Automatyczna analiza danych w obserwacjach a stronomicznych

1. Automatyczna analiza danych w obserwacjach astronomicznych Jakub Pietrzak

2. Agenda • Wprowadzenie: • Co to są automatyczne obserwatoria? • Co chcemy obserwować? • Projekt „Pi of thesky”: • cele projektu, • wykorzystywana aparatura. • Automatyczna analiza zebranych danych: • idea, • procedury „online” , • redukcja danych, • fotometria i astrometria, • dalsza analiza. • Wyniki obserwacji projektu „Pi of theSky”. • Ciekawostka

3. Agenda • Wprowadzenie: • Co to są automatyczne obserwatoria? • Co chcemy obserwować? • Projekt „Pi of thesky”: • cele projektu, • wykorzystywana aparatura. • Automatyczna analiza zebranych danych: • idea, • procedury „online” , • redukcja danych, • fotometria i astrometria, • dalsza analiza. • Wyniki obserwacji projektu „Pi of theSky”. • Ciekawostka

4. Automatyczne teleskopy • Teleskopy zdolne prowadzić obserwacje bez ingerencji człowieka, • Mogą prowadzić obserwację zadanych obszarów nieba a także reagować na „alerty” przesyłane przez inne obserwatoria, bądź przez odpowiednie organizacje (np. AAVSO, GCN), • Zbierają one niezwykle duże ilości danych, które muszą zostać przeanalizowane – silnapotrzeba automatyzacji procesu selekcji, redukcji i analizy danych.

5. Automatyczny przegląd nieba. • „Klasyczne obserwatoria patrzą „w głąb nieba” i skupiają się na konkretnych obiektach, • Celem automatycznego przeglądu nieba jest obserwacja dużych obszarów sfery niebieskiej, oraz wykrywanie nowych „nagłych” zjawisk, lub rejestracja zjawisk krótkookresowych.

7. Polskie projekty zajmujące się przeglądem nieba „ASAS” (All SkyAutomatedSurvey) „OGLE” (TheOpticalGravitationalLensingExperiment) „Pi of TheSky”

8. Agenda • Wprowadzenie: • Co to są automatyczne obserwatoria? • Co chcemy obserwować? • Projekt „Pi of thesky”: • cele projektu, • wykorzystywana aparatura. • Automatyczna analiza zebranych danych: • idea, • procedury „online” , • redukcja danych, • fotometria i astrometria, • dalsza analiza. • Wyniki obserwacji projektu „Pi of thesky”. • Ciekawostka

9. Cele obserwacji: • błyski gamma, • gwiazdy zmienne, • gwiazdy nowe.

10. Błyski gamma • Krótkie błyski obserwowane dla praktycznie wszystkich długości fal, • po raz pierwszy wykryte przez satelity Vela4, które zostały • zbudowane w celu monitorowania przestrzegania układu • o zakazie prób broni jądrowej

11. Błyski gamma

12. Błyski gamma • Wyróżniamy dwa rodzaje błysków gamma: • błyski krótkie, t < 2s o twardym widmie, • błyski długie, t od 2 do kilkunastu sekund, widmo miękkie. • Twardość widma określamy, jako stosunek liczby zliczeń w zakresie 300 – 1000 keV do liczby zliczeń w zakresie 25 – 100 keV.

13. Błyski gamma Hipotezy powstawania błysków gamma: • Krótkie – zderzenia dwóch zwartych obiektów, • Długie – zapaść hipernowej do czarnej dziury.

14. Błyski gamma Optyczna poświata po błysku GRB990123, zarejestrowana  23 stycznia 1999

15. Błyski gamma -- Różne kształty widma:

16. Błyski gamma – kilka faktów • BATSE → częstość występowania: 2-3 dziennie, unikatowe krzywe blasku, • dwa typy błysków („krótkie” i „długie”), • jaśniejsze od reszty nieba, • Przesunięcie ku czerwieni → odległość od źródła powyżej 13*109 lat świetlnych (5 tys. razy dalej niż odległość Ziemia – Galaktyka Andromedy), • Najbardziej energetyczne zjawiska we wszechświecie, energia uwalniana podczas błysku równa się energii wypromieniowanej przez nasze Słońce w ciągu kilku milionów lat.

