Opis projektu - Centrum Fizyki Teoretycznej PAN

D. OPIS PROJEKTU BADAWCZEGO, METODYKA BADAŃ ORAZ CHARAKTERYSTYKA
OCZEKIWANYCH WYNIKÓW
1. Cel naukowy projektu
(jaki problem wnioskodawca podejmuje się rozwiązać, co jest jego istotą, dokładna charakterystyka efektu
końcowego)
Celem projektu jest obserwacja błysków optycznych towarzyszących błyskom gamma (Gamma Ray Bursts,
GRB) oraz innych krótkotrwałych zjawisk optycznych z rozdzielczością czasową od 10 sekund do dni, miesięcy i
lat. Błyski gamma są krótkimi, bardzo intensywnymi wybuchami promieniowania elektromagnetycznego.
Obserwujemy je we wszystkich możliwych pasmach promieniowania: od promieniowania gamma, poprzez zakres
rentgenowski i optyczny do zakresu radiowego. Choć od odkrycia GRB minęło już ponad 40 lat wciąż wiemy
bardzo niewiele o mechanizmie ich powstawania. Jednym z powodów jest szczupłość danych obserwacyjnych w
innych obszarach widma. Choć dotychczas zarejestrowano ponad 3000 błysków gamma jedynie w kilku
przypadkach błysk zaobserwowano od samego początku także w paśmie optycznym. Wynika to z dotychczas
stosowanej strategii obserwacyjnej: duże obszary nieba są bez przerwy monitorowane przez dedykowane satelity
poszukujące błysków gamma, informacje o błysku i o kierunku, z którego nadeszło promieniowanie są przesyłane
na Ziemię, na jej podstawie duże i małe teleskopy próbują jak najszybciej obrócić się we wskazanym kierunku i
podjąć obserwację źródła GRB. Choć system monitoringu satelitarnego pozwala rejestrować promieniowanie
gamma od początku wybuchu, to obserwacje optyczne są istotnie opóźnione i rozpoczynają się prawie zawsze już
po jego zakończeniu. Tym samym w większości wypadków obserwowana jest jedynie poświata optyczna, a nie
pierwotne promieniowanie optyczne emitowane jednocześnie z promieniowaniem gamma.
Tym czasem wczesne obserwacje optyczne, tuż przed i w trakcie zarejestrowania emisji gamma przez satelity,
niosą ze sobą ważne informacje na temat fizycznego mechanizmu powstania rozbłysku. Przyjmuje się, że GRB
powstają w wyniku wyrzucania ultrarelatywistycznych strug materii przez tworzące się czarne dziury. Mamy
nadzieję, że wczesne obserwacje optyczne, wraz z pomiarami w innych zakresach widma, pozwolą nam głębiej
wejrzeć w mechanizmy powstawania tych obiektów. Najlepszym przykładem kluczowej roli obserwacji
optycznych jest niedawna obserwacja błysku GRB080319B, w której kluczową rolę odegrał prototyp „Pi of the
Sky” działający od roku 2004 w Las Campanas Observatory (LCO) w Chile. Zebrane dane wykazały, że wczesne
promieniowanie optyczne i promieniowanie gamma powstają w tym samym obszarze strugi, ale muszą być
wynikiem różnych procesów fizycznych. Przełomowe wyniki obserwacji GRB080319B są szerzej przedstawione
w części 3 opisu.
Jedynym możliwym rozwiązaniem zapewniającym wysoką efektywność rejestracji wczesnej emisji optycznej
jest ciągłe monitorowanie dużego obszaru nieba w zakresie widzialnym z dużą rozdzielczością czasową.
Wyjątkową możliwość podjęcia takich obserwacji stwarza aparatura detekcyjna, której budowa w ramach
współpracy „Pi of the Sky” została właśnie zakończona (grant inwestycyjny MNiSW, decyzja 5230/IA/621/2005).
Unikatowa w skali światowej konstrukcja powstała w wyniku wieloletnich prac badawczo-rozwojowych
prowadzonych przez polskich fizyków i inżynierów m.in. w Instytucie Problemów Jądrowych w Świerku, Centrum
Badań Kosmicznych PAN w Warszawie, Centrum Fizyki Teoretycznej PAN w Warszawie Instytutu Systemów
Elektronicznych PW, na Wydziale Fizyki UW oraz przy udziale studentów z Wydziału Matematyki, Mechaniki i
Informatyki UW, Wydziału Nauk Przyrodniczych UKSW i z Wydziału Fizyki Politechniki Warszawskej.. System
wyposażony w 24 kamery CCD pozwoli na jednoczesną obserwację około 1.5 steradiana sfery niebieskiej, co
stanowi obszar porównywalny z polem widzenia detektorów gamma satelitów SWIFT i GLAST (głównych
satelitów badających obecnie GRB). Tym samym dla dużej części błysków gamma rejestrowanych przez te satelity
(pod warunkiem, że błysk znajdował się w miejscu widocznym dla aparatury „Pi of the Sky” i miał miejsce w
nocy) będzie można wyznaczyć ograniczenia na odpowiadającą im jasność optyczną przed i w trakcie rozbłysku
gamma, a w przypadku jasnych optycznie błysków wyznaczyć przebieg zmian jasności w czasie. Duża
rozdzielczość czasowa urządzenia pozwoli na dokładną korelację czasową mierzonych jasności optycznych z
pomiarami w promieniowaniu gamma i w innych obszarach widma.
Przyjęta koncepcja budowy kamer CCD o dużym obszarze widzenia wiąże się niestety z ich ograniczonym
zasięgiem. Przy planowanym czasie ekspozycji 10 s wyniesie on na pojedynczych klatkach do 12 magnitudo (do
13 magnitudo na sumach po 20 klatek). Wiemy, że z pośród GRB zarejestrowanych przez satelitę SWIFT w latach
2005-2007 dla około 10% zarejestrowano późną (do 15 minut po właściwym błysku) poświatę optyczną jaśniejszą
niż 15 magintudo. Dla większości z tych błysków maksymalna jasność optyczna, spodziewana w trakcie samego
wybuchu, powinna przekraczać 12 magnitudo. Spodziewana efektywność monitorowania pola obserwacji SWIFT
przez pełen system „Pi of the Sky” jest rzędu 15% (uwzględniając efekty dzień-noc, zachmurzenie,
prawdopodobieństwo, że pole widzenia SWIFT jest nad horyzontem). Tym samym możemy oczekiwać rocznie
rzędu 1-2 przypadków GRB zarejestrowanych przez SWIFT, dla których będzie można zmierzyć jasność optyczną
w momencie błysku. Podobna powinna być efektywność obserwacji błysków rejestrowanych przez wystrzelonego
właśnie satelitę GLAST. Należy jednak podkreślić, że detektor „Pi of the Sky” nie będzie się ograniczał do
„śledzenia” informacji o GRB docierających z satelitów. Większość błysków nie jest w ogóle rejestrowana przez
satelity (SWIFT obserwuje jedynie około 15% sfery niebieskiej). Dedykowany system przetwarzania danych w
czasie rzeczywistym z wielostopniowym algorytmem poszukiwania błysków umożliwi autonomiczne i
automatyczne wykrywanie błysków optycznych towarzyszących GRB i przekazywanie tych informacji do innych
eksperymentów w celu podjęcia dalszych obserwacji. Rocznie spodziewamy się kilku tego typu pomiarów.
Automatyczne wykrywanie błysków optycznych dotyczy przy tym nie tylko błysków towarzyszących GRB, ale
także innych błysków pochodzenia kosmicznego takich jak gwiazdy rozbłyskowe, nowe i nowe karłowate.
Jednoczesne pokrycie dużego obszaru nieba stwarza najlepszą możliwość poszukiwania tego typu zjawisk, gdyż
pojawiają się one w losowych miejscach i często umykają obserwacjom prowadzonym przez duże teleskopy o
dalekim zasięgu, ale małym polu widzenia. Przykłady tego typu obserwacji pochodzących z prototypowej
aparatury „Pi of the Sky” przedstawione są w części 3 opisu.
Niezależnie od poszukiwania nowych zjawisk na niebie system „Pi of the Sky” będzie mierzył i katalogował
jasności wszystkich obserwowanych obiektów. Dla każdej 10 s ekspozycji przy dobrych warunkach pogodowych
obserwowanych będzie ponad 100 000 obiektów, a w ciągu nocy wykonywanych może być ponad 2000 pomiarów.
W trakcie trwania projektu aparatura powinna dostarczyć łącznie kilkadziesiąt miliardów pomiarów, które
gromadzone będą w dedykowanej bazie danych. Pomiary te po zredukowaniu będą publicznie udostępnione za
pomocą internetu. Także w tym przypadku dedykowane algorytmy analizujące danych służyć będą do
automatycznego wyszukiwania wśród nich nieznanych wcześniej przypadków zmienności. Pozwoli to na bardziej
efektywne poszukiwanie w danych wszelkiego typy gwiazd zmiennych, o zmienności zarówno okresowej jak i
kataklizmicznej. Obserwacje pozwolą na uzupełnienie katalogów gwiazd zmiennych okresowych i rozszerzenie ich
na okresy rzędu jednej minuty do kilku godzin. Daje to szansę na lepsze poznanie mechanizmów szybkiej
zmienności.
