiarów i pozycji astrometrycznych asteroid. O wartości naukowej takich danych mogą świadczyć odkrycia już dokonane dzięki metodzie
zakryć. Zakrycia gwiazd przez Tytana, księżyca Saturna, dostarczyły informacji o jego atmosferze w roku 1997. Podczas zakryć przez Urana zauważono jego pierścienie jako serię krótkich zakryć. Z danych obserwacyjnych
udało się wyznaczyć ich odległości od planety. W roku 1985 taka sama metoda doprowadziła do odkrycia atmosfery Plutona. Zakrycia gwiazd przez
Księżyc umożliwiają natomiast połączyć obserwacje radiowe z wizualnymi
i w efekcie uzyskać lokalizację źródeł radiowych na niebie.
4
Wnioski
Pasjonaci astronomii są społecznością bardzo dużą. Aktywnie działają
w dziedzinie obserwacji i popularyzacji astronomii, tworząc serwisy takie
jak Nigh Skies Network. Powstaje coraz więcej projektów dostępnych dla
amatorów. Projekty mają na celu szeroko rozumianą popularyzację astronomii oraz angażowanie się działania mające znaczenie dla współczesnej
nauki. Projekty są tworzone przez innych amatorów (jak serwis Night Skies
Bibliografia
85
Network) oraz naukowców (jak projekty Zooniverse). W Polsce powstała
sieć amatorskich obserwatoriów astronomicznych w ramach projektu Astrobaza. Pozwoli ona na zarówno aktywną popularyzację astronomii jak i zbieranie danych, które mogą być przydatne naukowo.
Istotą w sieciowych obserwacjach astronomicznych jest zorganizowanej
centralnej bazy danych wyników takich obserwacji. Dopiero obserwacje zebrane w jednej bazie staną się wartościowym naukowo źródłem danych.
Identyczne wysposażenie astrobaz znacząco ułatwia koordynowanie projektów obserwacyjnych oraz późniejszą analizę danych. W przypadku obserwacji amatorskich takie ułatwienia mają duże znaczenie.
Astrobazy to kolejne narzędzie udostępniane pasjonatom astronomii,
które może zostać wykorzystane do zbierania wartościowych naukowo danych. Umożliwia amatorom nie posiadającym własnego sprzętu na posiadanie własnego wkładu w badania naukowe. Istnieje jednak również duża grupa amatorów dysponująca własnym bardzo zaawansowanym sprzętem, którzy również chcieliby mieć swój wkład do nauki. Możemy stosować
astrobazy jako miejsca do prowadzenia kampanii obserwacyjnych. Kampanie powinny być promowane, reklamowane, a udział w nich dostępny dla
chętnych. Amatorzy z własnym sprzętem posłużyliby, dzięki udostępnieniu
im możliwości wpisywania pomiarów do centralnej bazy danych, zagęszczeniu siatki obserwacyjnej, co w przypadku zjawisk zakryciowych podniesie
wartość zbieranych danych.
Bibliografia
1.
2.
3.
4.
5.
6.
7.
źródło internetowe:. https://www.zooniverse.org/.
źródło internetowe:. http://www.faulkes-telescope.com/.
źródło internetowe:. http://www.nightskiesnetwork.com/.
źródło internetowe:. http://www.visitkujawsko-pomorskie.pl/.
Cardamone C. et al. MNRAS, 399, 1191, (2009).
Elebert P. et al. MNRAS, 395, 884, (2009).
Nugent R. Chasing the shadow. The IOTA Occultation Observer’s Manual. (2007).
8. Skórzyński W. Program merytoryczny projektu Astrobaza na rok 2012,
(2011).
86
Test optyczny teleskopu PlaneWave
CDK 17”
Marcin Cikała
Obserwatorium Astronomiczne im. T. Banachiewicza,
Węglówka 400, 32-412 Wiśniowa,
Po paru miesiącach po wprowadzeniu teleskopów PlaneWave na rynek polski przez firmę DeltaOptical, dotarł do mnie pierwszy egzemplarz – siedemnasto-calowa tuba optyczna w skorygowanym systemie DallKirkhamf. Teleskop ten jest typowym astrografem, czyli urządzeniem cechującym się ogromną precyzją zarówno optyczną jak i mechaniczną.