18. Sieć GCN Sieć „GrbCoordinate Network” przesyła dane o zaobserwowanych Błyskach, oraz ich pozycjach.

19. Wybuch Nowej Nowa klasyczna  – gwiazda wybuchowa, w rzeczywistości ciasny układ podwójny złożony z białego karła i gwiazdy ciągu głównego Nova Cygni 1992 (zdjęcie wykonane 22 miesiące po wybuchu) Nowa w Galaktyce Andromedy

20. Gwiazdy zmienne Gwiazda zmienna – gwiazda, która w znaczący sposób zmienia swoją jasność. Ogólnie rzecz biorąc, każda gwiazda wykazuje drobne fluktuacje jasności, ale są one w większości przypadków praktycznie niezauważalne – na przykład jasność Słońca zmienia się o ok. 0,1% w 11-letnim cyklu

21. Gwiazdy zmienne Automatyczny przegląd nieba umożliwia jednoczesną fotometrię wielu obiektów, dzięki temu możemy dokonywać pomiarów jasności znanych nam gwiazd zmiennych a także odkrywać nowe, jeszcze nie skatalogowane. Wolf 359, Pi od theSky

22. Gwiazdy zmienne – klasyfikacja • Gwiazdy zmienne fizycznie to gwiazdy pojedyncze lub podwójne, których jasność zmienia się na skutek procesów zachodzących w samej gwieździe lub otaczającej ją materii. Ze względu na charakter i zakres zmian dzielimy je na następujące grupy: • gwiazdy pulsujące, w których struktura gwiazdy lub jej atmosfery ulega regularnym okresowym zmianom • gwiazdy zmienne atmosferycznie, w których następują nieregularne zmiany w atmosferach • gwiazdy wybuchowe, w których następuje jednorazowa lub powtarzająca się dramatyczna zmiana struktury • Gwiazdy zmienne geometrycznie to gwiazdy pojedyncze lub podwójne, których jasność zmienia się na skutek zmiany orientacji gwiazdy względem obserwatora. Ze względu na charakter zmian gwiazdy te dzielimy na następujące grupy: • gwiazdy zaćmieniowe, czyli układy podwójne gwiazd, w których jeden składnik okresowo przesłania drugi składnik, a przyczyną obserwowanych zmian jest ruch orbitalny gwiazd • gwiazdy świecące niesferycznie, w których przyczyną obserwowanych zmian jest rotacja gwiazdy • zjawiska mikrosoczewkowania grawitacyjnego, w których przyczyną pojaśnienia gwiazdy jest mikrosoczewkowanie przez inny obiekt przechodzący w pobliżu linii widzenia od gwiazdy do obserwatora

23. Agenda • Wprowadzenie: • Co to są automatyczne obserwatoria? • Co chcemy obserwować? • Projekt „Pi of thesky”: • cele projektu, • wykorzystywana aparatura. • Automatyczna analiza zebranych danych: • idea, • procedury „online” , • redukcja danych, • fotometria i astrometria, • dalsza analiza. • Wyniki obserwacji projektu „Pi of thesky”. • Ciekawostka

24. Pi of thesky – idee • ciągła obserwacja dużego obszaru nieba, • duża rozdzielczość czasowa(10s), • samodzielne rozpoznawanie błysków, • praca autonomiczna i niezawodna.

25. Pi of thesky – Prototyp • 2 CDD, 2k x 2k pikseli • montaż paralaktyczny • migawka 107 cykli • kamery pracują w koincydencji • FoV 20°x20° • rozdzielczość kątowa 36’’, • rozdzielczość czasowa 10s, • chłodzone ogniwem Peltiera, • zasięg: • 11 magnitudo (10s), • ~13 magnitudo.

26. Pełna wersja detektora ~100 km → PARALAKSA eliminacja błysków od bliskich, poruszających się obiektów.

27. Pi of thesky – strategia • system działa automatycznie, bez udziału człowieka, • co wieczór jest automatycznie generowany plan • obserwacji – skrypt programujący ruch montażu na daną noc, • 2 razy na noc robione są zdjęcia całego nieba (po 3 na pole), • w momencie otrzymania alertu z sieci GCN zmieniane jest obserwowane pole i jest ono obserwowane przez ½ h, • własny trigger dzięki algorytmom do identyfikacji błysków.