Planowany tryb prowadzenia obserwacji „Pi of the Sky” przewiduje też obserwacje „na zamówienie”
określonych obiektów, zgłaszanych przez współpracujące grupy badawcze. Obiekty te są wpisywane na listę tzw.
ciekawych obiektów (Interesting Objects, IO), a prowadzone pomiary tych obiektów ściągane są do Warszawy
przez internet i udostępniane zainteresowanym na bieżąco. Na liście IO obserwowanych przez prototyp w LCO
znajdują się ... (dalej wie Kasia), gwiazdy zaćmieniowe obserwowane dla Katedry Astronomii Akademii
Pedagogicznej w Krakowie i gwiazdy symbiotyczne obserwowane dla Instytutu Astronomii UMK.
Szczegółowe omówienie wyników uzyskanych przez prototyp „Pi of the Sky” działający od roku 2004 w Las
Campanas Observatory (LCO) w Chile znajduje się w części 3 opisu.
2. Znaczenie projektu
(co uzasadnia podjęcie tego problemu w Polsce, jakie przesłanki skłaniają wnioskodawcę do podjęcia
proponowanego tematu, znaczenie wyników projektu dla rozwoju danej dziedziny i dyscypliny naukowej oraz
rozwoju cywilizacyjnego, czy w przypadku pozytywnych wyników będą one mogły znaleźć praktyczne
zastosowanie)
Istnieje szereg istotnych przesłanek uzasadniających i skłaniających do realizacji proponowanego projektu
badawczego. Polscy naukowcy mają już w swoim dorobku światowej klasy osiągnięcia w dziedzinie astronomii
opierającej się na automatycznym zbieraniu i przetwarzaniu danych. Najbardziej znanym projektem jest OGLE
(Optical Gravitational Lensing Experiment), kierowane przez profesora Andrzeja Udalskiego z Obserwatorium
Astronomicznego UW, który stale obserwuje kilkadziesiąt milionów gwiazd w poszukiwaniu zjawisk
mikrosoczewkowania grawitacyjnego. Obserwowana dodatkowa zmienność pojaśnienia gwiazd wiązane jest z
obecnością pozasłonecznych planet. Inny eksperyment ASAS (All Sky Automatic Survey), zbudowany przez
dr hab Grzegorza Pojmańskiego także pracującego w Obserwatorium Astronomicznym UW, odkrył za pomocą
małych, automatycznych teleskopów kilkadziesiąt tysięcy gwiazd zmiennych. Eksperyment „Pi of the Sky”
powstał z kolei z inspiracji nieżyjącego już niestety wybitnego polskiego astrofizyka, profesora Bogdana
Paczyńskiego z Princeton University, który zauważył, że do poszukiwania błysków optycznych towarzyszących
rozbłyskom gamma najlepiej wykorzystać urządzenia o niewielkiej ogniskowej, które będą mogły zarejestrować
tylko błysk w jego początkowej, najjaśniejszej fazie, ale za to pozwolą na monitorowanie dużych obszarów nieba.
W przygotowywaniu eksperymentu „Pi of the Sky” korzystaliśmy szeroko z doświadczeń naszych poprzedników,
zwłaszcza eksperymentu ASAS. Mamy nadzieję, że sukces „Pi of the Sky” ugruntuje renomę Polski w dziedzinie
automatycznych obserwacji i przeglądów nieba. Rysuje się szansa, że tego typu badania staną się polską
specjalnością. Stosunkowo niewielkie koszty i duży wkład intelektualny, to cechy, które pozwalają odnosić
znaczące sukcesy przy skromnych nakładach finansowych. Jednocześnie jest to działalność wysoko ceniona na
świecie i dobrze wpisuje się w najnowsze trendy badawcze.
Głównym powodem do podjęcia proponowanego tematu jest to, że grupa „Pi of the Sky” dysponuje obecnie
unikatową w skali światowej aparaturą badawczą, która pozwala na jednoczesną obserwację większości
widocznego nieba z rozdzielczością czasową rzędu sekund. Mechanika kamer, elektronika odczytu i ruchomy
montaż pozwalający szybko i precyzyjnie skierować kamery w dowolny punkt nieba są oryginalnymi
konstrukcjami polskich naukowców i inżynierów. Zestaw 24 kamer zamontowanych na 6 montażach, którego
wykorzystanie planuje się w ramach tego projektu został zbudowany w ramach grantu inwestycyjnego MNiSW
(decyzja 5230/IA/621/2005) i obecnie trwają przygotowania do jego testów w Laboratorium Aparatury
Astrofizycznej Instytutu Problemów Jądrowych w Świerku. Oprogramowanie do sterowania kamer i montaży oraz
do analizy napływających danych, również zawierające szereg nowatorskich rozwiązań, stworzyli młodzi
naukowcy, doktoranci i studenci pracujący w zespole „Pi of the Sky”. Oprogramowanie to „ożywia” zbudowaną
aparaturę tworząc z niej potężne narzędzie badawcze pozwalające zbierać i na bieżąco analizować ogromne
strumienie danych. Warunkiem pełnego wykorzystania potencjału badawczego tej aparatury jest proponowane w
projekcie umieszczenie jej w miejscu pozwalającym prowadzić obserwacje astronomiczne przez większą część
nocy w roku. Pozostawienie aparatury w Polsce oznacza, głównie ze względu na warunki pogodowe, kilkukrotne
zmniejszenie możliwości badawczych.
Jak już wspomniano powyżej z ponad 3000 błysków gamma zarejestrowanych dotychczas jedynie w kilku
przypadkach od samego początku obserwowano także błysk optyczny. Mamy nadzieję, że po uruchomieniu
pełnego układu „Pi of the Sky” statystyka ta będzie się zwiększać o kilka przypadków rocznie. Każda nowa
obserwacja służy weryfikacji istniejących modeli GRB i nawet pojedynczy błysk może istotnie wzbogacić naszą
wiedzę. Przykładem jest chociażby niedawny błysk GRB080319B, w którego obserwacji istotną rolę odegrał
prototyp „Pi of the Sky”. Obserwowana zależność jasności od czasu (przede wszystkim dokładna koincydencja
błysku optycznego z błyskiem gamma) pokazała, że wcześniejsze hipotezy rozdzielające mechanizm powstawania
błysku optycznego od źródła właściwego GRB są błędne (wyniki te są szerzej przedstawione w części 3). Mamy
nadzieję, że kolejne obserwacje doprowadzą do dalszego rozwoju teorii GRB i lepszego zrozumienia
mechanizmów ich powstawania.
Celem projektu jest też poszukiwanie innych szybkozmiennych obiektów astrofizycznych dostępnych
obserwacjom w świetle widzialnym. Planuje się dokonanie przeglądu całego nieba dostępnego w ciągu roku z
jednego miejsca obserwacji. Dotychczasowe przeglądy nieba umożliwiały poszukiwanie obiektów o okresie
zmienności rzędu co najmniej kilku godzin, jedynie pojedyncze obiekty badano w krótszych skalach. System „Pi of
the Sky” stwarza unikalną możliwość poszukiwania obiektów w szerokim przedziale skali zmienności, od
dziesiątków sekund do roku. Dane gromadzone przez eksperyment w dedykowanej bazie danych pozwolą to na
poszukiwanie wszelkiego typy gwiazd zmiennych, o zmienności zarówno okresowej jak i nie okresowej. W tym
zakresie badań eksperyment „Pi of the Sky” będzie w znacznym stopniu komplementarny do wspomnianego już
polskiego eksperymentu ASAS, którego światowej klasy osiągnięciem było skatalogowanie ponad 20 000 gwiazd
zmiennych. Obserwacje prowadzone przez „Pi of the Sky” pozwolą na uzupełnienie katalogu o gwiazdy o
okresach zmienności rzędu jednej minuty do kilku godzin. Daje to szansę na odkrycie nowych typów gwiazd
zmiennych i lepsze poznanie mechanizmów szybkiej zmienności. Ponadto planowane jest umieszczenie
eksperymentu na półkuli północnej, dzięki czemu będzie można objąć obserwacją znaczną część nieba niedostępną
dla dotychczasowej aparatury ASAS (znajdującej się jak prototyp „Pi of the Sky” w Obserwatorium Las Campanas
w Chile). Pozwoli to na odkrycie wielu wcześniej nie znanych gwiazd zmiennych oraz dokładne zbadanie typu
zmienności także dla dłuższych okresów. Jednoczesne pokrycie dużego obszaru nieba (1,5 steradiana) stwarza też
możliwość poszukiwania zjawisk rzadkich, które umykają obserwacjom prowadzonym przez duże teleskopy o
dużym zasięgu, ale małym polu widzenia. Systematyczne przebadanie wielu obiektów umożliwi ich analizę
statystyczną, co daje szanse na uchwycenie różnorodnych zależności. Jak ważne są tego typu poszukiwania
świadczy chociażby przykład odkrycia prawie sto lat temu zależności między okresem i bezwzględną jasnością dla
cefeid, która do dziś stanowi podstawę wyznaczania odległości we Wszechświecie.
