Skocz do zawartości
Tomi

HAT-P-36 b, WASP-153 b, WASP-103 b

Rekomendowane odpowiedzi

11 maja zarejestrowałem 2 tranzyty: Qatar-1 b, który opisałem w poprzednim temacie oraz HAT-P-36 b. Gwiazda HAT-P-36, której jasność wynosi 12,26 mag znajduje się w gwiazdozbiorze Psów Gończych. Tranzyt egzoplanety HAT-P-36 b trwa 132,9 minuty, zaś głębokość tranzytu to 0,0204 mag (dokładnie tyle ile wynosi dla Qatar-1 b). W tym przypadku uzbierałem 260 dziesięciosekundowych klatek i złapałem drugą część zjawiska.

1902181441_HAT-P-36bopis.jpg.1e9fea7a4612226e2b044042cd6a557c.jpg

1911480301_HAT-P-36b.gif.cdc627cebd9d7084406cd53628122359.gif

HAT-P-36 b jest nieco większa od Jowisza (1,264 Rᴊ) i prawie dwukrotnie od niego cięższa (1,832 Mᴊ). Okrąża gwiazdę bardzo podobną do naszego Słońca. Planeta została odkryta w 2012 roku.

 

http://exoplanet.eu/catalog/HAT-P-36_b/

 

 

Dzień później (12 maja) za cel obrałem gwiazdę WASP-153 (12,8 mag) w gwiazdozbiorze Lutni i krążącą wokół niej planetę oznaczoną literą b. Moim celem było zarejestrowanie po raz pierwszy pełnego tranzytu. Dodatkowymi utrudnieniami były dość wczesna godzina rozpoczęcia tranzytu (22:26) oraz przechodzące cirrusy. Również mała głębokość (0,0092 mag) zjawiska spowodowała, że na wykresie jest ono słabo zarysowane. Zebrałem blisko 1000 klatek o czasie naświetlania 10 sekund. Wykres sporządziłem po uśrednieniu każdych sześciu kolejnych pomiarów.

 

Przy okazji rejestracji odnalazłem wśród pobliskich gwiazd zmienną o jasności około 14 mag. Jak się później okazało, została już wcześniej odkryta i nosi oznaczenie LO Lyr.

670981726_WASP-153bopis.jpg.e4076a7ca91da3a10a786ab416a000e5.jpg

1742423184_WASP-153buredniony.gif.b892fad4e838d12026888c963db85f8d.gif

Według Exoplanet.eu WASP-153 b jest dość dużą planetą (1,55 Rᴊ), ale jednocześnie bardzo lekką (0,39 Mᴊ). Swoją gwiazdę – wyraźnie większą od Słońca – okrąża w nieco ponad 3 dni. Planeta została odkryta w 2017 roku.

 

http://exoplanet.eu/catalog/wasp-153_b/

 

 

Kolejnego dnia pomimo niesprzyjających warunków pogodowych postanowiłem zapolować na WASP-103 b. Gwiazdę WASP-103 o jasności 12,1 mag odnajdziemy w gwiazdozbiorze Herkulesa. Cały tranzyt trwa ponad 155 minut, zaś jego głębokość wynosi 0,0129 mag. Przechodzące chmury umożliwiły uchwycenie jedynie końcowej fazy zjawiska. Na wykresie połączyłem każde cztery kolejne pomiary z ponad 300 dziesięciosekundowych klatek.

 

1694618453_WASP-103bopis.jpg.6d43c118c423cb7aea332c55ec959e31.jpg

1499581117_WASP-103buredniony.gif.0627696449f01391cf001d61d7f87319.gif

WASP-103 b jest półtora raza większa i masywniejsza od Jowisza. Okrążenie macierzystej gwiazdy zajmuje jej zaledwie 22 godziny! Planeta została odkryta w 2014 roku.

 

http://exoplanet.eu/catalog/wasp-103_b/

  • Lubię 8

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Miło widzieć kolejne osoby wchodzące w egzotranzyty :)

 

Pytanie. Co jest twoim źródłem czasu? Bo moze warto byśsię zainteresował metodą TTV ;)

 

Pozdrawiam.

 

  • Lubię 1

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach
2 godziny temu, Hans napisał:

Miło widzieć kolejne osoby wchodzące w egzotranzyty :)

 

Pytanie. Co jest twoim źródłem czasu? Bo moze warto byśsię zainteresował metodą TTV ;)

 

Pozdrawiam.

 

Tego typu zjawiska zdarzają się bardzo rzadko, a jeśli już tak - dotyczą bardzo trudnych do wyłapania obiektów (np. Kepler-18), często na granicy do wyłapania przez profesjonalne obserwatoria. Wśród tych dobrze widocznych egzoplanet, chyba nic nie jest tak łatwego do zauważenia. Jedynie co znalazłem, to WASP-47 b, jednak amplituda TTV to zaledwie dwie minuty.

