2012

Ważne daty w roku 2012

16 marzec 2012 - W dniu tym zostaje założony nowy Katowicki Oddział Polskiego Towarzystwa Miłośników Astronomii. W zasadzie jest to reaktywacja po 36 latach Oddziału, który już istniał i został zamknięty w 1976 roku.

Urania - Postępy Astronomii 4/2012, str. 186-189, OGLE w OG(ó)LE, Radosław Poleski

Od 20 lat, niemal każdej nocy na szczycie chilijskiej góry Las Campanas jeden z astronomów pracujących w Obserwatorium Astronomicznym Uniwersytetu Warszawskiego otwiera kopulę teleskopu. Rozpoczyna się kolejna seria obserwacji w ramach programu OGLE (ang. Optical Gravitational Leming Experiment — Optyczny Eksperyment Soczewkowania Grawitacyjnego). Prosty w istocie pomysł, konsekwentnie realizowany, okazał się jednym z najbardziej owocnych przedsięwzięć w historii polskiej astronomii. O co w tym chodzi?

Współcześnie badanie planet, gwiazd, gromad i galaktyk wiąże się zwykle z wykonywaniem zdjęć nieba i późniejszym ich przetwarzaniem. Jeżeli głównym celem obserwacji są gwiazdy, to pojedyncze zdjęcie umożliwia nam zmierzenie tylko dwóch ich parametrów: jasności i pozycji. Warszawscy astronomowie z projektu OGLE badają głównie zmiany jasności gwiazd. Każdej nocy fotografują te same obszary nieba i poszukują gwiazd, które jaśnieją lub słabną. Projekt OGLE ma za zadanie monitorowanie jasności możliwie dużej liczby gwiazd, stąd też są obserwowane najgęstsze rejony nieba: zgrubienie centralne Galaktyki oraz Wielki i Mały Obłok Magellana. Obłoki to dwie pobliskie galaktyki, które gołym okiem można zobaczyć z południowej półkuli.

Tylko na zdjęciach nieba dobrej jakości, czyli nie tylko dobrze naświetlonych, ale i możliwie ostrych, można wykonywać dokładne pomiary jasności gwiazd. Ważne jest, by obrazy gwiazd były możliwie małe i oddzielone od sąsiednich. Aby to osiągnąć, obserwacje są prowadzone z Obserwatorium Las Campanas (Chile), które jest jednym z najlepszych miejsc dla astronomów na Ziemi. Dodatkowym atutem chilijskiego obserwatorium jest to, że szerokość geograficzna jest prawie równa deklinacji centrum Galaktyki. Dzięki temu najważniejszy dla OGLE obszar nieba góruje parę stopni od zenitu.

Teleskop Warszawski, bo tak nazywa się instrument, który służy projektowi OGLE, w najgęstszych rejonach zgrubienia centralnego Galaktyki na jednym zdjęciu rejestruje kilka milionów gwiazd. Wśród nich są gwiazdy pokazujące charakterystyczne pojaśnienia, powodowane mikrosoczewkowaniem grawitacyjnym (zjawisko przewidziane przez ogólną teorię względności Einsteina) i to one stanowią najważniejszy cel poszukiwań. Niejako przy okazji rejestrują się tysiące gwiazd zmiennych, które dla warszawskich astronomów są również bardzo ważne. Ich blask zmienia się w bardzo różnych skalach czasowych – od kilkunastu minut do wielu lat. Dlatego obserwacje tego samego pola na niebie są powtarzane nawet co około 20 min (3 najgęstsze pola). Każdej kolejnej nocy powtarzane są obserwacje tych samych pól, ale - co jest niezwykłe na skalę światową – do tych samych pól wracamy rok, dwa, a nawet kilkanaście lat później. Takie podejście do obserwacji pozwala badać zjawiska niedostępne w inny sposób. Przykładem niech będą układy podwójne gwiazd, które są tak blisko siebie, że nie można ich rozdzielić, a jednocześnie są ustawione tak, że dwie gwiazdy zaćmiewają się co jakiś czas. Jak odkrywać takie układy? Z góry nie wiadomo, kiedy zajdzie zaćmienie i która z gwiazd pokaże takie zjawisko. Poza zaćmieniem układy podwójne niczym nie różnią się od innych gwiazd, dlatego o obecności drugiej gwiazdy możemy się dowiedzieć tylko w przypadku, gdy wykonamy obserwacje w odpowiednim momencie. Dzięki obserwacjom OGLE udaje się znajdować układy zaćmieniowe, w których zaćmienia trwające zaledwie kilka-kilkanaście dni zachodzą raz na parę lat. Trzeba być naprawdę cierpliwym i sumiennym, by wykryć takie gwiazdy. U innych gwiazd zmiany jasności trwające kilkadziesiąt minut mogą świadczyć o istnieniu planet pozasłonecznych o masach porównywalnych z masą Ziemi, czyli potencjalnie takich, na których rozwinęło się życie. (Szerzej o tym pisze Szymon Kozłowski, s. 198.) [Tekst niżej – przyp. Agnieszka Nowak]

Dwa główne elementy całego systemu obserwacyjnego to teleskop i kamera. Najpierw omówimy większy z nich, potem ten droższy, a następnie kolejne elementy. Zacznijmy więc od teleskopu. Ma średnicę lustra głównego 1,3 m. Teleskop Warszawski należy do stosunkowo małych, jeśli porównamy go do innych teleskopów profesjonalnych. W Obserwatorium Las Campanas znajdują się teleskopy o średnicach 1 m, 2,5 m oraz dwa teleskopy 6,5 m, a do tego cała armia teleskopów klasy 10-20 cm. Sterowanie Teleskopem Warszawskim jest skomputeryzowane. Teleskop był projektowany pod kątem realizacji projektu OGLE. Na wspomnianych wcześniej większych teleskopach astronom obserwuje kilka nocy, a potem kolejny badacz przejmuje stery i zabiera się za obserwacje innych obiektów. Teleskop Warszawski tym się odróżnia od innych, że jest dedykowany projektowi OGLE.

Kamera używana obecnie w projekcie OGLE jest unikatem na skalę światową. To jeden z niewielu tak dużych instrumentów, który przeznaczony jest do jednego przeglądu nieba. Ma 256 milionów pikseli, a w każdym pikselu mieści się ponad sto tysięcy elektronów. Dzięki elektronice nowej generacji komputer może przeczytać zdjęcie zrobione przez kamerę w 20 s, co jest znaczącą poprawą w porównaniu z poprzednio używanymi instrumentami. Dzięki dużej liczbie pikseli jednym zdjęciem można objąć na niebie 1,4 stopnia kwadratowego. To ponad sześć razy więcej niż tarcza Księżyca w pełni.

Rysunek 1 został pokazany w odcieniach szarości, bo tak rejestrowane są zdjęcia astronomiczne – kamery nie robią zdjęć kolorowych. Rejestrują one tylko strumień światła. Kolory, które możemy podziwiać na zdjęciach nieba, choćby na okładkach "Uranii", biorą się z połączenia zdjęć wykonanych przez kilka różnych filtrów. W przypadku OGLE obserwacje prowadzi się tylko w dwóch filtrach. W filtrze oznaczanym literą I zbieranych jest około 90% obserwacji i to te dane są używane do wyszukiwania zmian jasności gwiazd. Środek czułości tego filtru przypada na światło o długości fali 800 nm, czyli jest trochę dłuższe o tego, co ludzkie oko postrzega jako kolor czerwony. Drugi z filtrów (V) pokrywa zakres barw od lekko zielonej (480 nm) przez żółtą (540 nm), gdzie przypada największa czułość, po pomarańczową (600 nm). Różnica jasności obiektu w obu filtrach V-I to jego barwa, która jest funkcją temperatury – im obiekt chłodniejszy, tym bardziej czerwony. Dzięki obserwacjom w dwóch filtrach jest więc możliwe skonstruowanie diagramów barwa-jasność, które pozwalają określić temperatury gwiazd i klasę jasności – czy dana gwiazda jest karłem, czy olbrzymem.