Realizacja projektu będzie też miała duże znaczenie dla rozwoju kadry naukowej, kształcenia doktorantów i
studentów, a także szerzej pojętej działalności edukacyjnej. Projekt prowadzony jest głównie przez młodych
naukowców i doktorantów, którzy są indywidualnie odpowiedzialni za działanie poszczególnych elementów
systemu. Dzięki temu z większym zaangażowaniem podchodzą do stawianych przed nimi zadań, wykazują się
inicjatywą i pomysłowością, proponują nowatorskie rozwiązania napotykanych problemów. Projekt „Pi of the
Sky” powstał głównie dzięki entuzjazmowi i poświęceniu wielu młodych ludzi, którzy jednocześnie zdobywają
wiedzę i cenne doświadczenie. Szereg koncepcji i rozwiązań wykorzystywanych w projekcie jest zaczerpniętych z
dużych eksperymentów fizyki wysokich energii. Jednak w naszym przypadku wdrożenie nowego pomysłu trwa
kilka tygodni lub miesięcy, a nie lat. Bliska perspektywa uzyskania wyników jest szczególnie ważna przy
kształceniu studentów i doktorantów.
Znaczenie edukacyjne projektu nie wiąże się tylko z jego prowadzeniem. W wyniku realizacji projektu
aparatura powinna dostarczyć łącznie kilkadziesiąt miliardów pomiarów, które gromadzone będą w dedykowanej
bazie danych. Będzie to motorem nawiązywania współpracy naukowej z innymi grupami badawczymi w Polsce i
na świecie, w ramach której dane te będą udostępniane. Współprace przy analizie danych prowadzimy m.in. z
Katedrą Astronomii Akademii Pedagogicznej w Krakowie. Mamy nadzieję, że zgromadzenie w jednym miejscu
tak dużej ilości danych oraz stworzenie narzędzi do ich efektywnej analizy otworzy nowy rozdział w statystycznej
analizie danych astronomicznych. Już teraz, po czterech latach działania prototypu „Pi of the Sky” w
obserwatorium Las Campanas w Chile, dysponujemy jedną z największych w Polsce nie komercyjnych baz
danych, która zawiera ona już prawie 2 miliardy pomiarów dla około dziesięciu milionów gwiazd.
3. Istniejący stan wiedzy w zakresie tematu badań
(jaki oryginalny wkład wniesie rozwiązanie postawionego problemu do dorobku danej dyscypliny naukowej w
Polsce i na świecie, czy w Polsce i na świecie jest to problem nowy czy kontynuowany i w jakim zakresie weryfikuje
utarte poglądy i dotychczasowy stan wiedzy)
Błyski gamma są krótkimi, bardzo intensywnymi wybuchami promieniowania elektromagnetycznego. Wiemy
już, że promieniowanie to nie ogranicza się do zakresu promieniowania gamma, ale dotyczy z różnym natężeniem
wszystkich zakresów widma, od fal radiowych, aż do fotonów o energiach rzędu TeV.. Choć od ich odkrycia przez
amerykańskie satelity wojskowe VELA [1] minęło ponad 40 lat wciąż stanowią jedną z największych zagadek
astrofizyki. Przez lata spierano się o pochodzenie tych błysków i proponowano wiele hipotez na temat
mechanizmów ich powstawania. Z powodu obserwowanej bardzo dużej energii emitowanej przez GRB bardzo
długo przeważał pogląd, że ich źródłem muszą być procesy zachodzące w naszej Galaktyce, stosunkowo niedaleko
od nas. Przełomu dokonał detektor BATSE umieszczony na satelicie CGRO, który zaobserwował kilka tysięcy
błysków gamma i pokazał, że ich źródła mają rozkład izotropowy, co stanowiło mocny argument za pochodzeniem
pozagalaktycznym [2]. Kolejna generacja dedykowanych satelitów badawczych pozwoliła także na precyzyjne
pomiary pozycji GRB, a dzięki temu na ich powiązanie z obserwacjami w zakresie promieniowania
rentgenowskiego, fal radiowych i paśmie optycznym. Obserwacje poświat optycznych, które umożliwiły pomiar
przesunięcia ku czerwieni i wyznaczenie odległości ostatecznie potwierdziły pozagalaktyczne pochodzenie
GRB [3]. Najdalszy GRB, dla którego wyznaczono przesunięcie ku czerwieni miał z=6.3, co odpowiada odległości
13 mld lat świetlnych [4]. Kosmologiczne odległości na których obserwowane są GRB powodują, że jeszcze
trudniejsza do wyjaśnienia jest ich ogromna intensywność. Choć obserwacje krzywych blasku poświat pozwoliły
stwierdzić, że energia jest emitowana w wąskich dżetach, to szacowana całkowita wyemitowana energia jest wciąż
rzędu 1051 ergów. Jest to energia gigantyczna, porównywalna z całkowitą energią wyemitowaną przez gwiazdę
taką jak Słońce w ciągu całych 10 mld lat swojego istnienia.
O mechanizmach odpowiedzialnych za rozbłyski gamma wciąż wiadomo stosunkowo niewiele. Podstawowym
problem polega na tym, że istnieje stosunkowo niewiele obserwacji w innych obszarach widma niż promienie
gamma. Wiadomo, że obserwowane błyski można podzielić na dwa rodzaje: krótkie, o czasie trwania rzędu
ułamków sekund do 2 sekund, i długie, o czasie trwania od kilku do kilkuset sekund. Od czasu odkrycia kilku
przypadków koincydencji pomiędzy rozbłyskiem gamma a wybuchem supernowej, wiadomo że przynajmniej
niektóre spośród długich rozbłysków związane są z supernowymi. W tym wypadku jedno z bardziej
prawdopodobnych wyjaśnień mechanizmu długich rozbłysków oparte jest o model kolapsara, w którym źródłem
energii rozbłysku jest zapadanie grawitacyjne masywnej gwiazdy do gwiazdy neutronowej, a następnie do czarnej
dziury [5-7]. Same błyski gamma powstają w wyniku wyrzucania ultrarelatywistycznych silnie skolimowanych
strug materii przez tworzące się czarne dziury. W tzw. modelu fireball źródłem promieniowania
elektromagnetycznego są zderzenia (tzw. internal shocks) pomiędzy tworzącymi strugę paczkami materii
wyrzucanymi z różnymi prędkościami przez „centralny silnik”, a także ich hamowanie w wyniku zderzeń strugi z
otaczającą materią (external/forward shocks). Źródłem promieniowania, w szczególności poświaty optycznej,
może też być fala wsteczną powstającą w strudze w wyniku oddziaływania z zewnetrznym ośrodkiem (reverse
shocks). Modele typu fireball opisują poprawnie wszystkie dotychczasowe obserwacje GRB, w tym także
obserwowane poświaty optyczne.
Znacznie mniej wiadomo o błyskach krótkich, gdyż ze względu na znacznie szybszy przebieg mniej jest
dostępnych danych. Jedynie w kilku przypadkach udało się zaobserwować późną poświatę optyczną, w żadnym
przypadku nie zarejestrowano błysku optycznego towarzyszącego GRB. Najczęściej przyjmowanym modelem
powstawania krótkich GRB jest fuzja dwóch zwartych, masywnych obiektów, na przykład gwiazd neutronowych
lub gwiazdy neutronowej i czarnej dziury [8-9]. Także w tym przypadku fuzji i powstaniu czarnej dziury
towarzyszy erupcji skolimowanych strug materii prowadząca do powstania rejestrowanego promieniowania.
Przegląd teorii na temat powstawania błysków gamma podają prace [10-11].
Pełne wyjaśnienie zagadki kosmicznych rozbłysków gamma wymagać będzie jeszcze wielu lat
systematycznych, równoczesnych obserwacji tych zjawisk w różnych zakresach widma, od częstotliwości
radiowych poprzez optyczne do rentgenowskich i gamma. Wprawdzie pomiary promieniowania gamma wymagają
detektorów umieszczonych na satelitach, ale do obserwacji w optycznym zakresie widma można wykorzystywać
tańsze teleskopy naziemne. Najlepiej do takich obserwacji nadają się więc niewielkie urządzenia, zdolne do bardzo
szybkiej reakcji na sygnał z satelity. Szybką wymianę informacji pomiędzy satelitami a instrumentami naziemnymi
zapewnia Gamma Ray Bursts Coordinate Network [12] (GCN) przesyłający współrzędne błysków za
pośrednictwem internetu prosto do komputerów kierujących teleskopami, automatycznie i bez konieczności
ludzkiej interwencji. Głównym źródłem informacji o GRB jest obecnie wystrzelony w 2004 roku satelita SWIFT,
który ma na pokładzie oprócz detektora gamma także teleskop rentgenowski i optyczny. Dzięki możliwości
skierowania tych przyrządów w dowolny punkt nieba SWIFT dostarcza informacji o GRB w wielu zakresach
widma. 11 czerwca tego roku wystrzelony został GLAST, kolejny satelita dedykowany badaniom GRB.