Teleskop testowałem w Obserwatorium na Lubomirze (904 m n.p.m.),
które znajduje się we wsi Węglówka, gm. Wiśniowa i położone jest 40 km na
południe od Krakowa. Do dyspozycji miałem montaż 10 micron GM4000
QCI i dwie kamery CCD. Pierwotnie była to kamera FLI MicroLine 16803,
bez migawki i koła filtrów, dołączona do teleskopu przy pomocy 2” złączki
okularowej. Zestaw filtrów jakim dysponowałem do tej kamery, to dwucalowy komplet wąsko i szerokopasmowych filtrów Baadera, wkręcanych do
złączki przy użyciu standardu T2. W skład zestawu wchodziły filtry Hα,
O[III] i S[II] oraz fotograficzne LRGB. Druga kamera to Moravian Instruments CCD G2-1600 z zestawem filtrów UBVRc Ic .
1
Mechanika teleskopu
Tuba optyczna zapakowana jest w drewniane pudło, z tak przygotowanym
wnętrzem, że wszystkie elementy jej konstrukcji zabezpieczone są wystarczająco dobrze przed uszkodzeniem mechanicznym przy przemieszczaniu
pakunku.
Specjalne uchwyty umieszczone z tyłu teleskopu, oraz odpowiednio wyprofilowana obręcz w środku tuby, pozwalają na bezpieczne jej wypakowanie
87
88
Wykorzystanie małych teleskopów III
Rysunek 1 Teleskop PlaneWave CDK 17” na montażu 10 micron GM4000 QCI, wraz
z podpiętą kamerą FLI MicroLine 18603.
z pudła i transport w miejsce docelowe. Nie ma obawy, że mimo ażurowego
tubusu, coś się skrzywi, zegnie, uszkodzi. Chwyt jest stabilny, pewny, teleskop odpowiednio wyważony do ręcznego przenoszenia. Tuba wyposażona
jest w ośmiocalowe, dedykowane do teleskopu siodło w systemie Losmandy.
Wygląd teleskopu jest bardzo spokojny, wyważony i subtelny. Teleskop
na pierwszy rzut oka wydaje się być czarny, ale faktycznie osłona lustra
głównego wpada przy dobrym oświetleniu w ciemno granatowy kolor. Naniesiona jest na niej delikatna, szara, faktura przypominającą kratę. Po
obu stronach tuby widnieje logo producenta, nie psujące harmonii wyglądu
teleskopu. Niebieskie wstawki, dające nieco urozmaicenia, można znaleźć
w miejscu łączenia się rur, stanowiących konstrukcję mechaniczną tuby.
Tubus teleskopu (rys. 1, 2) zaprojektowany został w taki sposób aby
zapewnić niewielką wagę, dużą wygodę użytkowania a przede wszystkim
funkcjonalność. Jest ażurowy. Jego główną konstrukcję stanowią trzy pierścienie, połączone rurami z włókna węglowego.
Spodnia część, będąca jednocześnie oprawą lustra głównego wykonana jest solidnie ale tak aby zminimalizować wagę tego elementu. Składa się z zewnętrznej obręczy, zrobionej ze stopu aluminium połączonej
z wewnętrzną częścią trzema ramionami. W każdym ramieniu znajduje
się pięcio-centymetrowy wentylator chłodzący lustro główne, zaopatrzony
w filtr przeciwpyłkowy. Na środku dolnej podstawy znajduje się potężny, bo
3,5” wyciąg okularowy Hedricka, z bardzo precyzyjnym i sprawnie działającym mikrofokuserem. Pod wyciągiem umieszczony został panel do obsługi
wentylatorów i mikrofokusera.