Około 20 m od kopuły teleskopu znajduje się budynek, z którego astronom steruje obserwacjami. Odsunięcie obserwatora z komputerami, kaloryferem, czajnikiem, lodówką i innymi źródłami ciepła od teleskopu jest konieczne, gdyż ciepło wytwarzane w budynku zaburza atmosferę i utrudnia prowadzenie obserwacji. W budynku poza komputerami do sterowania teleskopem, kopułą kamerą i filtrami znajduje się też małe centrum obliczeniowe, które przez prawie całą dobę analizuje zebrane obrazki. To jest kolejna cecha, która odróżnia OGLE od większości projektów obserwacyjnych. Z reguły astronomowie zabierają się za redukcję i analizę obserwacji, gdy zbiorą cały zaplanowany materiał. W przypadku dłuższych projektów, takich jak OGLE, liczba zrobionych zdjęć jest tak duża, żeby takie podejście było możliwe. Na bieżąco trzeba redukować obserwacje, czyli usuwać ze zdjęć efekty instrumentalne powodowane przez elektronikę kamery, oraz wykonywać fotometrię, czyli mierzyć jasności gwiazd.

Do pomiaru jasności gwiazd stosuje się dwie metody: fotometrię profilową i metodę odejmowania obrazów. Gwiazdy na zdjęciach wydają się okrągłe nie dlatego, że widzimy ich powierzchnie, ale dlatego że atmosfera ziemska rozprasza ich światło. W fotometrii profilowej szuka się matematycznego opisu tego rozpraszania. Z reguły jest to opisane krzywą podobną w kształcie do dzwonu. Taki model dopasowujemy do każdej gwiazdy i w ten sposób znajdujemy jednocześnie współrzędne gwiazdy na zdjęciu i jej jasność, która w analogii z dzwonem odpowiada jego wysokości. Metoda ta działa bardzo dobrze aż do momentu, gdy jest bardzo dużo gwiazd i obrazy sąsiednich gwiazd na siebie nachodzą. Nie można wtedy jednoznacznie dopasować kilku takich „dzwonów" położonych blisko siebie.

Gdy zawodzi fotometria profilowa, to z pomocą przychodzi metoda odejmowania obrazów. Do jej zastosowania są potrzebne dwa obrazy: jeden, który będzie mierzony i drugi – referencyjny, który powstaje z najlepszych obrazów danego pola. W przypadku projektu OGLE te najlepsze obrazy są wybierane spośród kilkuset lub nawet paru tysięcy zdjęć zebranych przez kilka lat. Gdy już mamy oba: obraz referencyjny i ten mierzony, to pierwszy z nich przekształcamy tak, by był możliwie podobny do zdjęcia mierzonego. Te przekształcenia są dwojakiego rodzaju. Po pierwsze gwiazdy trzeba umieścić w odpowiadających sobie pikselach obu obrazów. Najprostsze, co można zrobić, to przesunąć obraz referencyjny tak, by gwiazdy były w tych samych miejscach. Po drugie trzeba poszerzyć obrazy gwiazd na zdjęciu referencyjnym tak, by były takie same, jak te na obrazie badanym. W tym drugim kroku najsłabsze gwiazdy położone blisko jaśniejszych przestają być widoczne. Następnie oba obrazki są odejmowane. Po odjęciu mamy sygnał zerowy tam, gdzie były gwiazdy o jasności takiej samej, jak na zdjęciu referencyjnym. Jeśli mamy sygnał dodatni, to znaczy, że na obrazie badanym gwiazda była jaśniejsza niż na referencyjnym, a ujemny jeśli gwiazda była słabsza.

W przypadku OGLE fotometria jest wykonywana przez komputery znajdujące się w budynku obserwatora. Najciekawsze zjawiska mikrosoczewkowe są analizowane od razu – ich fotometria dostępna jest w kilka minut po wykonaniu ekspozycji. W przypadku gwiazd zmieniających się w skali lat nie ma konieczności, by sprawdzać każdy nowy pomiar na bieżąco. Takie gwiazdy bada się, gdy zbierze się odpowiednio dużo danych. Trzeba tutaj dodać, że bardzo często dane zebrane przez warszawskich astronomów są analizowane w połączeniu z obserwacjami z innych teleskopów. Przykładowo, mikrosoczewki grawitacyjne, które pokazują ślady istnienia planet, są analizowane dopiero wtedy, gdy połączy się dane zebrane przez wszystkich obserwatorów biorących udział w kampanii obserwacyjnej dla danego obiektu. Nierzadko jednocześnie analizuje się dane z kilkunastu teleskopów położonych na kilku kontynentach. Inaczej jest w przypadku katalogów gwiazd zmiennych, które bazują tylko na danych zebranych przez OGLE. Łatwiej jest analizować jednorodny zbiór danych, jeśli jest wystarczający do wykrycia poszukiwanych efektów. Gdy publikowana jest praca opisująca np. kolejną część katalogu gwiazd zmiennych, to jednocześnie w Internecie są udostępniane wszystkie dane dotyczące prezentowanych obiektów. Dzięki temu inni astronomowie mogą bardziej szczegółowo zbadać wybrane gwiazdy, np. łącząc dane OGLE z zebranymi przez siebie. Czasem astronomowie badający pojedyncze obiekty, które znajdują się w polach obserwowanych przez OGLE, w ramach współpracy otrzymują potrzebne dane przed ich upublicznieniem. Dociekliwy Czytelnik znajdzie przykłady takiej współpracy choćby w ostatnich numerach "Uranii".

Ważną kwestią w długotrwałym przeglądzie nieba jest archiwizacja zebranych danych. Może zabrzmieć to trochę śmiesznie: zdjęcia nieba są transportowane z Las Campanas do Warszawy nie przez sieć komputerową ale na taśmach magnetycznych, przewożonych przez obserwatorów wracających z Chile do Polski. Po dwóch lub trzech tygodniach obserwacji dane, pomimo że są skompresowane, zajmują parę terabajtów. Przesyłanie tak dużej ilości danych przez Internet byłoby zbyt uciążliwe. Taśmy magnetyczne służą nie tylko do przewiezienia danych, ale także bardzo dobrze nadają się do archiwizacji. Warto tutaj dodać, że dotarcie do fotometrii wybranej gwiazdy w polach zgrubienia centralnego Galaktyki nie stanowi problemu, nawet jeśli obserwowana była w pierwszej fazie projektu. A pomiary zebrane dawno temu mogą być w niektórych przypadkach bezcenne.

Dwudziestoletniej historii projektu OGLE, dotychczasowych wyników oraz planów na przyszłość nie sposób opisać na paru stronach. Po tym ogólnym wstępie zapraszam do lektury bardziej szczegółowych artykułów.

Urania - Postępy Astronomii, 4/2012, str.190-196, Historia projektu OGLE. Dwie dekady zalotnego zatkania. Radosław Poleski

Pijąc wodę, zawsze pamiętaj o jej źródle. (przysłowie wietnamskie)