Oczekujemy, że po osiągnięciu pełnej sprawności istotnie podniesie efektywność rejestracji błysków gamma, a
także dostarczy dodatkowych informacji o promieniowaniu w najwyższym obszarze energii sięgającym 300 GeV.
Uruchomienie sieci GCN, która rozsyłała alerty o błyskach w czasie sekund, było przełomem w badaniach
GRB. Otworzyło tą dziedzinę dla małych, automatycznych teleskopów o stosunkowo dużym polu widzenia, które
mogły szybko reagować na przychodzące informacje. Duże teleskopy o małym polu widzenia, ze względu na
ograniczoną precyzję określania położenia GRB przez satelity oraz bezwładność samego teleskopu podejmują
obserwację z dużym opóźnieniem. Jednym z pierwszych projektów automatycznego teleskopu do badań GRB był
ROTSE w Los Alamos. Detektor wyposażony w zestawy 4 kamer CCD z obiektywami o średnicy 10 cm dokonał
jednej z najważniejszych obserwacji: 23 stycznia 1999 r zarejestrował on optyczny błysk towarzyszący GRB
990123 o jasności sięgającej 8.6 magnitudo [13]! Było to możliwe dzięki temu, że obserwacje rozpoczęto zaledwie
kilkadziesiąt sekund po samym błysku gamma. Drugiej w historii obserwacji optycznej błysku jeszcze w czasie
trwania emisji gamma dokonał teleskop RAPTOR o średnicy 40 cm [14]. Zaobserwował on obiekt w widmie
optycznym na kilkadziesiąt sekund przed zasadniczym błyskiem gamma GRB 041219. Było to możliwe, gdyż
błysk gamma był poprzedzony wyjątkowo silnym prekursorem, który wyzwolił tryger satelity SWIFT. Istnienie
prekursora może wskazywać na dwufazowy charakter zjawiska [15]. Tym większego znaczenia nabiera więc
możliwość jak najwcześniejszych obserwacji optycznych GRB jeszcze w czasie, a nawet przed rozpoczęciem
emisji gamma.
W ostatnich latach powstało cały szereg niewielkich (d < 40 cm) teleskopów przeznaczonych do poszukiwania
optycznych odpowiedników błysków gamma [16]. Umieszczone na sterowanych automatycznie montażach w
ciągu kilkunastu sekund po alercie GCN mogą rozpocząć obserwacje wskazanego miejsca. Takie rozwiązanie ma
jednak poważną wadę. Nie umożliwia ono obserwacji w momencie rozpoczęcia błysku gamma, ani tym bardziej w
chwilach poprzedzających. Błyski zachodzą w zupełnie przypadkowych miejscach i nie sposób przewidzieć gdzie
wystąpi następny. Aby móc zarejestrować błysk optyczny jeszcze przed błyskiem gamma należy bez przerwy
monitorować możliwie duży obszar nieba. Jest to koncepcja zupełnie różna od tradycyjnej, wymaga
dedykowanego sprzętu i oprogramowania. Aparatura taka została właśnie stworzona w ramach współpracy "Pi of
the Sky" i mogłaby w krótkim czasie podjąć monitorowanie nieba w poszukiwaniu optycznych odpowiedników
GRB. Warunkiem powodzenia jest jednak umieszczenie aparatury miejscu zapewniającym optymalne warunki
prowadzenia obserwacji.
Prototyp „Pi of the Sky”
Koncepcja eksperymentu „Pi of the Sky” opiera się nie tylko na unikatowej konstrukcji kamer CCD ale także na
bardzo zaawansowanym oprogramowaniu służącym do sterowania aparatury, bieżącej analizy zbieranych danych z
wielostopniowym algorytmem poszukiwania błysków, pomiarów i katalogowania wszystkich obserwowanych
obiektów, a także automatycznego wyszukiwania wśród nich nieznanych wcześniej przypadków zmienności. Całe
to oprogramowanie jest tworzone przez młodych naukowców i doktorantów zaangażowanych w projekt „Pi of the
Sky”. Zarówno konstrukcja detektora jak i cała koncepcja eksperymentu zostały szczegółowo przetestowane dzięki
działającemu od lipca 2004 w Las Campanas Observatory w Chile układowi prototypowemu. W roku 2006
prototyp został wyposażony w kamery i obiektywy odpowiadające ostatecznemu projektowi pełnego systemu
(szerzej omówiony w części 4 opisu).
Przygotowane oprogramowanie nie tylko pozwala na efektywne zbieranie i bieżącą analizę ogromnych
strumieni danych ale także na całkowicie autonomiczną pracę aparatury bez konieczności zapewnienia ciągłego
nadzoru człowieka. Jednocześnie daje możliwość pełnej diagnostyki i całkowitej kontroli nad wszystkimi
funkcjami aparatury za pośrednictwem internetu. Po trzech latach działania system został dopracowany na tyle, że
potrafi poradzić sobie samodzielnie z większością przytrafiających się od czasu do czasu błędów lub
nieprawidłowości w działaniu aparatury. W przypadku poważniejszych kłopotów automatycznie informuje o nich
dyżurnego operatora poprzez wysłanie SMS. Podobnie dzieje się w przypadku wykrycia przez satelitę błysku
gamma. Prawie cztery lata działania systemu prototypowego w pełni potwierdziło słuszność przyjętej koncepcji i
zastosowanych rozwiązań.
Choć głównym celem budowy prototypu była weryfikacja koncepcji eksperymentu przez 4 lata dostarczył on
wielu niezwykle cennych danych. Stworzona baza danych zawiera łącznie prawie 2 miliardy pomiarów dla około
dziesięciu milionów gwiazd. Do najciekawszych wyników prowadzonej na bieżąco analizy danych należy zaliczyć
znalezione w ostatnich miesiącach dwie gwiazdy nowe karłowate typu WZ Sagitte. Na rysunku 1 przedstawiona
jest zmierzona przez prototyp „Pi of the Sky” krzywa blasku gwiazdy 1RXS J023238.8-371812 odkrytej 16
września 2007 (dzień wcześniej gwiazda nie była widoczna, była ciemniejsza niż 13 magnitudo) i obserwowanej
do 8 października. Nawet w przypadku znanych gwiazdy tego typu bardzo trudno zaobserwować ich rozbłyski,
gdyż okres pomiędzy kolejnymi wybuchami może wynosić od kilku do nawet kilkudziesięciu lat. Monitoring nieba
jaki prowadzi eksperyment „Pi of the Sky” pozwala na automatyczne wyszukiwanie takich pojaśnień bez
dedykowanych obserwacji.
Rysunek 1 Krzywa blasku gwiazdy nowej karłowatej typu WZ Sagitte, 1RXS J023238.8-371812
W oparciu o dane zebrane w pierwszym okresie działania prototypu, w latach 2004-2005, opracowany został
katalog gwiazd zmiennych. Mimo niewielkiego pola widzenia prototypu (1/12 docelowego układu) zebrane dane
pozwoliły na identyfikacje i sklasyfikowanie 725 gwiazd zmiennych z okresem od 0.1 do 10 dni. W przypadku 15
gwiazd wyznaczyliśmy dotąd nieznane okresy zmienności, dodatkowo zostały wyznaczone typy gwiazd, w
niektórych przypadkach skorygowana została wcześniejsza klasyfikacja gwiazd podawana przez GCVS (General
Catalogue of Variable Stars). Na rysunku 2 przedstawione są przykładowe sfazowane krzywe blasku pochodzące z
katalogu „Pi of the Sky”.
Rysunek 2 Przykładowe sfazowane krzywe blasku gwiazd zmiennych z katalogu „Pi of the Sky”.
Od lewej: RR Leo, RV Crv i W GemDCEP-FU.
Przez cały okres działania prototypu rozwijany i doskonalony był także algorytm wyszukiwania błysków
optycznych (w tym błysków gamma) o krótszych skalach czasowych. Jest to zadanie trudne przede wszystkim ze
względu na bardzo duże tło pochodzące zarówno od procesów zachodzących w aparaturze (szumy, przesunięcia
pola widzenia, promieniowanie kosmiczne) jak i rzeczywistych błysków pochodzących np. od samolotów i
satelitów. Wielostopniowy algorytm selekcji (szerzej opisany w części 4) co noc wybiera kilka do kilkunastu
przypadków, które muszą być zweryfikowane przez człowieka. Na rysunku 3 pokazane są krzywe blasku dwóch
gwiazd rozbłyskowych wykrytych przez automatyczny algorytm wykrywania błysków. Obserwacje to w pełni
potwierdziły możliwość rejestracji błysków optycznych przez budowaną aparaturę.
Rysunek 3 Krzywe blasku dwóch gwiazd rozbłyskowych wykrytych przez prototyp „Pi of the Sky”.