28. Nowy detektor

29. Agenda • Wprowadzenie: • Co to są automatyczne obserwatoria? • Co chcemy obserwować? • Projekt „Pi of thesky”: • cele projektu, • wykorzystywana aparatura. • Automatyczna analiza zebranych danych: • idea, • procedury „online” , • redukcja danych, • fotometria i astrometria, • dalsza analiza. • Wyniki obserwacji projektu „Pi of thesky”. • Ciekawostka

30. Proces analizy danych. Akwizycja danych Redukcja online Wielopoziomowy system triggerów Redukcja i analiza offline log Magazynowanie i dalsza analiza

31. Agenda • Wprowadzenie: • Co to są automatyczne obserwatoria? • Co chcemy obserwować? • Projekt „Pi of thesky”: • cele projektu, • wykorzystywana aparatura. • Automatyczna analiza zebranych danych: • idea, • procedury „online” , • redukcja danych, • fotometria i astrometria, • dalsza analiza. • Wyniki obserwacji projektu „Pi of thesky”. • Ciekawostka

32. Proces online – astrometria. • Szybka redukcja – odjęcie ciemnej klatki, • Fotometria – identyfikacja i pomiar jasności zarejestrowanych obiektów, • Astrometria – znalezienie transformacji pomiędzy współrzędnymi na klatce a współrzędnymi niebieskimi, (wykorzystywanej także do korekcji trackingu)

33. Proces online – filtr Laplace’a.

34. Proces online – filtr Laplace’a

35. Trzy linie triggerów • Linie pierwsza – bazuje na danych z każdej pojedynczej kamery, • Linia druga – korzysta z danych z innych kamer (w zależności od konfiguracji systemu), • Linia trzecia – finałowe algorytmy odrzucające kolejne obiekty (porównanie danych z dwóch kamer, Transformacja Hough’a).

36. Pierwsza Linia: Odcięcie pikseli o wartości mniejszej, niż wyliczona na podstawie histogramu wartość tła, Odcięcie obiektów o stałej jasności –obiekty porównywane są z obiektami z poprzedniej klatki (średniej z poprzednich klatek), Odcięcie pikseli o wartości mniejszej niż pewna ustalona wartość, mające na celu usunięcie błędów wywołanych przez filtr Laplace’a (występujące np. na brzegach jasnych gwiazd), Odrzucenie klatek, gdzie liczba obiektów zmiennych wykrytych w kroku 2 jest zbyt duża (możliwe chmury), Maksima lokalne – wymaga by wartość piksela była lokalnym maksimum, Odrzucenie otoczek,

37. Pierwsza Linia: 7. Dyskryminacja ze względu na kształt:

38. Pierwsza Linia: 8. Odrzucenie ciemnych pikseli ( wartość niższa niż średnia z otoczenia ), 9. Odrzucenie gorących pikseli (gorące piksele, które przetrwały odjęcie ciemnej klatki mogą być wynikiem przesycenia piksela matrycy CCD na skutek promieniowania kosmicznego), 10. Odrzucenie obiektów w zadanym promieniu („ifmore”),

39. Druga Linia: Sprawdzenie, czy obiekt znajduje się na danych z obu kamer (z jednego montażu) – pozwala odrzucić zdarzenia spowodowane przez promieniowanie kosmiczne.

40. Druga Linia:

41. Druga Linia: Sprawdzenie paralaksy – pozwala odrzucić obiekty znajdujące się blisko ziemi.

42. Druga Linia:

43. Trzecia Linia: Porównanie, czy sygnały z obu kamer są podobne, Sprawdzenie sferyczności obiektu z bardziej zaostrzonymi kryteriami, Prosta transformacja Hougha, pozwalająca wykryć na przykład linie prostą powstałą na skutek lecącego samolotu.

44. Trzecia Linia: 3. Prosta transformacja Hougha, pozwalająca wykryć na przykład linie prostą powstałą na skutek lecącego samolotu.

45. multilevel trigger concept (a’la particle physics exp.) all pixels coincidence stars bad pixels One night cosmics planes satellites

46. Agenda • Wprowadzenie: • Co to są automatyczne obserwatoria? • Co chcemy obserwować? • Projekt „Pi of thesky”: • cele projektu, • wykorzystywana aparatura. • Automatyczna analiza zebranych danych: • idea, • procedury „online” , • redukcja danych, • fotometria i astrometria, • dalsza analiza. • Wyniki obserwacji projektu „Pi of thesky”. • Ciekawostka

47. Redukcja danych. • Uśrednianie, • Odjęcie ciemnej klatki, • Podzielenie przez FlatField..

48. DarkFrame i FlatField.

49. Szybka Fotometria.

50. Nowe podejście