12 kwietnia tego roku minęło 20 lat od pierwszej obserwacji wykonanej w ramach OGLE, ale sama idea projektu narodziła się kilka lat wcześniej. W 1986 r. pracujący wówczas w Princeton prof. Bohdan Paczyński na łamach „Astrophysical Journal" zasugerował, że poszukiwanie zjawisk mikrosoczewkowania grawitacyjnego pomoże wyjaśnić, czym jest tzw. ciemna materia, stanowiąca większość masy we Wszechświecie. Istnienie soczewkowania grawitacyjnego, wynikające z ogólnej teorii względności, przewidział już kilkadziesiąt lat wcześniej Albert Einstein – uznał on jednak, że efektu tego nie uda się zaobserwować i ograniczył się do rozważań czysto teoretycznych. Co z nich wynika? Ogólna teoria względności przewiduje, że przestrzeń wokół ciał posiadających masę jest zakrzywiona, więc biegnące przez nią światło się ugina. Jeśli między obserwatorem a źródłem światła znajdzie się wystarczająco masywny obiekt, to zakrzywi on bieg promieni świetlnych w taki sposób, że obserwator zobaczy dwu- lub wielokrotny obraz źródła (patrz artykuł Szymona Kozłowskiego, s. 198). Ale obiekty o masach gwiazdowych dają obrazy źródła odległe od siebie o zaledwie około 0,001 sekundy łuku. Nie jesteśmy w stanie ich rozdzielić, widzimy tylko pojaśnienie źródła światła, skupionego jak w soczewce - i stąd nazwa mikrosoczewkowanie. Paczyński oszacował, że jeśli tajemnicza ciemna materia jest zbudowana z bardzo słabo świecących obiektów o masach pomiędzy 0,000 001 a 100 mas Słońca, to regularne obserwacje gwiazd w sąsiadujących z Drogą Mleczną Obłokach Magellana powinny ujawnić mikrosoczewki trwające od 2 godzin do 2 lat (długość zjawiska rośnie z pierwiastkiem masy soczewki). Jednak aby zaszło zjawisko mikrosoczewkowania, obiekt o masie gwiazdy musi znaleźć się prawie idealnie na linii łączącej źródło i obserwatora. A prawdopodobieństwo tego zdarzenia jest bardzo małe – około 1:1 000 000. Szansą na zaobserwowanie mikrosoczewkowania jest więc regularne monitorowanie jasności milionów gwiazd.

Jednak w połowie lat 80. XX w. realizacja takiego programu badawczego była bardzo trudna. Ówczesne kamery CCD miały małe pola widzenia, trudno było uzyskać większy przydział czasu na wyposażonych w nie teleskopach, problem stanowiło też efektywne redukowanie zebranych obserwacji. Ale Bohdan Paczyński szukał możliwości realizacji swojego pomysłu. Prof. Janusz Kałużny wspomina: Kiedy byłem pierwszy raz w Princeton, chyba w 1988 r., prof. Paczyński dopytywał się, czy jest jakiś sposób robienia fotometrii CCD tak, by efektywnie mierzyć bardzo duże ilości gwiazd. W szczególności od razu miał genialny pomysł, żeby fotometrię robić za pomocą odejmowania.<i> Dlaczego pomysł rzeczywiście zasługiwał na takie komplementy, powiemy później, bo na wcielenie tej myśli w życie przyszło jeszcze trochę poczekać. Tymczasem w 1990 r. prof. Paczyński zaczął intensywną wymianę e-maili z Andrzejem Udalskim. Chodziło o projekt dużego przeglądu nieba. <i>Początkowo celem miało być poszukiwanie supernowych – opowiada prof. Udalski. Rozmawialiśmy o tym przez długi czas, bo ta dziedzina dopiero raczkowała. Uznaliśmy jednak, że bylibyśmy mało konkurencyjni, bo do tego potrzebny byłby teleskop większy od metrowego. A my mogliśmy liczyć na teleskop o średnicy około 1 m. Ostatecznie celem planowanego przeglądu miały się stać zjawiska mikrosoczewkowania grawitacyjnego.

Pierwsze zerknięcie na mikrosoczewki
Powoli projekt zaczął nabierać bardziej konkretnych kształtów. W skład zespołu weszli pracownicy Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Warszawskiego (OA UW) mający doświadczenie w obserwacjach fotometrycznych. Poza Andrzejem Udalskim i Januszem Kałużnym, byli to Marcin Kubiak i Michał Szymański. Prof. Paczyński doprowadził do zawiązania współpracy między OA UW i amerykańskim Carnegie Institution for Science, zarządzającym Obserwatorium Las Campanas w Chile – jednym z miejsc o najlepszym klimacie astronomicznym na Ziemi. Pierwsze obserwacje miały być prowadzone znajdującym się tam 1-m teleskopem Swope. Z ramienia Carnegie Institution do projektu weszli George Preston, Mario Mateo oraz Wojciech Krzemiński. To właśnie Preston wymyślił nazwę Optical Gravitational Lensing Experiment (Optyczny Eksperyment Soczewkowania Grawitacyjnego), w skrócie OGLE. Akronim ten odnosi się do angielskiego czasownika ogle oznaczającego zerkać zalotnie. Zespół w pierwszym roku działania otrzymał bardzo duży przydział czasu – aż 65 nocy obserwacyjnych. Równolegle z polskim projektem wystartowały dwa inne przeglądy nieba nastawione na szukanie mikrosoczewkowania: EROS i MACHO. Ich celem było znalezienie mikrosoczewek w kierunku Obłoków Magellana, OGLE zaś miało monitorować centrum Galaktyki – w 1991 r. Bohdan Paczyński przewidywał, że obserwacje w tym kierunku dają dużo większe szanse na wykrycie mikrosoczewkowania, niezależnie od tego, z czego zbudowana jest ciemna materia.

Na pierwsze obserwacje w kwietniu 1992 r. wyruszyli Andrzej Udalski i Michał Szymański. Ich pobyt w Chile miał potrwać prawie trzy miesiące, ale nie wszystkie noce obserwacyjne w tym okresie zostały przyznane projektowi. Do Las Campanas dotarł ze Stanów Zjednoczonych komputer przeznaczony specjalnie do redukcji danych OGLE – Sun SPARCstation 2 z procesorem taktowanym zegarem o częstotliwości 40 MHz, 64 MB pamięci RAM, dyskiem twardym o pojemności 3,7 GB i stacją dysków Exabyte. Produkcja tego modelu rozpoczęła się w 1990 r., więc był on wówczas nowoczesny, ale dziś wielokroć lepsze parametry mają zwykłe telefony komórkowe. Na drugą tak samo długą zmianę pojechali Marcin Kubiak i Janusz Kałużny, który chwali poprzedników: Andrzej z Michałem uzdatnili komputer i zainstalowali skrypty, które redukowały dane. Potem z Marcinem przyjechaliśmy już na gotowe– opowiada Janusz Kałużny.

Na napisanych wtedy skryptach bazują te używane dzisiaj. OGLE-I monitorowało dwa miliony gwiazd i efektywne zapisywanie pomiarów fotometrycznych nie było prostym zadaniem – potrzebne były programy do obsługi baz danych pomiarów. Oprogramowaniem tym od początku zajmował się głównie Michał Szymański. Skąd wiedział, jak należy tworzyć bazy danych? Tego nikt mnie nie uczył. Ale od początku było dla nas jasne, że jeśli chcemy analizować wyniki naszych pomiarów, to i tak musimy sami stworzyć oprogramowanie. Z SQL-em zetknąłem się dopiero później i od razu zauważyłem, że jest dobry do trzymania danych np. o kontach bankowych, a nie do fotometrii – opowiada prof. Szymański. Format bazy danych był tak dobrze przemyślany, że do dziś niewiele się zmienił, mimo że obecnie jedno zdjęcie wykonane kamerą OGLE niesie tyle samo informacji co cała noc obserwacji z początku lat 90.

Jak na początku wyglądały same obserwacje, opowiada Wojciech Krzemiński, pierwszy polski astronom w Las Campanas, który zjawił się tam jeszcze w roku 1973: Najpierw obserwacje na Swope’ie były robione tak, że siedziało się przy teleskopie. Lampka była zakryta, żeby nie świeciła na teleskop i człowiek marzł tam niemiłosiernie. Dopiero potem wydzielono małe pomieszczenie, z którego prowadziło się obserwacje. Wspomnienia pozostałych członków OGLE-I też koncentrują się wokół temperatury panującej w pomieszczeniu obserwatora. Znajdowało się ono na poziomie teleskopu i dlatego nie można było go ogrzać. Nigdy więcej w życiu tak nie zmarzłem jak wtedy. Pamiętam, że miałem na sobie wszystkie swoje ubrania, łącznie z piżamą – opowiada Michał Szymański. Temperatura była tylko 2-3 stopnie wyższa niż na zewnątrz. Obserwowało się w ciepłych butach, w czapce – przypomina sobie Janusz Kałużny. W czasie ekspozycji trzeba było poprawiać ognisko, bo teleskop miał dosyć poważny astygmatyzm i poza ogniskiem gwiazdy robiły się rozciągnięte. System miał błąd i jeżeli guider działał w czasie czytania zdjęcia z kamery, to wprowadzał na zdjęciu duży szum. Jednym z głównych zadań obserwatora było patrzenie na zegar i wyłączanie guidera na kilka sekund przed końcem ekspozycji – wspomina Kałużny. Wspomniany guider to dodatkowa kamera, która obserwuje jakąś jasną gwiazdę i poprawia ustawienie teleskopu, jeśli gwiazda się przesuwa. Jednym z pierwszych usprawnień po rozpoczęciu obserwacji OGLE-I było wykonanie elektronicznej skrzyneczki, która automatycznie wyłączała guider w odpowiednim momencie. To niesłychanie ułatwiało obserwacje.