Od lewej: CN Leo i GJ 3331A / GJ 3332
Ale najważniejszą obserwacją, potwierdzającą słuszność przyjętej koncepcji eksperymentu jak i poprawność
opracowanej konstrukcji detektora i systemu zbierania danych, była obserwacja błysku optycznego
towarzyszącego błyskowi gamma zaobserwowanemu 19 marca 2008 (GRB080319B). Błysk GRB080319B był
rekordowy pod wieloma względami. W zakresie optycznym i rentgenowskim był to najsilniejszy błysk gamma,
jaki kiedykolwiek został zarejestrowany przez człowieka. Z pomiaru przesunięcia ku czerwieni wiemy przy tym,
że sygnał pochodził ze źródła odległego aż o 7.5 miliarda lat świetlnych. Mimo kosmologicznej odległości
rozbłysk był tak silny, że jak wykazały pomiary wykonane przez nasz detektor, przez około 30 sekund widoczny
był gołym okiem.
Prototypowa aparatura „Pi of the Sky” dostarczyła niezwykle cennych informacji na temat GRB 080319B, gdyż
zarejestrowała to co działo się w miejscu zdarzenia tuż przed i w pierwszych sekundach właściwego wybuchu.
Tego typu dane są kluczowe dla zrozumienia mechanizmu zachodzącego zjawiska. Obserwacje optyczne "Pi of the
Sky" w połączeniu z danymi eksperymentu TORTORA (Telescopio Ottimizzato per la Ricerca dei Transienti
Ottici Rapidi) oraz danymi w widmie gamma otrzymanymi przez satelitę SWIFT i detektor KONUS na satelicie
WIND po raz pierwszy potwierdzają z dziesięciosekundową precyzją, że w czasie wybuchu takiego jak
obserwowany, emisja optyczna zachodzi równocześnie z emisją promieniowania gamma (patrz rysunek 4).
Prowadzi to do istotnych ograniczeń na modele powstawania emisji optycznych. Dotychczas uważano, że emisja ta
może powstawać w wyniku wtórnych oddziaływań wyrzucanej materii z zewnetrznym ośrodkiem (forward shocks
lub reverse shocks). Przedstawione obserwacje GRB 080319B (korelacja czasowa, jak również szybki wzrost i
szybki spadek strumienia w widmie optycznym) pokazują, że pierwotna emisja optyczna musi pochodzić z tego
samego obszaru co emisja promieniowania gamma (internal shocks).
Druga istotna obserwacja dotyczy natężenia promieniowania. Strumień energii mierzony w widmie optycznym
jest 104 raza większy niż by to wynikało z ekstrapolacji pomiarów w widmie promieniowania γ (patrz rysunek 5).
Tym samym przyjęta dotychczas hipoteza opisująca miękkie promieniowanie γ jako pochodzące z promieniowania
synchrotronowego zderzających się cząstek nie może być rozciągnięta na promieniowanie w zakresie optycznym.
Zmusza to nas do wprowadzenia różnych mechanizmów generacji promieniowania dla różnych zakresów widma.
Jedna z możliwych interpretacji wyników obserwacji GRB 080319B (choć pewno nie jedyna) opisuje
promieniowanie optyczne jako promieniowanie synchrotronowe, a promieniowanie γ jako wynik rozpraszania
Comptona (Synchrotron self-Compton, SSC) [17].
Łączna analiza wszystkich danych dotyczących GRB080319B zebranych przez różne eksperymenty w różnych
zakresach widma doprowadziła do konieczności weryfikacji także innych założeń modelu powstawania GRB. Aby
opisać wyniki pomiaru zależności natężenia promieniowania od czasu w różnych zakresach widma konieczne jest
założenie, że głównej, ultrarelatywistyczna strudze cząstek wyrzucanych ze źródła, która jest bardzo wąska (kąt
emisji cząstek do około 0.2° od osi strugi) towarzyszy druga, szersza struga wolniejszych cząstek (kąt emisji
cząstek do około 4°). Tylko przy takim założeniu wszystkie szczegóły widma mogą być poprawnie opisane przez
model teoretyczny.
Rysunek 4 Krzywa blasku pierwotnej emisji GRB080319B mierzona przez detektor promieniowania γ KONUS (prawa skala: liczba
zliczeń w zakresie 18-1160 keV) oraz optyczne detektory TORTORA i „Pi of the Sky” (prawa skala: strumień promieniowania, skala
dodatkowa: jasność w jednostkach magnitudo) [17]. Czas mierzony od chwili wykrycia błysku przez satelitę SWIFT.
Rysunek 5 Porównanie rozkładu energii pierwotnej emisji GRB080319B mierzonej przez detektor promieniowania γ KONUS ze
strumieniem mierzonym w widmie optycznym przez detektor "Pi of the Sky", dla trzech 10 s przedziałów czasu wyśrodkowanych na
T0+3s, T0+17s i T0+32s [17]. T0 jest czasem wykrycia błysku przez satelitę SWIFT.
Przedstawione powyżej wyniki pokazują, że precyzyjny pomiar nawet pojedynczego błysku gamma może w
istotny sposób poszerzyć naszą wiedzę o mechanizmach jego powstawania. W przypadku prototypu „Pi of the
Sky” czekaliśmy na tą obserwację cztery lata. Oczekujemy, że dla pełnego systemu „Pi of the Sky” (12-krotnie
większe pole obserwacji) możliwych jest kilka tego typu obserwacji na rok. Wagę przedstawionych wyników
najlepiej dokumentuje fakt przyjęcia artykułu podsumowującego obserwacje
współautorami są członkowie zespołu „Pi of the Sky”, do publikacji w Nature [17].
GRB080319B,
którego
4. Metodyka badań
(co stanowi podstawę naukowego warsztatu i jak zamierza się rozwiązać postawiony problem, na czym będzie
polegać analiza i opracowanie wyników badań, jakie urządzenia – aparatura zostaną wykorzystane w badaniach,
czy jednostka naukowa ma do nich bezpośredni dostęp)
Podstawowym założeniem projektu „Pi of the Sky” jest jednoczesna obserwacja jak największego obszaru nieba
z rozdzielczością czasową rzędu sekund. Aparatura "Pi of the Sky", która jest już zbudowana i może być
wykorzystana do realizacji projektu, składa się z dwóch zestawów zawierających po 12 kamer CCD,
przymocowanych do ruchomych montaży, po 4 kamery na każdym. Pole widzenia około 21x21 stopni dla każdej
kamery daje w sumie możliwość obserwacji około 1,5 sr nieba, a 10 sekundowe ekspozycje umożliwiają rejestrację
źródeł optycznych o minimalnej jasności rzędu 12 magnitudo. To nowatorskie podejście umożliwi "Pi of the Sky"
poszukiwanie poświaty widzialnej do każdego błysku zarejestrowanego przez jednego z satelitów w nocy, o ile
będzie on patrzył na wycinek nieba będący dla eksperymentu nad horyzontem.
Zasada działania kamery CCD jest podobna do kamer, czy aparatów fotograficznych, których używamy na co
dzień jednak różni się od nich znacznie większą czułością. Z kolei od innych kamer stosowanych w astronomii
przy dużych teleskopach różni się szybkim czasem działania. Kamery (ta sama konstrukcja kamer użyta jest w
działającym obecnie prototypie jak i w układzie docelowym) mają unikatową konstrukcję, w całości opracowaną
przez polskich fizyków, inżynierów i elektroników dla potrzeb tego eksperymentu. Wykorzystują dedykowane
niskoszumowe przetworniki CCD firmy Semiconductor Technology Associates (STA) o rozdzielczości 2000×2000
i rozmiarze pikseli 15×15μm2 oraz wysokiej klasy obiektywy fotograficzne firmy Canon o ogniskowej 85mm i
jasności 1,2. Elektronika odczytowa pracująca z zegarem 2 MHz umożliwia odczyt pojedynczego zdjęcia w czasie
2 s. Po wzmocnieniu obraz jest przetwarzany przez 16-bitowy przetwornik ADC zapewniając duży zakres
dynamiczny pomiarów. Niski poziom szumów (poniżej 30e) uzyskano poprzez odpowiedni dobór elektroniki
odczytowej, oraz chłodzenie sensora CCD do temperatury roboczej około -10°C. Chłodzenie odbywa się poprzez
specjalnie zaprojektowany stos dwóch ogniw Peltiera oraz radiatory i wentylatory pozwalające efektywnie
odprowadzać ciepło z obudowy kamery nawet przy temperaturach zewnętrznych sięgających 30°C. Bardzo istotną
zaletą zbudowanych kamer jest wyposażenie ich w układ programowalny (Field Programmable Gate Array,
FPGA) pełniący rolę karty sieciowej. Umożliwia to diagnostykę, pełne sterowanie kamerą i szybki transfer danych
do komputera poprzez lokalną sieć ethernet. W przypadku awarii jednego z komputerów jego funkcje może bez
żadnych zmian w konfiguracji sprzętu przejąć inny komputer podłączony do tego samego segmentu sieci.