Inny problem, to sposób opracowywania danych - przy ledwo widocznych tranzytach, każdy algorytm zapewne wyliczy moment wejścia/wyjścia inaczej.

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Tu przewagę daje zbieranie materiału na oldschoolowych CCD o dobrych parametrach. Mając dokładne czasy tranzytów z efemerydy, brak konieczności pakietowania materiału i cierpliwość, można pokusić się o łapanie przesunięć. 2 minuty to sporo. Nie chciałbyś mieć własnego exomoona na koncie ? ;)

 

Pozdrawiam.

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach
51 minut temu, Hans napisał:

Tu przewagę daje zbieranie materiału na oldschoolowych CCD o dobrych parametrach. Mając dokładne czasy tranzytów z efemerydy, brak konieczności pakietowania materiału i cierpliwość, można pokusić się o łapanie przesunięć. 2 minuty to sporo. Nie chciałbyś mieć własnego exomoona na koncie ? ;)

 

Pozdrawiam.

Tylko, żeby te czasy przesunięć były wyraźne, potrzebna jest dobra dokładność pomiarowa. Pracowałem nad danymi Keplera i przyznam, że tak duże wahnięcia to jest rzadkość (i zawsze przyczyną była inna egzoplaneta niż egzoksiężyc).

 

Dajmy sobie taki przykład: http://var2.astro.cz/tresca/transit-detail.php?id=1525619181

W takim przypadku określenie momentu wyjścia ma dokładność +/- 3 minuty. To zdecydowanie za dużo, aby przeprowadzić taki projekt. Dodatkowo przydałoby się wyłapać z 10 tranzytów, a to w jeden rok jest raczej niewykonalne. Zresztą samo przetrwanie egzoksiężyca na orbicie wymaga dość dużej odległości od gwiazdy - wówczas, w naszych warunkach, wyłapanie dwóch tranzytów danej planety w ciągu roku może być wyczynem. W przypadku zjawiska przedstawionego w linku, było to wykonane obiektywem 4", dlatego 14" powinno dać niepodważalnie lepsze wyniki: http://var2.astro.cz/tresca/transit-detail.php?id=1374754521 (choćby z 12" tutaj).

 

CMOS da radę (piszę to tylko z powodu pierwszego zdania), tylko trzeba umieć to opracować. Samo wrzucenie do Muniwina to nie wszystko. Jeśli mamy możliwość korzystania z krótkich ekspozycji, da się filtrować. I to udowodniłem sobie na przykładzie HD 6121 (wszystkie pomiary nic nie pokazały nawet po uśrednieniu, ale po wywaleniu 20% najgorszych - wow, widać zmienność! https://www.aavso.org/vsx/docs/512970/3120/HD 6121 phase curve.png). Osiągalne pomiary mogą być niewiele gorsze niż te, od Keplera/TESS (ta krzywa w zdaniu wcześniej to zły przykład, bo to DSCT! - mi chodzi o tranzyty). Wydaje się absurdem, ale sondy te pracują na pomiarach po 30-minut. Zdziwiłbyś się, jaką dokładność można uzyskać, pakietując pomiary z tranzytów po 30 minut. Tylko tak naprawdę, aby miało to większy sens, trzeba by obserwować dany obiekt przez całą zimową noc (minimum 10h, aby było chociaż te 20 pomiarów). Mając sesje po 5-7 godzin, sprawdzam to z ciekawości. Tylko trzeba być bardzo ostrożnym, bo jakikolwiek trend spowoduje, że nie będzie miało to większego sensu. TTV wymaga precyzji czasowej, co jest osiągalne tylko dwoma sposobami - albo ogromny teleskop, albo kilka mniejszych zestawów obserwacyjnych. To drugie, choć rzadko spotykane w obserwatoriach, ma jednak przewagę związaną z dostępnością do gwiazd referencyjnych. Gdybym miał możliwość posiadania katadioptryka 20" z CCD a 10 Newtonów 8" f/4 (gdyby tylko to dało się jeszcze opanować, więc stałe obserwatorium niezbędne; oba zestawy porównywalne cenowo), zdecydowanie bym poszedł w kierunku tych mniejszych tub. Człowiek więcej się narobi, ale możliwości jest więcej poza jednym - 20" sięga głębiej (no i nie zbiera setki gigabajtów w ciągu nocy). Ale na pytanie "czy mi naprawdę potrzeba zejść jeszcze o tyle głębiej" chyba znasz :) W dodatku, większy teleskop nie radzi sobie z tymi jaśniejszymi gwiazdami. Widziałem obserwacje wykonane przez 50-cm teleskopy na gwiazdach 8 mag i 10 mag. To, że jest jaśniejsza, wcale nie oznaczało, że wynik będzie dokładniejszy.