Pierwsze efekty
Pierwsze wyniki naukowe ukazały się w 1993 r., już po rozpoczęciu drugiego sezonu obserwacyjnego. Co ciekawe, pierwsza publikacja OGLE wcale nie dotyczyła szukania mikrosoczewek. Projekt był przewidziany jako długoskalowy do tego stopnia, że po pierwszym sezonie obserwacyjnym za ich wyszukiwanie nikt się nie zabrał. Nawet nie bardzo było wiadomo, jak szukać takich zjawisk w bogatym zbiorze danych. Pierwsza praca zawierała analizę diagramów barwa-jasność dla gwiazd w centrum Galaktyki. Tego typu badania są bardziej wartościowe, jeśli bazują na fotometrii wykonanej w filtrach standardowych. Tak jest w obserwacjach OGLE, podczas których używamy filtrów V oraz I. Konkurencyjne zespoły poszukujące mikrosoczewkowania stosowały wymyślone przez siebie i nie do końca skalibrowane filtry. Czasem prowadziło to do niejednoznacznych wyników, gdy używano tych danych do celów innych niż badanie zmienności gwiazd. Prof. Udalski tak opisuje najważniejsze odkrycie pierwszej fazy projektu: Od początku zastanawiałem się, jak wyłapać jednokrotnie jaśniejące gwiazdy – mikrosoczewki. Przyszedł mi do głowy pomysł, żeby sprawdzić, jak gwiazdy stałe w jednym sezonie zachowują się w następnych. To powinno było skutecznie odsiać większość gwiazd zmiennych. Nasze obserwacje skończyły się pod koniec sierpnia 1993 r, a na początku września dane przywieźliśmy na tasiemkach do Warszawy. W zasadzie można było od razu sprawdzać te gwiazdy stałe, ale pojechałem na tydzień na wakacje pochodzić po górach. Wróciłem koło 20 września i w ciągu kilku dni przygotowałem i uruchomiłem odpowiednie programy. Pierwsza mikrosoczewka znalazła się prawie od razu! Można to było zrobić dwa tygodnie wcześniej, wtedy bylibyśmy zupełnie pierwsi, przed MACHO. Gdy tylko zobaczyłem pierwszą soczewkę, natychmiast wysiałem e-mail do prof. Paczyńskiego. Tak się nieszczęśliwie złożyło, że akurat przerwano nam linię internetową i mieliśmy ogromne kłopoty z komunikacją – wspomina. Michał Szymański tak dowiedział się o wielkim odkryciu: – To pamiętam, bo Andrzej przyszedł do mnie do domu wieczorem z wykresem. Akurat mieliśmy w domu spotkanie rodzinne. A w ogóle to odkrycie było dokonane poza godzinami pracy, czyli nielegalnie wedle dzisiejszych standardów. Prof. Udalski z wykresem odwiedził też w domu Marcina Kubiaka.

Profesor Paczyński, gdy odebrał telefon z Warszawy z informacją o pierwszej mikrosoczewce w danych OGLE, wiedział już, że zespoły MACHO i EROS ujawniły swoje pierwsze kandydatki na mikrosoczewki. Nastąpiło to na małej konferencji fizycznej, bo zespoły te składały się głównie z fizyków zajmujących się cząstkami elementarnymi. Na szczęście kolejny numer kwartalnika "Acta Astronomica" wysłano do druku tuż przed odkryciem. Druk zostaje wstrzymany. Warszawscy członkowie zespołu OGLE w ciągu 48 godzin przygotowują tekst publikacji, rozsyłają go do współpracowników w obu Amerykach i nanoszą poprawki. Oczywiście wszystko dzięki raczkującej w owym czasie w Polsce sieci Internet. Tyle że jedyne pisemne potwierdzenie odkryć MACHO i EROS, jakim dysponowali członkowie OGLE, pochodziło z magazynu "Times", którego w publikacji astronomicznej cytować nie można. Ostatecznie praca zostaje dodana do wstrzymanego numeru "Acta Astronomica". Natychmiast rusza jego druk i kwartalnik został rozesłany do bibliotek w instytutach astronomicznych. Do niektórych dotarł kilka dni przed numerem czasopisma "Nature", zawierającym prace zespołów MACHO i EROS. Można powiedzieć – remis.

15 czerwca 1993 r. – na tę datę przypadło maksimum jasności mikrosoczewki ogłoszonej na łamach "Acta Astronomica". Ale okazało się, że pierwsze zjawisko mikrosoczewkowania OGLE zarejestrowało zaledwie dwa i pół miesiąca po rozpoczęciu obserwacji! Po dokładnym przejrzeniu danych z dwóch pierwszych sezonów udało się znaleźć mikrosoczewkę, która maksymalną jasność osiągnęła 1 lipca 1992 r. Łącznie, w pierwszym sezonie udało się znaleźć 8 mikrosoczewek, a w drugim 4. Jedno ze zjawisk było szczególnie ciekawe, gdyż funkcję masy soczewkującej pełniła nie pojedyncza gwiazda, ale układ podwójny gwiazd. W takim przypadku światło od źródła jest dużo bardziej wzmocnione i można badać parametry zarówno źródła, jak i soczewki.

W kolejnych sezonach do grona obserwatorów dołączyli Mario Mateo oraz Wojciech Krzemiński, który do tej pory pomagał organizacyjnie w Las Campanas. Zachowanie tego pierwszego dobrze zapamiętał Janusz Kałużny: Maniuś Mateo zawsze, nawet gdy się zdarzało, że spadł śnieg, konserwatywnie biegał na dworze w szortach. Uważał, że to jest taki właściwy kostium dla człowieka pochodzenia kubańskiego – opowiada. Raz tylko zrobiłem krzywdę kolegom – wspomina Wojciech Krzemiński. Detektory miały słabą wydajność kwantową, dlatego ekspozycje były długie, piętnastominutowe. Jeśli chciało się wyjść z pomieszczenia przy teleskopie, to trzeba było przejść obok teleskopu po ciemku. Raz wyszedłem i od razu głową uderzyłem w teleskop, więc gwiazda prowadzenia uciekła. Piętnastominutowa ekspozycja została poruszona!

Teleskop dedykowany
Ostatnie obserwacje pierwszej fazy projektu wykonano 21 sierpnia 1995 r. OGLE-I zakończyło się sukcesem – oprócz 19 zjawisk mikrosoczewkowania wykryto tysiące nowych gwiazd zmiennych. Pozycja polskich astronomów w Las Campanas znacznie się poprawiła. A to miało znaczenie, bowiem obserwacje na teleskopie Swope były jedynie formą przejściową. Docelowo projekt miał działać na teleskopie przeznaczonym tylko dla OGLE, dzięki czemu możliwe byłoby prowadzenie obserwacji przez cały rok. Starania o to rozpoczęły się już w 1991 r., kiedy prof. Bohdan Paczyński pierwszy raz od dziesięciu lat przyjechał do Polski. W tym czasie ministrem edukacji narodowej był astronom prof. Robert Głębocki. Dyskutowaliśmy nad możliwością budowy teleskopu w dobrym astronomicznie miejscu – opowiada o momencie kluczowym dla finansowania budowy teleskopu Marcin Kubiak, ówczesny dyrektor OA UW. Oczywiście jako propozycja padało Las Campanas. Ale potrzebne było około miliona dolarów. I wtedy właśnie pojawił się tu Robert, wpadł do mnie po coś po starej znajomości. Kiedy więc przyszedł minister do spraw nauki, który ma pieniądze, zapytaliśmy go: "Czy w Polsce po transformacji jest możliwe uzyskanie miliona dolarów na teleskop?". Odpowiedział: "Bez problemu. Pieniędzy jest dużo". Minister mówiący tuż po zmianie ustroju, że na naukę jest dużo pieniędzy? To może dziwić. Ale Marcin Kubiak wyjaśnia: Za komuny formalnie na naukę szło bardzo dużo pieniędzy, bo były odpisy od zysków państwowych przedsiębiorstw. Tak naprawdę było to kierowane na wojsko, ale formalnie mówiło się, że idzie na naukę. Po transformacji nie zmieniono całego prawa natychmiast. Stare funkcjonowało nadał, biurokracja była bezwładna. Wobec tego te wszystkie odpisy naprawdę trafiały do ministerstwa nauki.