Montaże na których zamocowane będą kamery „Pi of the Sky” zaprojektowane i zbudowane zostały w Centrum
Badań Kosmicznych PAN w Warszawie. Umożliwiają bardzo precyzyjne sterowanie kamerami i pozycjonowanie
ich z dokładnością rzędu pojedynczych sekund łuku. W normalnym trybie obserwacji, podczas monitorowania
całego nieba, kamery zamontowane na jednym montażu będą obserwować sąsiadujące pola (tzw. położenie
„wide”). Jednak w przypadku wykrycia ciekawego zjawiska, albo zidentyfikowania obiektu, który powinien zostać
dokładniej zmierzony możliwe jest zdalne obrócenie kamer tak, aby cztery kamery obserwowały to samo pole
(tzw. położenie „deep”). Pozwala to zwiększyć efektywną czułość aparatury i zmniejszyć błąd pomiaru. Tego typu
podejście może być przydatne np. do obserwacji zaniku poświaty optycznej po błysku GRB. Niestety przełączenie
z trybu „wide” do trybu „deep” jest stosunkowo powolne. To czy opcja ta będzie stosowana zostanie ostatecznie
rozstrzygnięte na podstawie oceny zbieranych danych.
Rysunek 6 Schemat połączeń aparatury badawczej w ramach jednego segmentu pomiarowego.
Aby system działał poprawnie i niezawodnie (na ile jest to tylko możliwe) wszystkie jego elementy (kamery,
montaże, komputery) muszą być połączone w jeden „organizm”. Schemat strukturalny pojedynczego segmentu
aparatury (12 kamer w jednej lokalizacji) przedstawiony jest na rysunku 6. Aby zapewnić maksymalną odporność
systemu na awarie pojedynczych jego elementów szereg elementów i połączeń jest zdublowanych. Nowatorskim
rozwiązaniem są też sterowane przez internet listwy zasilające, które umożliwiają wyłączenie i powtórne włączenie
pojedynczego elementu aparatury w przypadku całkowitej utraty połączenia (np. z komputerem). Także
oprogramowanie do sterowania kamer i montaży oraz do analizy napływających danych, zawiera szereg
nowatorskich rozwiązań. Stworzyli je młodzi naukowcy, doktoranci i studenci pracujący w zespole „Pi of the
Sky”. Oprogramowanie to „ożywia” zbudowaną aparaturę tworząc z niej potężne narzędzie badawcze pozwalające
zbierać i na bieżąco analizować ogromne strumienie danych.
Specjalne algorytmy będą samodzielnie analizować zdjęcia, w poszukiwaniu błysków światła widzialnego, tak
pochodzących od błysków gamma, jak i od innych, nieznanych jeszcze zjawisk astrofizycznych. Zadanie to nie jest
proste, gdyż system będzie dostarczał około 60 GB danych na godzinę. Aby je analizować, zaadoptowano
sprawdzoną w fizyce cząstek elementarnych metodę analizy danych w czasie rzeczywistym i wieloetapowej
selekcji interesujących obserwacji przy jednoczesnym odrzucania niepotrzebnych informacji. Algorytm
rozpoczyna działanie na pojedynczych pikselach aplikując prosty filtr wyostrzający i wyszukując gwiazdy.
Następnie porównuje bieżącą klatkę z kilkoma poprzednimi, poszukując obiektów, których nie było na
poprzednich klatkach. Potem następuje szereg cięć odrzucających efekty detektorowe oraz duże (nie punktowe)
błyski powodowane przez np. samoloty. Po tym etapie większość fałszywych przypadków to promienie
kosmiczne, które są łatwo eliminowane przez żądanie koincydencji błysków z dwóch kamer. Jest to najistotniejszy
krok redukujący tło o trzy rzędy wielkości, ale wymaga, żeby w każdej chwili na dane pole patrzyły przynajmniej
dwie kamery. Najbardziej uciążliwym rodzajem tła są odbicia światła słonecznego od sztucznych satelitów. W
prototypie „Pi of the Sky” przypadki takie eliminowane były na dwa sposoby: poprzez dopasowanie torów do
błysków z pojedynczej lub z kilku różnych klatek, jak również porównując czas i położenie błysków z wyliczoną
pozycją satelitów z bazy danych. Co wieczór budowana jest automatycznie aktualna baza danych elementów
orbitalnych satelitów poprzez połączenie kilku baz danych, dostępnych w internecie.
Niestety nie wszystkie satelity są umieszczone w publicznie dostępnych bazach danych. Aby zapewnić
możliwość efektywnego odrzucania tego tła i pełną identyfikację błysków pochodzących z kosmosu należy
umieścić dwa identyczne zestawy po 3 montaże (12 kamer) w dwóch miejscach oddalonych od siebie o około
100 km. Dzięki zjawisku paralaksy będzie wtedy można jednoznacznie stwierdzić, czy błysk pochodził z orbity
okołoziemskiej czy z dalekiego kosmosu. Przy odległości rzędu 100 km można rozpoznać jako pochodzące z
orbity okołoziemskiej błyski satelitów na orbitach do około 200 tys. km (różnica pozycji błysku na dwóch
zdjęciach powyżej 3 pikseli). W tym celu każde pole monitorowanego obszaru nieba obserwowane byłoby przez
jedną kamerę w każdej z dwóch lokalizacji.
Nie podjęta została jeszcze ostateczna decyzja o miejscu prowadzenia obserwacji przez pełen system „Pi of the
Sky”, zależy ona w szczególności od dostępnych środków finansowych. Po obserwacji błysku GRB080319B
wzrosło zainteresowanie partnerów zagranicznych naszym projektem co może zaowocować pojawieniem się
nowych, ciekawych propozycji współpracy i lokalizacji naszej aparatury. W chwili obecnej rozważane są dwie
lokalizacje eksperymentu:
•
obserwatoria astronomiczne Observatorio del Teide na wyspie Teneryfa i Observatorio del Roque de los
Muchachos na wyspie La Palma, położone w odległości około 140 km (Wyspy Kanaryjskie). Oba
obserwatoria położone są na wysokości ponad 2000 m co zapewnia bardzo dobre warunki obserwacyjne.
Przez cały rok (bez istotnych różnic między poszczególnymi miesiącami) średnia liczba godzin
obserwacji przekracza 6 godzin na noc [18]. Dla tego wariantu podawane są szacowane koszty
transportu i instalacji aparatury oraz podróży związanych z jej obsługą.
•
jako wariant rezerwowy rozważane są uniwersytety w Huelva, Hiszpania i w Faro, Portugalia, położone
w odległości ok. 100 km. Zaletą tego wariantu jest dogodne połączenie drogowe (niższe koszty
transportu), wadą gorsze warunki pogodowe (prawie dwukrotnie większa liczba dni pochmurnych).
Planujemy w najbliższym czasie przeprowadzenie kolejnej rundy rozmów dotyczących warunków
rozmieszczenia naszej aparatury w w/w obserwatoriach. Przewidujemy, że ostateczne uzgodnienia zostaną
poczynione w ciągu najbliższych kilku miesięcy (najpóźniej przed podpisaniem umowy o finansowaniu projektu).
Jak już wspominaliśmy, od lipca 2004r. w Las Campanas Observatory w Chile pracuje prototypowa aparatura
pomiarowa składająca się z dwóch kamer. Celem budowy prototypu była weryfikacja przyjętej koncepcji
prowadzenia obserwacji, w tym przygotowanie i przetestowanie skomplikowanego oprogramowania służącego
zbieraniu i analizie danych. Prawie cztery lata działania systemu prototypowego w pełni potwierdziło słuszność
przyjętej koncepcji i zastosowanych rozwiązań, pozwoliło rozwinąć i dopracować poszczególne elementy
oprogramowania. Stworzona baza danych zawierająca prawie 2 miliardy pomiarów dla około dziesięciu milionów
gwiazd pozwoliła także na przygotowanie i przetestowanie oprogramowania do analizy przetworzonych już
danych. Obecnie jesteśmy w trakcie uruchamiania bazy danych DB2 Enterprise, otrzymanej dzięki współpracy z
IBM Polska, która powinna istotnie usprawnić analizę danych dla pełnego systemu.
Choć dane dostarczone w ciągu czterech lat przez prototyp „Pi of ths Sky” pozwoliły zweryfikować koncepcje
projektu, konstrukcję aparatury oraz przygotowane do jej obsługi i analizy danych oprogramowanie, uruchomienie
pełnego systemu „Pi of the Sky” wciąż będzie wyzwaniem dla zespołu. Pełen system nie jest prostym
przeskalowaniem prototypu. W prototypie obie kamery obserwowały to samo pole. W pełnym systemie
jednocześnie obserwowanych będzie 12 pól. Przygotowane musi być rozproszone oprogramowanie (działające
równolegle na kilku komputerach; każdy montaż sterowany jest z innego komputera) zapewniające właściwe
sterowanie wszystkimi kamerami w dwóch odległych lokalizacjach. Algorytmy bieżącej analizy danych muszą
„zszywać” poszczególne obrazy, tak aby zapewnić pełną efektywność detekcji na granicach pomiędzy polami
widzenia. Szczególnym wyzwaniem jest implementacja i uruchomienie algorytmu odrzucającego błyski
pochodzące od satelitów na podstawie pomiaru paralaksy. Także programy do analizy danych zgromadzonych w
bazie danych muszą być rozbudowane tak, aby w pełni wykorzystać potencjał jaki daje jednoczesna obserwacja
dużego obszaru nieba. Zidentyfikowano szereg problemów aparaturowych i programistycznych, które będą
musiały być rozwiązane przed uruchomieniem pełnego zestawu. W większości mają one charakter poprawek lub
rozbudowy istniejących rozwiązań i ich pokonanie nie powinno stanowić problemu.