Wyciąg okularowy zaopatrzony jest w specjalnie przygotowaną flanszę,
89
Rysunek 2 Po lewej: dolna część teleskopu, wraz z wyciągiem okularowym, mikrofokuserem i systemem chłodzenia. Po prawej: mocowanie lustra wtórnego, wraz z mechanizmem
jego kolimacji.
do której można przykręcić odpowiednio skonstruowaną tuleję. Ogromnym
plusem jest to, że na stronie www producenta można znaleźć rysunki techniczne opisujące flansze i złączki różnego rodzaju. Rysunki te pozwalają
wykonać odpowiednią tuleję w dowolnym warsztacie ślusarsko – tokarskim,
a nawet wnieść wymagane poprawki w jej konstrukcję.
Dolny pierścień połączony jest ze środkowym ośmioma rurami wykonanymi z włókna węglowego. Dodatkowo, oba te pierścienie łączy potężna,
ośmiocalową szyna dovetail. Trzeci, najwyższy pierścień, stanowi górne zakończenie tuby i jednocześnie jest on konstrukcją utrzymującą pająka z lustrem wtórnym. Pierścień ten jest połączony ze środkowym za pomocą rur,
takich samych jak łączą dwa dolne elementy konstrukcyjne. Całości wyglądu dopełnia obudowa ochronna lustra głównego, która stanowi również
barierę dla światła rozproszonego.
Zastosowanie do budowy teleskopu stopów aluminium i włókien węglowych sprawia, że cała tuba optyczna jest niesłychanie sztywna i waży tylko
43 kg. Lustro główne osadzone jest w celi na stałe – nie ma możliwości
regulacji jego nachylenia ale producent zapewnia, że nie wystąpią żadne
przesunięcia podczas transportu.
Rozczarować może jednak sposób osadzenia lustra wtórnego (rys. 2).
Jest ono do pająka przytwierdzone za pomocą kawałka nagwintowanego
pręta i podparte czterema śrubami. Nagwintowany pręt służy do ustawienia
odległości między lustrami, śruby natomiast do justacji teleskopu i zablokowania lustra wtórnego. Po zwolnieniu docisku tych czterech śrub, lustro
nie ma żadnego podparcia a ponowne zablokowanie lustra wtórnego nie
daje nawet minimalnej powtarzalności, przez co zmuszeni jesteśmy do ponownej justacji całej optyki. Problem ten powstaje niezależnie od tego, czy
90
zmieniamy odległości obu luster, czy też nie. Na szczęście raz zjustowany
teleskop nie wymaga już kolejnych poprawek.
Teleskop zaopatrzony jest w dwa czujniki temperatury – jeden mierzy
temperaturę lustra głównego, drugi otoczenia. Z termometrami współpracują wentylatory chłodzące zwierciadło główne ale również i zapobiegające
roszeniu się jego powierzchni (rys. 2). Wentylatory mogą pracować w systemie automatycznym, jak i manualnym. Szkoda tylko, że z termometrami nie
współpracuje układ mikrofokusera. Co prawda włókna węglowe zastosowane do budowy ramy sprawiają, że stabilność termiczna jest wyjątkowa, to
jednak czasem konieczne jest niewielkie przeogniskowanie teleskopu, które
mogłoby się odbywać automatycznie.
Ogniskowanie, czy też kontrolę pracy wentylatorów można dokonać za
pomocą komputera PC – producent dostarcza odpowiednie oprogramowanie.
Patrząc na teleskop ma się wrażenie, że całość została zaprojektowana tak aby spełniała założenie stabilności i bezpieczeństwa użytkowania,
a jednocześnie była miłą, choć niezbyt wyzywającą konstrukcją.
2
System optyczny
Teleskop został wykonany w skorygowanym systemie Dall-Kirkham (rys. 3).
Lustro główne ma kształt elipsoidy obrotowej, wtórne jest sferyczne. Całości
dopełniają dwie soczewki korygujące wady optyczne, takie jak komę czy
astygmatyzm, usytuowane na wysokości lustra głównego. Schemat budowy
teleskopu i ścieżki optycznej przedstawia rys. 3.
Rysunek 3
Schemat budowy tuby optycznej, wraz z naniesioną ścieżką optyczną.