W 1991 r. zaczęto więc szukać wykonawcy teleskopu, a już pod koniec roku rozpoczęły się bliższe ustalenia z amerykańską firmą DFM. Ostateczny projekt przewidywał zbudowanie teleskopu w systemie Ritchey-Chretiena o średnicy lustra głównego 1,3 m i światłosile f/9,2. Dodatkowy korektor optyczny miał zwiększyć średnicę pola widzenia z 15' do 1,5 stopnia. 24 listopada 1992 r. dyrekcja OA UW podpisała z DFM kontrakt na budowę teleskopu, który miał być gotowy na koniec roku 1994. Wreszcie w sierpniu 1995 r. Carnegie Institution for Science, OA UW oraz – jako gwarant – Princeton University, podpisały porozumienie określające zasady funkcjonowania projektu OGLE w Las Campanas. Można było stawiać teleskop. Ale od uzyskania pieniędzy na ten cel do rozpoczęcia prac budowlanych minęło parę lat. W tym czasie kurs dolara względem złotówki umocnił się o 120%, jednak dzięki zabiegom Marcina Kubiaka budowę teleskopu udało się sfinansować z przyznanych pieniędzy. Głównym realizatorem budowy był Andrzej Udalski, który sam skonstruował część wyposażenia teleskopu, w tym kamerę.

Projektowanie i wykonanie kamery wymagało nie tylko wiedzy astronomicznej, lecz także technicznej. Nie była to dla mnie nowa rzecz, bo miałem już spore doświadczenie z pracy w Obserwatorium UW, gdzie wykonywałem m.in. dwukanałowe fotometry fotoelektryczne nowej generacji i ich elektronikę – opowiada prof. Udalski. Dokładnie studiowałem schematy elektroniczne. Skorzystałem dużo z pobytu w Princeton, gdzie pracował Jim Gunn, jeden z guru od zastosowania detektorów CCD w astronomii, który przygotowywał wtedy wielką kamerę CCD dla projektu SDSS. Pierwszą własną kamerę trudno było wykonać w Polsce, bo dużo części trzeba było sprowadzać z zagranicy. Nawet różnego rodzaju wtyczki były ciężko dostępne. Chodziło się więc na Wolumen [warszawski bazar elektroniczny – przyp. aut.]. Do dzisiaj w Las Campanas są wtyczki i gniazda pochodzące od Ludowego Wojska Polskiego, kupione na Wolumenie.

Polski przyczółek w Chile
We wrześniu 1995 r. do Chile dotarła wykonana w Polsce metalowa konstrukcja budynku teleskopu. W tym samym czasie rozpoczęła się budowa domku obserwacyjnego – parterowego budynku, z którego obserwator miał kierować teleskopem. W styczniu następnego roku dojechał do Las Campanas kontener z kopułą. Podczas montażu, wymagającego podnoszenia dźwigiem, kopuła upadła, ale na szczęście nic się nie stało.

Wreszcie 9 lutego 1996 r. miało miejsce "pierwsze światło" Teleskopu Warszawskiego. Było ono dość jasne, bo w okularze pokazała się Wenus. Dzień później warszawscy astronomowie zorganizowali spotkanie z udziałem m. in. dyrektora Obserwatorium Las Campanas Miguela Rotha. My mieliśmy swoją butelkę szampana — wspomina Marcin Kubiak – a Miguel przyniósł swoją. Ta butelka od Miguela wypadła Andrzejowi z ręki i się stłukła. Taki chrzest. To była chyba największa awaria przy teleskopie — żartuje. 18 lipca 1996 r. Andrzej Udalski wykonał pierwsze zdjęcie kamerą CCD. Ale jeszcze w lipcu pracownicy firmy DFM wrócili do Las Campanas, bo koło godzinne zostało wykonane niezbyt dokładnie i trzeba było je ręcznie doszlifować. Wada ta do dziś nie została w pełni usunięta, ale kompensuje ją guider. Regularne obserwacje rozpoczęły się 6 stycznia 1997 – wtedy zaczęła się druga faza OGLE. W zespole OGLE-II pozostali profesorowie Udalski, Kubiak i Szymański, którzy do dzisiaj kierują projektem.

OGLE – odsłona druga
Kamera OGLE-II miała tyle samo pikseli co ta używana w OGLE-I (2048x2048). Mimo lepszej wydajności kwantowej możliwości obserwacyjne nie były znacząco większe. Planowane czasy ekspozycji wahały się od 1,5 do 4 minut, a czas odczytu kamery wynosił 110 sekund. Martwił się o to Andrzej Udalski: Zastanawiałem się: będziemy mieli teleskop z dużym polem widzenia, ale w środku kamerę z tylko 4 milionami pikseli. Co by tu zrobić? Może spróbować "driftscanu"?

Driftscan (skanowanie w biegu) to technika, która pozwala zminimalizować czas martwy obserwacji, wynikający po części z tego, że obraz z kamery odczytywany jest liniami. Po przeczytaniu danych z jednej linii pozostała część zdjęcia przesuwana jest o jedną linię i czytane są dane z kolejnej. Ale zamiast najpierw naświetlać zdjęcie, potem przy zamkniętej migawce przez blisko dwie minuty czytać ekspozycję linia po linii i dopiero po odczycie przesuwać teleskop do następnego pola, można postąpić inaczej – czytać sygnał z kamery przy otwartej migawce non stop i jednocześnie przesuwać teleskop po niebie z identyczną prędkością z jaką przesuwany jest sygnał z kamery. W rezultacie otrzymuje się zdjęcie o szerokości takiej jak detektor, a długości określonej przez długość skanowania – nawet kilkakrotnie większe od pola widzenia kamery. Obserwacje takie są trudniejsze, ale dzięki nim lepiej można wykorzystać teleskop. W przypadku przeglądu OGLE-II dzięki driftscanowi wykorzystanie czasu obserwacji wzrosło od kilkunastu do 50%. Co istotne, zysk był największy w najważniejszych dla OGLE polach centrum Galaktyki.

Andrzej Udalski wspomina: – Zabawne, bo z driftscanem spotkałem się po raz pierwszy właśnie w Campanasie, gdy przyjeżdżałem tam, będąc na stażu podoktorskim w Kanadzie. Paul Schechter i Steve Shectman, znani badacze rozkładu galaktyk, obserwowali na Swope'ie driftscanem. Pamiętam, jak mi to tłumaczyli – najpierw wydawało mi się to dziwne, potem zrozumiałem. Mieli program, który na bieżąco wyświetlał, jak czytane są kolejne linie. Bardzo mi się to podobało, ale wtedy traktowałem to jako ciekawostkę. Obserwacje techniką driftscanu z lat osiemdziesiątych pamięta też Marcin Kubiak. Czemu zatem nie były one stosowane w OGLE-I? Po prostu nie wdrożono tego na Swope'ie – odpowiada prof. Kubiak. Na Teleskopie Warszawskim wdrożenie się udało. OGLEII był pierwszym dużym przeglądem nieba, który nawet wcześniej niż SDSS szeroko wykorzystywał driftscan. A co ważne, taki sposób obserwacji nie wpływał negatywnie na dokładność pomiarów fotometrycznych.