Przewidujemy, że realizacja projektu przebiegać będzie w 7 etapach (wpisanych jako zadania badawcze w
harmonogramie projektu):
1. Integracja i testy aparatury, weryfikacja oprogramowania do obsługi i zbierania danych
(1-6 miesiąc projektu, łącznie 29 osobo-miesięcy)
Przewidujemy, że do chwili rozpoczęcia realizacji projektu aparatura pomiarowa „Pi of the Sky” będzie już
zainstalowana w Laboratorium Aparatury Astrofizycznej Instytutu Problemów Jądrowych w Świerku, a także
uruchomiona i przetestowana pod względem funkcjonalnym (mechanika, zasilanie, elektronika odczytu,
sterowanie montażem, zbieranie danych z poszczególnych kamer). Pierwszym etapem realizacji projektu będzie
połączenie wszystkich elementów aparatury (2 zestawy po 3 montaże, po 4 kamery na każdym montażu) tak aby
działała jak jeden teleskop o bardzo szerokim polu widzenia. Integracja dotyczy zarówno sterowania montażami i
kamerami, programów kontroli i zbierania danych, programów do bieżącej analizy danych (w szczególności
wykrywania błysków on-line) jak i programów do analizy zebranych już danych (off-line). Każdy montaż będzie
wyposażony w dedykowany komputer sterujący nim i zbierający dane z 4 podłączonych do niego kamer.
Niezależne komputery będą prowadziły analizę i katalogowanie zebranych danych. Dzięki zapewniającemu pełną
elastyczność połączeniu wszystkich elementów systemu siecią ethernet integracja systemu będzie w całości
przebiegać na poziomie oprogramowania. Aby w przyszłości zapewnić bezawaryjną pracę aparatury konieczne są
bardzo drobiazgowe testy i weryfikacja działania całości aparatury oraz przygotowanych procedur sterowania i
zbierania danych. Najlepszym sposobem jest sprawdzenie aparatury w „warunkach bojowych” poprzez podjęcie
regularnych obserwacji nieba. Przewidujemy, że same obserwacje mogłyby potrwać około 3 miesięcy, co
pozwoliłoby na zebranie ilości danych wystarczającej do testów oprogramowania off-line.
2. Analiza danych testowych, weryfikacja oprogramowania do bieżącej analizy danych
(4-12 miesiąc projektu, łącznie 16 osobo-miesięcy)
Dane zebrane podczas testów aparatury będą wykorzystane do wszechstronnej weryfikacji całego
oprogramowania. Dotyczy to zarówno programów do potokowej analizy danych w czasie rzeczywistym
(wykrywanie błysków on-line) jak i dalszego przetwarzania danych: wyszukiwania, pomiaru jasności i
identyfikacji gwiazd, oraz katalogowania pomiarów w bazie danych. Eksperyment będzie zbierał około 60 GB
danych na godzinę i przechowywanie wszystkich danych będzie po prostu technicznie niemożliwe. Konieczna jest
znaczna redukcja danych, przynajmniej o rząd wielkości. Podstawowym założeniem przy redukcji danych jest
punktowość wszystkich obserwowanych obiektów astronomicznych. Dzięki temu można każde zdjęcie zamienić
na listę obiektów z podanymi współrzędnymi położenia (na klatce) i jasnością (fotometria). Następnie najjaśniejsze
obiekty są identyfikowane poprzez porównanie ich pozycji i jasności z wartościami zapisanymi w bazie danych
(astrometria), jednocześnie wyznacza się też dokładną orientację każdej kamery na sferze niebieskiej co pozwala
określić położenia pozostałych obiektów na klatce. Na koniec wszystkie pomiary są dodawane do bazy danych. W
kolejnym kroku stosuje się procedury automatycznego przeczesywania zebranych danych w poszukiwaniu gwiazd
nowych, rozbłysków lub pojaśnień znanych obiektów, identyfikacji gwiazd zmiennych. Choć w każdym przypadku
istnieje przetestowane już oprogramowanie analizujące dane z pojedynczej kamery (prototypu „Pi of the Sky”)
konieczne jest jego rozszerzenie na przypadek jednoczesnej obserwacji wielu pól i gruntowne przetestowanie.
Analiza zebranych danych testowych powinna także pozwolić na ostateczną weryfikację działania systemu jako
całości i określenie podstawowych parametrów roboczych aparatury. Mamy nadzieję, że warunki pogodowe w
Polsce pozwolą na zebranie dostatecznej ilości danych.
3. Przygotowanie, konfiguracja oraz testowanie bazy danych dla pełnego systemu i związanych z nią
narzędzi (7-18 miesiąc projektu, łącznie 16 osobo-miesięcy)
Baza danych stanowi serce eksperymentu „Pi of the Sky”, a w pełnym systemie jej rola jeszcze wzrośnie.
Konieczne jest takie przygotowanie i optymalizacja bazy danych, aby uzyskać możliwość szybkiego
katalogowania nowych danych przy jednoczesnym efektywnym dostępie do danych wcześniej zebranych. Baza
danych będzie testowana w oparciu o zebrane dane i przygotowane procedury analizy. Optymalizacja bazy danych
potrwa aż do uruchomienia pełnego systemu w miejscu docelowym.
4. Transport, instalacja i uruchomienie aparatury w miejscu docelowym
(7-18 miesiąc projektu, łącznie 50 osobo-miesięcy)
Przygotowanie aparatury do transportu wymaga jej demontażu. Ze względu na złożoność systemu, zarówno pod
względem mechanicznym jak i połączeń elektrycznych, jest to zadanie żmudne i czasochłonne. Wymaga
zachowania niezwykłej staranności, zapisywania i oznaczania każdego detalu, aby zapewnić możliwość pełnego
odtworzenia aparatury w miejscu docelowym. Wraz z aparaturą przewieźć i zainstalować trzeba też specjalnie
zbudowane wiaty z otwieranych dachem służące za pomieszczenie laboratorium. Przewiduje się, że sama
procedura demontażu, transportu i ponownego montażu aparatury potrwa około 6 miesięcy. Kolejne 6 miesięcy
przeznaczonych będzie na testy aparatury i doprowadzenie układu do stanu pełnej efektywności. Szczególnie
istotne będzie uruchomienie i przetestowanie procedur synchronizacji sterowania i zbierania danych dla dwóch
odległych o 140 km systemów. Przypuszczamy też, że kilka miesięcy może potrwać przetestowanie i pełne
wdrożenie procedury odrzucania błysków pochodzących od satelitów na podstawie paralaksy.
5. Zbieranie, bieżąca analiza i katalogowanie danych, poszukiwanie GRB
(19-36 miesiąc projektu, łącznie 42 osobo-miesiące)
Po ostatecznym uruchomieniu w miejscu docelowym system będzie już autonomicznie zbierał, analizował i
katalogował dane. Na bieżąco będą też weryfikowane sygnały o GRB pochodzące z satelitów (poprzez GCN), a
także poszukiwane będą inne błyski na niebie (w oparciu o wyżej opisany wielostopniowy algorytm selekcji).
Przewidujemy, że w każdym przypadku zaobserwowania przez „Pi of the Sky” błysku optycznego pochodzenia
kosmicznego (brak paralaksy) przesyłana będzie informacja do innych zainteresowanych eksperymentów i/lub do
sieci GCN. Źródło błysku będzie też identyfikowane poprzez porównanie jego współrzędnych z różnymi
dostępnymi katalogami obiektów astronomicznych (np. znanych gwiazd rozbłyskowych). W przypadku informacji
o błysku otrzymywanych z GCN lub od innych eksperymentów mierzona będzie jego krzywa blasku, a jeśli nie
zostanie zaobserwowany z powodu zbyt małej jasności wyznaczane będzie ograniczenie na jasność obiektu przed,
w trakcie i po błysku.
Niezależnie od poszukiwania błysków zbierane dane będą też poddawane bieżącej analizie Jak już opisano przy
zadaniu 2, kolejnymi krokami tej analizy jest fotometria, astrometria oraz wpisanie wszystkich pomiarów do bazy
danych (katalogowanie). Surowe dane mogą być przechowywane na dyskach co najwyżej przez kilka dni, po czym
są kasowane. Zachowywane w całości są jedynie te klatki, na których automatyczne procedury wykryły coś
ciekawego. Istotne jest, żeby w takim przypadku zawsze móc zweryfikować wynik działania algorytmu.
W tym okresie, jeśli nie będziemy mieli do czynienie z nieprzewidzianymi awariami, system będzie działał bez
bezpośredniego nadzoru i (mamy nadzieję) praktycznie bez ingerencji człowieka. Nadzór człowieka nad
działaniem aparatury sprowadzać się będzie do zdalnej weryfikacji przypadków błysków i innych ciekawych
przypadków wykrytych automatycznie przez aparaturę. Raz na kilka miesięcy konieczna jednak będzie wizyta
jednego z członków zespołu w celu sprawdzenia i konserwacji sprzętu, oraz wymiany dysków przeznaczonych na
katalogowane dane.