Średnica zwierciadła głównego testowanego teleskopu wynosi 17”, czyli
432 mm, natomiast wtórnego 159 mm, co stanowi 39% promienia lustra
głównego i około 13,5% jego powierzchni. Ogniskowa układu to zaledwie
91
2939 mm. Dzięki temu, teleskop charakteryzuje się dużą światłosiłą – f/6,8.
Lustra wykonane są z odpowiednio wyleżakowanego szkła pyreksowego
a ich powierzchnia pokryta została odpowiednimi warstwami odbijającymi
i utwardzającymi, dla których, jak gwarantuje producent, zdolność odbijania światła jest na poziomie 96% dla całego zakresu widzialnego.
Całość układu optycznego dopełnia zestaw dwóch soczewek korygujących, o średnicy 90 mm. Soczewki te pokryte zostały odpowiednimi warstwami antyrefleksyjnymi, których sprawność, jak podaje producent, jest
na poziomie 99,5% (!!). W dodatkowej opcji, producent przewidział układ
korygujący złożony z trzech soczewek. Soczewki korygujące wprowadzają
duży back-focus – 224 mm od zewnętrznej obudowy lustra głównego. Taka
odległość pozwala zamontować w zasadzie każde dowolne akcesorium do
teleskopu.
3
Jakość optyki
Według firmy PlaneWave, w tak skorygowanym systemie optycznym wielkość plamki punktowego źródła światła nie powinna przekroczyć 6 mikronów w odległości 21 mm od osi optycznej. Czy tak naprawdę jest?
3.1
Obraz gwiazd
W moich testach jedynymi, nieskończenie małymi i nieskończenie odległymi plamkami jakimi mogłem się posłużyć aby zbadać jakości optyki były
gwiazdy. W takim przypadku byłem skazany na stan atmosfery. W przypadku miejsca, w którym testowałem sprzęt, gwiazda rozlana była tak, że
FWHM wynosił około 2-3 pikseli, co przy skali ogniskowej i rozmiaru piksela wynosiło ok. 1,0-1,5 sekund łuku. W związku z tym, można było jedynie
sprawdzić jak zachowuje się rozmiar gwiazdy w zależności od odległości od
osi optycznej.
Test optyki teleskopu przeprowadzałem na obiektach znajdujących się
blisko zenitu, co pozwalało na zminimalizowanie ruchów turbulentnych atmosfery. Jako obszar testowy wybrałem ramię Drogi Mlecznej, ze względu
na potencjalnie bardzo dużą ilość gwiazd mogących znaleźć się w polu widzenia teleskopu, które wynosiło około 40×40 minut łuku.
W pierwszej kolejności wybrałem fotograficzny filtr L, który ma gładką
prostokątną charakterystykę przepuszczalności światła dla długości fali od
około 400 do 700 nm. Kamerę ustawiłem w trybie zbinowanym 1×1, co
dało zadowalającą rozdzielczość (około 0,6” na piksel). Przekątna kamery
wynosiła 52 mm, czyli była taka sama jak deklarowana przez producenta
średnica krążka płaszczyzny wolnej od wad optycznych. Jeśli teleskop bę-
92
dzie miał wady optyki, to powinny one zostać bardzo dobrze uwypuklone
w takim teście.
Wykonałem kilka dziesięciominutowych ekspozycji, a następnie przystąpiłem do oględzin kształtu gwiazd w centrum i na brzegach kamery CCD
w powiększeniu 100, 200 i 300%. Kształt gwiazd przy powiększeniu 100%
był idealny, nie ważne jak daleko od osi optycznej gwiazda leżała. Dopiero
powiększenie 300% (rys. 4) ukazało delikatne odkształcenie gwiazd wraz
ze wzrostem odległości od środka kamery. Była to typowa koma, choć ledwo zauważalna. Ponadto, na każdym z wykonanych zdjęć obraz gwiazd
był niemalże identyczny, co pozwala potwierdzić stabilność mechaniczną
i optyczną teleskopu.