Główne cele obserwacji OGLE-II to centrum Galaktyki, Obłoki Magellana i wybrane pola w dysku galaktycznym. Całkowity monitorowany obszar miał 18 stopni kwadratowych i zawierał 40 min gwiazd. Każdej pogodnej nocy, a tych w Las Campanas jest ponad 300 w roku, obserwator wykonywał 50-70 ekspozycji. Dane z całego roku zajmowały ok. 600 GB, co oznaczało w przybliżeniu trzydziestokrotny wzrost w porównaniu z OGLE-I. Sposób sterowania teleskopem był tak pomyślany, by zminimalizować możliwość popełnienia błędów przez obserwatora oraz by zapewnić jednakowy sposób gromadzenia danych – obserwowane pola były z góry wyznaczone, tak samo jak i czasy ekspozycji, tempo czytania kamery itp. Jako dodatkowe usprawnienie pojawiło się dźwiękowe powiadamianie obserwatora o skończonej ekspozycji. Do dziś, jeśli po zakończeniu serii kilku ekspozycji obserwator nie przesunie myszki w odpowiednie okno, to z głośniczków rozlega się damski głos: "Obserwatorze, obudź się!"

Podczas drugiej fazy do projektu dołączyli młodzi doktoranci. Igor Soszyński dobrze pamięta pierwsze wskazówki przełożonego: Andrzej Udalski kazał mi regularnie podlewać pieprzowce w ogródku przy naszym domku. Mówił: "Pan się tu śmieje, ale za parę lat będziemy odpoczywać w cieniu tych pieprzowców". Od tamtej pory minęło 13 lat, pieprzowce są stale zjadane przez okoliczne zwierzęta lub osłabia je zima, pieprzu nie dają i nadal sięgają tylko do kolan. Ale podlewam je nadal – zapewnia. Obserwacyjne perypetie młodszych członków zespołu Michał Szymański komentuje: To już jakoś tak jest, że gdy przyjeżdża nowa osoba, to nagle się wszystko psuje. Ja jestem wcześniej trzy tygodnie i wszystko działa, a potem nagle nie chce.

A możliwości awarii jest wiele: kopuła, montaż, teleskop, guider, koło filtrów, kamera i kilka komputerów, które tym wszystkim sterują – całość jest dość skomplikowana i zdarzają się problemy techniczne. Jeśli obserwator nie potrafi poradzić sobie sam, to kontaktuje się przez Internet z prof. Udalskim, zdaje sprawozdanie i oczekuje na instrukcje, co i jak ma zrobić, by usunąć usterkę. Dzisiaj nie jest to problemem – można zrobić zdjęcie, zaznaczyć, co nie działa i szybko przesłać obrazek do Warszawy. Ale w czasie drugiej fazy projektu nie było jeszcze aparatów cyfrowych, a ograniczenia połączenia internetowego w Las Campanas powodowały, że instrukcje i informacje zwrotne można było przekazywać tylko tekstowo. Z reguły po godzinie, dwóch takiej współpracy udawało się usunąć problem. <i>Na przykład kiedyś rękami Igora Soszyńskiego wylutowywaliśmy przepalone mostki w zasilaczu napędu teleskopu. Działają do dziś. Ale zdarzały się też większe problemy. Tylko dwa razy w ciągu 15 lat (odpukać!) musiałem lecieć do Las Campanas w trybie pilnym, bo nie dało się już czegoś zdalnie naprawić. Mamy całkiem stabilny system – opowiada Andrzej Udalski.

Wspomnianą na początku tekstu wizję prof. Paczyńskiego dotyczącą nowej metody mierzenia jasności gwiazd – odejmowania obrazów – udało się wreszcie zrealizować. Fotometrię na danych z kamer CCD wcześniej wykonywano metodą aperturową (jasność od danej gwiazdy to suma zliczeń w pikselach jej przypisanych) lub profilową (jasność uzyskujemy po znalezieniu modelu kształtu gwiazdy na danym zdjęciu i dopasowaniu go do każdej gwiazdy). Natomiast metoda odejmowania obrazów wymaga dwóch zdjęć tego samego pola, przy czym jedno to zdjęcie referencyjne, skalowane tak, by pozycje gwiazd i ich kształty były takie jak na drugim zdjęciu. Oba zdjęcia są od siebie odejmowane. Uzyskane w rezultacie zdjęcie ma zerowy sygnał tam, gdzie nie było żadnych gwiazd lub były gwiazdy o jasności takiej samej jak na obrazie referencyjnym. Tak jest dla większości gwiazd. Te, które po odjęciu pokazują sygnał większy lub mniejszy od zera, są odpowiednio jaśniejsze lub słabsze niż na obrazie referencyjnym. Metoda ta bardzo dobrze działa w gęstych polach gwiazdowych, czyli takich, jakie są obserwowane w celu wykrycia mikrosoczewkowania grawitacyjnego.

Dzięki metodzie odejmowania obrazów powstały katalogi gwiazd zmiennych liczące ponad ćwierć miliona obiektów. Zgodnie z przyjętą przez OGLE strategią upubliczniania zebranych danych inni badacze mają dostęp do pełnej fotometrii tych gwiazd. Astronomowie mogą bardziej szczegółowo przyjrzeć się wybranym gwiazdom lub statystycznie badać różne ich typy. Dzięki temu unikatowy na skalę światową zbiór pomiarów jest lepiej wykorzystywany, a warszawski projekt obserwacyjny jest powszechnie rozpoznawany wśród badaczy gwiazd zmiennych. Warto tutaj dodać, że zespół OGLE jest stosunkowo niewielki – obecnie liczy 11 osób, a obserwacje w jego ramach prowadziło łącznie 20 astronomów.

OGLE-II i co dalej?
Ostatnią obserwację OGLE-II wykonano 26 listopada 2000 r., ale już dużo wcześniej rozpoczęły się przygotowania do unowocześnienia instrumentarium. Oddajmy głos Andrzejowi Udalskiemu: Wiedzieliśmy, że kolejna kamera będzie wielodetektorowa. W 1997 r. zaczęliśmy negocjować z najlepszym w owym czasie producentem detektorów CCD. Pojedynczy chip był bardzo drogi – rzędu 100 tys. dolarów czy nawet więcej, a my potrzebowaliśmy ich kilku. Teoretycznie z jednego płatka krzemu można było mieć dwa detektory, ale z różnych powodów producentowi to nie wychodziło i nie wszystkie wyprodukowane detektory nadawały się do obserwacji. Zamawiając ich masową produkcję za 200 czy 300 tys. dolarów można było mieć zagwarantowane około 10 dobrych chipów. Tak też zrobiliśmy. Dwa lata później mieliśmy już konkretne detektory. Wtedy podjęliśmy decyzję, że będziemy mieli kamerę 8-chipową. Około 2000 r. zacząłem zastanawiać się, jak zamienić nasze kostki CCD w kamerę — opowiada prof. Udalski. Zbudowany przez niego rok później nowy instrument miał łącznie 64 min pikseli – była to pierwsza z używanych w OGLE kamer zawierająca ich więcej niż dzisiejsze cyfrowe aparaty fotograficzne. Driftscan stał się niepotrzebny. Przygotowanie elektroniki wymagało przylutowania kilku tysięcy elementów elektronicznych. Najcieńsze były grubości ludzkiego włosa. Wymagało to sporej cierpliwości. Sprzęt miałem profesjonalny, ale ręczny, więc dobry wzrok też był potrzebny. Pewnie straciłem z dioptrię, żeby to wszystko polutować – mówi Andrzej Udalski.