6. Analiza skatalogowanych danych: poszukiwanie gwiazd zmiennych, gwiazd nowych i innych
szybkozmiennych zjawisk. (25-36 miesiąc projektu, łącznie 21 osobo-miesięcy)
Na wpisanych do bazy danych pomiarach działają kolejne procedury, które poszukują nowych obiektów na
niebie, czyli wyszukują pomiary, których nie można przyporządkować do żadnych znanych (z poprzednich
pomiarów) obiektów. Wyszukiwane są także zmiany jasności znanych obiektów, które nie były wcześniej
zidentyfikowane jako zmienne. W ten sposób identyfikowane są w szczególności gwiazdy nowe i nowe karłowate.
W przypadku powtarzających się zmian jasności podejmowana jest próba znalezienia okresu zmienności gwiazdy.
Na podstawie „zfazowanej” krzywej blasku (zależność jasności od czasu modulo okres zmienności) określony
może być typ zmienności, a co za tym idzie typ gwiazdy zmiennej. Istnieje szereg algorytmów poszukiwania
okresu zmienności w zbiorze pomiarów. W przypadku danych zebranych przez aparaturę prototypową w latach
2004-2005 najefektywniejsza okazała się tzw. metoda analizy zmienności (AoV). Przewidujemy jednak, że w
przypadku danych z pełnego systemu zostanie powtórnie przeprowadzona szczegółowa analiza mająca na celu
znalezienie optymalnej procedury identyfikacji i wyznaczania okresu gwiazd zmiennych.
7 Przygotowanie publicznie dostępnej bazy danych zebranych pomiarów
(31-36 miesiąc projektu, łącznie 16 osobo-miesięcy)
Od ostatecznego uruchomienia w miejscu docelowym do końca trwania projektu aparatura pełnego systemu „Pi
of the Sky” powinna dostarczyć łącznie kilkadziesiąt miliardów pomiarów, które gromadzone będą w dedykowanej
bazie danych. Dane te stanowić będą wyjątkowy materiał badawczy dla różnego rodzaju studiów. Oczywistym jest,
że stosunkowo nieliczny zespół „Pi of the Sky” będzie w stanie przeprowadzić jedynie podstawowe analizy,
bezpośrednio związane z tematyką projektu. Aby jednak maksymalnie wykorzystać potencjał naukowy aparatury
zamierzamy publicznie udostępnić wszystkie zachowane pomiary. W tym celu przygotowana będzie dedykowana,
publicznie dostępna baza danych, z której będą mogli korzystać zainteresowani współpracą z zespołem „Pi of the
Sky” naukowcy. Mamy nadzieję, że zaowocuje to powstawaniem wielu nowych prac i publikacji. Publiczna baza
danych będzie też służyć działalności popularyzatorskiej (dostęp do podstawowej funkcjonalności także dla nie
zarejestrowanych użytkowników) oraz edukacyjnej (możliwość wykorzystania zebranych danych do
przygotowywania prac licencjackich i magisterskich). Rozpoczęta w ubiegłym roku współpraca z firmą IBM
Polska, która udostępnia nam nieodpłatnie swoją najnowszą bazę danych już zaowocowała kilkoma pracami
magisterskimi w dziedzinie informatyki wykonywanymi na warszawskich uczelniach. Tak jak dla studentów
elektroniki czy fizyki „Pi of the Sky” jest wyjątkową okazją wypróbowania własnych umiejętności przy realizacji
realnego projektu, dla młodych informatyków współpraca z nami daje wyjątkowe możliwości pracy z
najnowszymi, komercyjnymi narzędziami współczesnej informatyki.
Szacujemy, że realizacja projektu wymaga łącznie 190 osobo-miesięcy (w przeliczeniu na FTE) pracy
członków zespołu. W tym 130 osobo-miesięcy przypada na pracowników naukowych zaś 60 osobo-miesięcy na
pracowników inżynieryjno-technicznych oraz studentów i doktorantów zaangażowanych w realizację projektu.
5. Wymierny, udokumentowany efekt podjętego problemu.
(zakładany sposób przekazu i upowszechnienia wyników - publikacje naukowe oraz referaty na konferencjach w
Polsce i za granicą, monografie naukowe, rozprawy doktorskie i habilitacyjne, nowe metody i urządzenia
badawcze)
Głównym efektem realizacji projektu będzie uruchomienie dwóch stacji badawczych, w których zainstalowana
będzie aparatura pomiarowa „Pi of the Sky”. Przewidujemy, że tak jak w przypadku prototypu, aparatura ta będzie
zbierała dane przez okres przynajmniej pięciu lat, a więc jeszcze przez kilka lat po zakończeniu realizacji projektu.
Spodziewamy się, że w ciągu 18 miesięcy funkcjonowania pełnego systemu „Pi of the Sky” możliwe będzie
wykrycie i pomiar jasności optycznej w przynajmniej kilku przypadkach błysków gamma. Dla pozostałych
błysków rejestrowanych przez satelity, znajdujących się w polu widzenia aparatury, będą wyznaczone limity
jasności (kilkadziesiąt przypadków). Zebrane dane posłużą też do opracowania nowego katalogu gwiazd
zmiennych, wśród których powinno znaleźć się wiele gwiazd nie zidentyfikowanych wcześniej jako zmienne, lub
dla których nie była wcześniej znana dokładna charakterystyka zmienności. Dane zebrane przez pełen system „Pi
of the Sky” (średnio ponad tysiąc pomiarów na gwiazdę) pozwolą na bardzo dokładną analizę parametrów
zmienności dla znanych i nowozidentyfikowanych gwiazd zmiennych.
Otrzymywane wyniki będą prezentowane na konferencjach oraz w publikacjach. Informacje o obserwacjach
nowych obiektów lub ich identyfikacji są też zwyczajowo rozpowszechniane za pośrednictwem internetu.
6. Wykaz najważniejszej literatury dotyczącej problematyki wniosku.
(maks. 25 pozycji)
[1] Klebesadel R.W., Strong I.B. and Olson R.A., “Observations of Gamma Ray Bursts of Cosmic Origin”,
Ap. J. Lett. 182 (1973) 85-88.
[2] W. S. Paciesas et al., “The Fourth BATSE Gamma-Ray Burst Catalog”, Ap. J. Vol. 122, No 2, 1999, page 465;
astro-ph/9903205.
[3] S. Djorgovski, et al., “The optical counterpart to the gamma-ray burst GRB 970508”, Nature 387, 876.
[4] Kawai et al., “Search for the host galaxy of GRB 050904 at z=6.3”, Nuovo Cim.121B (2006) 1427-1429
[5] A. I. MacFadyen and S. E. Woosley, "Gamma-Ray Bursts and Explosions in Failed Supernovae", ApJ 524
(1999) 262–289
[6] B. Paczynski, “Are Gamma-Ray Bursts in Star Forming Regions ?”, ApJ 494 (1998) 45
[7] S. Woosley, "Gamma Ray Bursts in the Swift era", AIPC (2005)
[8] Meszaros, P. and Rees, M.J., “Tidal Heating and Mass Loss in Neutron Star Binaries: Implications for Gammaray Bursters”, Ap.J. 397 (1992) 570
[9] R. Narayan, B. Paczynski, T. Piran, "Gamma-Ray Bursts as the Death Throes of Massive Binary Stars",
Astrophys.J., 395 (1992) 83 - 86
[10] B. Zhang and P. Meszaros, “Gamma-Ray Bursts: progress, problems and prospects”, International Journal of
Modern Physics A 19 (2004) 2385-2472; astro-ph/0311321.
[11] E. Waxman, “Gamma-Ray Bursts: The Underlying Model”, Lect.Notes Phys. Vol. 598 (2003) 393-419
[12] GRB Coordinate Network (GCN), http://gcn.gsfc.nasa.gov/
[13] K. Akerlof et al., “Observation of contemporaneous optical radiation from a γ-ray burst”, Nature 398 (1999)
400-402
[14] W. T Vestrand et al., “A link between prompt optical and prompt γ-ray emission in γ-ray bursts”, Nature 435
(2005) 178-180
[15] B. Paczyński, P. Haensel, “Gamma-Ray Bursts from quark stars”, Monthly Notices of the Royal Astronomical
Society: Letters, Volume 362, Issue 1, pp. L4-L7; astro-ph/0502297.
[16] M. I. Andersen, H. Pedersen, “Gamma-ray burst optical follow ups with robotic telescopes”, Astronomische
Nachrichten 325:490, 2004.
[17] J. L. Racusin et al., Broadband Observations of the Extraordinary Naked-Eye GRB 080319B, przyjęte do
druku w Nature
[18] Isaac Newton Group of Telescopes, http://www.ing.iac.es:8080/Astronomy/observing/manuals/
Czy dodać jeszcze jakieś publikacje “Pi of the Sky”?