Rysunek 4 Po lewej: wygląd gwiazd w rogach matrycy CCD na pojedynczej klatce
wykonanej w filtrze L. Po prawej wyznaczone profile gwiazd wzdłuż przekątnej kamery
CCD. Obszar czipu podzielono na cztery równe części (ćwiartki). W kolumnie od lewej:
lewa górna, prawa górna, prawa dolna i lewa dolna ćwiartka obrazu z kamery CCD.
Najwyżej znajduje się profil gwiazdy leżącej w największej odległości od osi optycznej
(średnio dla linii: 2600, 2200, 1500, 1000, 500 pikseli.
Aby sprawdzić jakość optyki, zmierzyłem szerokości połówkowe gwiazd
(FWHM), oraz kształt ich profil wraz ze wzrostem odległości od centrum
pola widzenia. Do zbadania FWHM starałem wybrać się gwiazdy o podobnych jasnościach, leżących po przekątnych kamery CCD. Następnie dopasowany profil znormalizowałem do jedynki i dopiero wyznaczałem szerokość
połówkową za pomocą programów IRAF i Aip4Win. Wyniki graficznie zostały przedstawione na rys. 4 i rys. 5.
Szerokość połówkowa gwiazd nie zmieniła się wraz ze wzrostem odległości od środka kamery. Na całej matrycy trzyma się na poziomie 2.1 piksela.
Drobne zawirowania widać nisko w profilu gwiazdy, gdzie faktycznie wydaje się ona bardzo delikatnie rozciągnięta wzdłuż promienia. Jednakże profil
gwiazdy jest niemalże idealny niezależnie od odległości od osi optycznej, co
93
Rysunek 5 Szerokość połówkowa gwiazd w zależności od odległości od centrum czipu
CCD. Szerokość wyznaczona na podstawie gwiazd z poprzedniego rysunku.
potwierdza deklarowaną przez producenta jakość optyki.
3.2
Winietowanie
Kolejnym testem było zbadanie oświetlenia kamery CCD. W tym teście
problemem okazało się być mocowanie kamery. Kamera CCD jakiej używałem ma przekątną 52 mm, a zarówno filtry, jak i system montowania kamery
miał tylko 48 mm średnicy. Dodatkowo filtr ustawiony był w odległości około 4 cm od płaszczyzny matrycy, co wprowadzało zafałszowania oświetlenia
brzegów matrycy już na początku testu. Niestety, nie było możliwości wyeliminowania winietowania wprowadzanego przez filtr. Obliczenia pokazały,
że zmuszony byłem ograniczyć badane pole do promienia około 22,5 mm od
centrum kamery CCD, czyli 45 mm przekątnej. Test oświetlenia matrycy
wykonałem za pomocą programu IRAF.
Pomiar przeprowadziłem na dwa sposoby. Pierwszy polegał na wyznaczeniu wartości średniej intensywności płaskiej ramki wykorzystując wartość średnią z pola o rozmiarze 10×10 pikseli. Centrum pola znajdowało
się w odległościach od 5 do 25 mm od środka matrycy co 5 mm. Oświetlenie środka matrycy przyjęte zostało jako 100%. Drugi test polegał na
wyrysowaniu konturów intensywności.
Do około 10 mm od centrum pola spadek jasności jest niewielki i zachowuje się liniowo, a powyżej takiego promienia winietowanie przyjmuje charakter wielomianowy. Aby uzyskać najlepsze dopasowanie krzywej
w większych odległościach od osi optycznej, podzieliłem rozkład na dwa
pojedyncze. Do dopasowania trendu w najbliższych osi optycznej 10 mm
użyłem linii prostej, od 5 do 20 mm wielomianu 2-go stopnia. Punktu leżącego 25 mm od osi nie brałem pod uwagę, ze względu na bardzo silne
winietowanie wprowadzane przez mocowanie kamery oraz filtry. Winieto-

wykorzystanie małych teleskopów 2013

Transkrypt

Podobne dokumenty

wersja PL - Karpackie Niebo

Warszawa, Mokotów 2 780 000 zł 168 m.kw.

Łukasz Płotkowski - Dlaczego satelity nie spadają ? Krótka historia o

Program international Project 2006 - LANDE K

Program Dni Belgijskich - Kucharze