OGLE-III rozpoczęło się 11 czerwca 2001 r. W nowej kamerze skala odwzorowania była mniejsza niż w poprzedniej – miało to na celu lepsze wykorzystanie świetnego seeingu panującego w Las Campanas. Pole widzenia kamery wyraźnie się powiększyło – miało wymiary 35' na 35'. Regularne obserwacje obejmowały 200 min gwiazd w centrum Galaktyki, Obłokach Magellana i wybranych polach dysku galaktycznego. Fotometria była w całości wykonywana metodą odejmowania obrazów. Roczny strumień danych liczył 3,5 TB, czyli sześciokrotnie więcej niż w OGLE-II. Michał Szymański stanął więc przed poważnym wyzwaniem – zorganizować redukcję i archiwizację wszystkich tych danych na komputerze w Las Campanas.

Podczas gdy OGLE-I odkrywało rocznie kilka mikrosoczewek, to OGLEII – już kilkadziesiąt, a OGLE-III – aż kilkaset. Podczas trzeciej fazy projektu średnia liczba mikrosoczewek wykrywanych w jednym sezonie wyniosła 530. Wzrost, jaki nastąpił od początku lat dziewięćdziesiątych, był olbrzymi.

W trakcie OGLE-III po raz pierwszy udało się skutecznie zastosować dwie metody odkrywania planet pozasłonecznych. Pierwszą była metoda tranzytów – wykorzystująca fakt, że gdy planeta pozasłoneczna podczas ruchu orbitalnego przechodzi przed tarczą gwiazdy, to zauważamy minimalny spadek jej jasności. Spośród znalezionych kandydatek na planety tranzytujące udało się potwierdzić siedem i przez parę lat OGLE było w tej dziedzinie bezkonkurencyjne. Dziś dokładnie tą samą metodą układy planetarne masowo odkrywa satelita Kepler. Druga metoda wykrywania planet, jest związana z mikrosoczewkowaniem grawitacyjnym. Obie metody są szerzej opisane we wspomnianym artykule Sz. Kozłowskiego.

19 kwietnia 2007 r. dotarła z Princeton smutna wiadomość – zmarł inspirator projektu prof. Bohdan Paczyński. Zawsze wspierał kolegów pracujących w Polsce, zapraszał ich na staże badawcze, przysyłał niedostępne kiedyś komputery i czasopisma. To od jego pracy z 1986 r. zaczęły się rozważania nt. możliwości zaobserwowania mikrosoczewkowania. Dwóch niezależnych recenzentów słusznie zwróciło uwagą, że w mojej pracy nie ma nic oryginalnego, że to tylko kompilacja fragmentów różnych idei. Jakoś udało mi się przekonać redaktora, by przyjął publikację do druku — wspominał w 1994 r. prof. Paczyński. Ale to właśnie dzięki tej pracy, a następnie odkryciom projektu OGLE narodziła się nowa dziedzina badań astronomicznych. Dopiero po odejściu prof. Paczyńskiego Łukasz Wyrzykowski zajął się gruntownym przeszukaniem danych z drugiej i trzeciej fazy OGLE pod kątem zjawisk mikrosoczewkowania w Obłokach Magellana. Konkluzją tych badań było określenie górnego limitu na wkład obiektów powodujących mikrosoczewkowanie do ogólnej masy ciemnej materii na 2%.

Największa z kamer – OGLE-IV
Ostatnie zdjęcie w ramach OGLE-III wykonano 4 maja 2009 r. Prof. Andrzej Udalski o planach dalszego rozwoju myślał jednak już dużo wcześniej. Jeszcze w 2003 r., czyli na początku trzeciej fazy projektu, zaczął rozważać z prof. Bohdanem Paczyńskim budowę większego teleskopu. Ten pomysł ostatecznie nie doszedł do skutku. Oczywista była zaś konieczność zbudowania nowej kamery, która wykorzystałaby w pełni pole widzenia Teleskopu Warszawskiego. Pracująca na nim obecnie kamera OGLE-IV, zaprojektowana i skonstruowana przez prof. Udalskiego, składa się z 32 chipów, z których każdy ma 8 min pikseli, razem 256 min. Pole widzenia teleskopu jest wykorzystane w całości, większy instrument nie miałby już czego obserwować. Nie tylko zwiększyła się liczba pikseli, lecz także szybkość odczytywania nowych detektorów. W OGLE-III odczytanie obrazu zajmowało 96 sekund, a ekspozycje w centrum Galaktyki trwały 120 sekund. Przy nowej kamerze czas odczytu skrócił się do kilkunastu sekund, więc zysk jest duży. Kamera ma też nowe, lepsze filtry – interferencyjne zamiast szklanych. Większa przepuszczalność tych pierwszych pozwala skrócić czas ekspozycji przy niezmienionym strumieniu światła docierającym do kamery. Sama kamera była na tyle duża, że wyposażenie jej w filtry i migawkę oraz zapewnienie chłodzenia było wyzwaniem technicznym. Pomoc w realizacji kolejnej fazy OGLE stanowi grant badawczy w wysokości 2,5 min euro przyznany prof. Udalskiemu przez Europejską Radę ds. Badań Naukowych.

OGLE powróciło do wyścigu o nowe mikrosoczewki 4 marca 2010 r. Dzięki wszystkim unowocześnieniom ilość zbieranych danych wzrosła prawie dziesięciokrotnie. Całkowity monitorowany obszar znowu się powiększył i obejmuje teraz około miliarda gwiazd. W centrum Galaktyki trzy pola są obserwowane co dwadzieścia minut, sześć kolejnych co godzinę, dalsze z mniejszą częstością. Główny cel zwiększenia częstości obserwacji najgęstszych pól to zwiększenie szans na wykrycie planet w zachodzących zjawiskach mikrosoczewkowania, w tym tzw. planet swobodnych, czyli nie związanych z żadną gwiazdą. Pole widzenia kamery jest w przybliżeniu sześć i pół razy większe od tarczy Księżyca, co umożliwiło przejrzenie 2500 stopni kwadratowych w celu znalezienia ciał z Pasa Kuipera. Wykryto 14 nowych obiektów tego typu, a wśród nich jest ciało o średnicy ok. 500 km.

Kamera OGLE-III nie jest teraz używana, ale wciąż pozostaje sprawnym, stosunkowo dużym i nowoczesnym instrumentem. OGLE weszło już w porozumienie z Uniwersytetem Tasmanii, który buduje teleskop o średnicy 1,3 m w Obserwatorium Bisdee Tier. Kamera OGLE-III będzie do niego podłączona i obie grupy badaczy będą dzieliły się czasem obserwacyjnym na tym teleskopie. Dzięki dużej różnicy w długości geograficznej możliwe będzie lepsze pokrycie obserwacyjne mikrosoczewek – w szczególności wykrywanie krótkotrwałych anomalii tych zjawisk, pojawiających się akurat wtedy, gdy w Chile jest dzień.

Jakie są inne plany na przyszłość? To nie do mnie pytanie - zastrzega się Marcin Kubiak. W tej chwili możliwości obserwacyjne przerosły moje wyobrażenia. Michał Szymański podchodzi do sprawy praktycznie: Trzeba by zrobić wyszukiwarkę gwiazd w danych OGLE-III, co już się robi nietrywialne. Marzy mi się jeszcze, żeby po zrobieniu zdjęcia, w nagłówku zapisywały się dokładne informacje o współrzędnych. Trzeba nad tym trochę pomyśleć, może ktoś młody się tym zajmie?... A co na pytanie o plany odpowiada szef OGLE? – Powoli trzeba będzie zacząć myśleć o dalszej rozbudowie projektu – mówi Andrzej Udalski. – Ale na razie jeszcze cały czas zachwycam się wspaniałą jakością danych OGLE-IV i myślę głównie o realizacji nowych projektów naukowych w tej fazie.

Urania - Postępy Astronomii 5/2012, str. 246-247, Społeczny sukces programu VT-2012 Tranzyt nad Polską, Paweł Rudawy

Chmury...? Czekamy! Mgła...? Nie szkodzi, przejdzie! Wieje...? Przestanie! 6 czerwca 2012 r., jak Polska długa i szeroka, setki teleskopów, kamer fotograficznych a nawet tak archaicznych instrumentów jak camera obscura zostały skierowane na Słońce, aby śledzić i rejestrować ostatni tranzyt Wenus w tym stuleciu. Spektakularne zjawisko przejścia planety wewnętrznej na tle Słońca jest jedną z rzadkich okazji, gdy można samodzielnie i przy użyciu małego instrumentu zaobserwować przebieg majestatycznego zjawiska astronomicznego. Zjawiska przebiegającego na tyle szybko, by bez trudu postrzegać zachodzące zmiany, a jednocześnie na tyle wolno, by bez pośpiechu dokonywać obserwacji i pomiarów.

Obserwacje przejść Wenus w poprzednich stuleciach miały fundamentalne znaczenie dla wyznaczenia bezwzględnej długości jednostki astronomicznej (to jest, w bardzo dobrym przybliżeniu, średniej odległości Ziemi od Słońca), a tym samym, do zbudowania podstawy astronomicznego systemu bezwzględnych pomiarów odległości we Wszechświecie. Obecnie obserwacje przejść Wenus, choć wciąż wykorzystywane do sensu stricto badań naukowych, np. do badań składu chemicznego atmosfery Wenus czy do doskonalenia metod określania parametrów fizycznych planet pozasłonecznych odkrywanych metodą tranzytów, mają głównie znaczenie edukacyjne: są wyśmienitą okazją dla zorganizowania szkolnych i środowiskowych obserwacji, pokazów, pikników astronomicznych, konkursów, prelekcji i spotkań pozwalających nie tylko poszerzyć wiedzę widzów o tym szczególnym zjawisku, ale także – w przypadku uczniów – zachęcić ich do głębszego zainteresowania się naukami ścisłymi czy też do późniejszego podjęcia studiów na kierunkach ścisłych i technicznych. Dlatego też Polskie Towarzystwo Astronomiczne, przy współpracy portalu internetowego „Astronomia.pl", zorganizowało akcję oświatową i popularyzatorską „Program VT-2012", której celem było zachęcenie polskich miłośników astronomii, a szczególnie młodzieży szkolnej, do przeprowadzenia obserwacji przejścia Wenus na tle tarczy Słońca.

Informacje na temat różnych aspektów zjawiska przejścia Wenus można było znaleźć na polskiej stronie internetowej programu VT-2012 (http://www.vt2012.astronomia.pl), gdzie w jednym miejscu starałem się zgromadzić istotne informacje o naukowych, technicznych, historycznych i społecznych aspektach tego zjawiska, na portalu publikowaliśmy również informacje o przygotowywanych przez różne ośrodki i stowarzyszenia pokazach i wykładach. Wielki wkład w dzieło popularyzacji obserwacji zjawiska tranzytu włożyli prof. Lech Mankiewicz, koordynator programu „Hands-On Universe" w Polsce oraz pan Jan Pomierny z portalu „Astronomia.pl", który udostępnił swój serwer na potrzeby portalu. Zgodnie z duchem czasu, powstało także specjalne wydarzenie związane z tranzytem na Facebooku.

Przed przejściem zgłoszono do portalu VT-2012 aż 58 różnego rodzaju imprez związanych z obserwacjami przejścia Wenus: od typowych pokazów po całonocne rozbudowane imprezy popularnonaukowe zakończone porannym pokazem przejścia. Oczywiście, całkowita liczba imprez zorganizowanych w Polsce była z pewnością znacznie większa i śmiało można założyć, iż mogła sięgać stu. Niestety, z żalem należy stwierdzić, iż stosunkowo małą aktywność w tym zakresie przejawiły planetaria i placówki naukowe związane z astronomią, katastrofalnie wypadła również próba zainteresowania wydarzeniem i pozyskania współpracy większości wojewódzkich kuratoriów oświaty. Natomiast stosunkowo duże zainteresowanie przejściem Wenus wykazały media. Pierwszy Program PR wyemitował w sobotę 2 czerwca godzinną audycję, artykuły na temat przejścia ukazały się także w „Gazecie Wyborczej" i wielu gazetach o zasięgu regionalnym. We wtorek 5 czerwca informacje o przejściu powtarzała, nierzadko jako wiadomość dnia, większość audycji informacyjnych. Niezwykle wiele miejsca temu wydarzeniu poświęciła niezawodna „Urania – Postępy Astronomii", stając się prawdziwym, acz nieformalnym, organem prasowym całej akcji i jej niezastąpionym propagatorem.

W dniu przejścia pogoda w Polsce nie była zbyt sprzyjająca, dlatego wiele ośrodków, które włożyły dużo wysiłku w przygotowanie pokazów i imprez, niestety nie mogło dokonać obserwacji. Niemniej jednak tylko na adres portalu VT-2012 nadesłano aż 35 fotorelacji z 31 pokazów publicznych, imprez oświatowych oraz obserwacji dokonanych przez osoby indywidualne, przy czym najwięcej relacji otrzymaliśmy z województw: dolnośląskiego (9), kujawsko-pomorskiego i lubuskiego (po 5) oraz z wielkopolskiego (4). I znowu, liczba obserwacji, pokazów i imprez przeprowadzonych w Polsce była niewątpliwie znacznie większa. Otrzymaliśmy, między innymi, fotorelacje z imprez zorganizowanych przez szkoły (np. Gimnazjum nr 1 i Szkołę Podstawową nr 3 w Lubsku, Zespół Szkół w Żychlinie, II LO w Głogowie czy Publiczną Szkołę Podstawową w Łanach), oddziały PTMA (Krakowski i Rozdrażewski), uczelnie wyższe (Uniwersytet Adama Mickiewicza w Poznaniu, Uniwersytet Wrocławski), kujawsko-pomorskie astrobazy (Rypin, Radziejów, Kruszwica, Inowrocław i inne) oraz od indywidualnych obserwatorów. Nie sposób wymienić wszystkich w tak krótkim sprawozdaniu, ale wszystkie fotorelacje można wciąż zobaczyć na stronie WWW programu VT--2012 (http://www.vt2012.astronomia.pl/index.html).

Osiem lat temu, 8 czerwca 2004 r., gdy przejście Wenus widoczne było z terenu Azji, Europy i Afryki, Europejskie Obserwatorium Południowe (ESO) zorganizowało skoordynowaną akcję obserwacji tranzytu i wyznaczania długości jednostki astronomicznej. Niemal trzy tysiące obserwatorów przesłało wtedy wyniki swoich pomiarów do centrum obliczeniowego, gdzie komputery na podstawie tych obserwacji wyliczyły odległość Ziemi od Słońca jako równą 149 558 547 km. Wynik ten był różny o zaledwie 0,026%(!) od wartości rzeczywistej. Podobna akcja, choć o mniejszym rozmachu, była organizowana w bieżącym roku przez organizację „Astronomers Without Borders". Oczywiście, ze względu na warunki widoczności zjawiska, zainteresowani nią byli głównie obserwatorzy znajdujący się w rejonie Australii, Nowej Zelandii i Japonii. Niestety, do chwili przygotowania tego krótkiego sprawozdania, nie zostały opublikowane wyniki pomiarów.

Przejście Wenus z 6 czerwca 2012 r. było ostatnim przejściem tej planety na tle tarczy Słońca w bieżącym stuleciu. Kolejne widoczne z Ziemi nastąpi dopiero 11 grudnia 2117 r., a jeszcze dłużej, bo aż 235 lat, do 11 czerwca 2247 r. trzeba będzie poczekać na następne przejście widoczne w Polsce... Dla wszystkich współcześnie żyjących mieszkańców Ziemi była to więc ostatnia okazja, by obserwować tranzyt Wenus. Dlatego serdecznie dziękuję wszystkim organizatorom pokazów, prelekcji, transmisji 1 wykładów za przygotowanie imprez prezentujących unikatowe zjawisko astronomiczne tranzytu Wenus, a przy okazji znakomicie popularyzujących wiedzę astronomiczną i nauki ścisłe. Jednocześnie z przykrością informuję, iż z przyczyn od nas niezależnych kolejnych akcji obserwacji przejścia Wenus w najbliższym czasie organizować nie będziemy.