 

Wychylenie TTV w danej chwili jest zjawiskiem unikalnym, jak przejście planety na tle plam na gwieździe macierzystej. Tu trzeba uderzyć maksymalnie z precyzją w pojedynczej obserwacji, a stackowanie tranzytów (jak to robi Kepler do tych płytszych) nie podziała. Zanim pomyślimy o porównywaniu odchyleń, trzeba skupić się na dokładności samych pomiarów.

 

Ogólnie, metoda TTV jest bardzo ciekawa, ale nie ma dużego zainteresowania z powodu zbyt małej dokładności, którą obecnie osiągamy.

  • Lubię 2

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

To co piszesz ma sens. Ja tylko kuszę TTV i nigdzie nie powiedziałem, że będzie łatwo ;) Dobre CCD ułatwi, ale CMOS bynajmniej nie jest na straconej pozycji. 

 

Pozdrawiam.

  • Lubię 1

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach
3 godziny temu, LibMar napisał:

Inny problem, to sposób opracowywania danych - przy ledwo widocznych tranzytach, każdy algorytm zapewne wyliczy moment wejścia/wyjścia inaczej.

Można sobie wyobrazić, że mając zbiór rejestracji tranzytów o doskonałej rozdzielczości czasowej (np. z jakiegoś super obserwatorium - mam nadzieję, że takie są... :) ) bierzemy do sprawdzenia "idealną" krzywą, a następnie porównujemy ją z uzyskaną samodzielnie.

Przy odpowiedniej ilości materiału być może udałoby się skalibrować algorytm do wyznaczania czasu początku/końca tranzytu tak, aby zgadzał się jak najlepiej z danymi treningowymi. Być może istnieje jakiś rodzaj fitowania albo innej operacji na krzywych, która odtwarzałaby czas tranzytu z lepszą dokładnością. Oczywiście robocze hipotezy można by sprawdzać na innych, "testowych" krzywych o dużej rozdzielczości. Co myślicie?

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Raczej nie szedłbym w kierunku "optymalizacji" danych pod jakąś referencyjna krzywą. Surowe dane i coraz większe śrubowanie rozdzielczości to moim zdaniem najpewniejsza droga.

 

Pozdrawiam.

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

To musi być jakiś wąski projekt, który jest kierowany przez daną osobę (najczęściej pod NASA lub ważny Uniwersytet, np. MIT). Osoby wysyłają suche pomiary (nie klatki), a wtedy pojedyncza osoba analizująca będzie korzystała zawsze z tego samego schematu. W tym przypadku my (amatorzy) tak naprawdę nic nie musielibyśmy robić, poza wysłaniem tych pomiarów.

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach
1 godzinę temu, Hans napisał:

Raczej nie szedłbym w kierunku "optymalizacji" danych pod jakąś referencyjna krzywą. Surowe dane i coraz większe śrubowanie rozdzielczości to moim zdaniem najpewniejsza droga.

 

Pozdrawiam.

Nie pod jedną, ale pod wiele jak najróżniejszych. Chodzi mi o to, by skalibrować algorytm fitowania krzywej (skoro i tak znamy z grubsza parametry gwiazdy i orbity) w taki sposób, żeby dla różnych tranzytów fitował zawsze jak najbliżej prawdy - tj. jak najlepiej wyznaczał czas początku i końca tranzytu. Jeszcze raz - nie dla jednego układu, ale dla wielu, jak największej ilości.

Wydaje mi się, że skoro znamy całą teorię (są wzory na kształt krzywej) i mamy sporo danych referencyjnych, to dobrze byłoby tą wiedzę wykorzystać. Jeśli można zwiększyć dokładność pomiarów bez inwestycji w drogi sprzęt, to co kosztuje spróbować? :)

 

Ciekawy materiał w tym temacie: http://astro.up.pt/investigacao/ficheiros/2012_AA_540_A62_1.pdf

 

W szczególności ustęp:

Cytat

Determining variations in transit timing requires precise measurements of the times of mid-transits. To compute a midtransit time, it is necessary to develop a theoretical light-curve that best models the observational measurements of the intensity of the light of a star.

I to jest to, o czym mówię - żeby opracować jak najlepiej działający mechanizm fitowania krzywej teoretycznej do pomiarów, żeby poradzić sobie z tym:

 

Cytat

Inny problem, to sposób opracowywania danych - przy ledwo widocznych tranzytach, każdy algorytm zapewne wyliczy moment wejścia/wyjścia inaczej.

 

Pozdrawiam.

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach
Cytat
9 godzin temu, Hans napisał:

Pytanie. Co jest twoim źródłem czasu? Bo moze warto byśsię zainteresował metodą TTV ;)

 

Z Twoim tematem o egzoksiężycach i metodzie TTV zapoznałem się jakiś czas temu. Bardzo interesujący.

 

Jeśli dobrze rozumiem, aby móc samodzielnie zarejestrować takie zjawisko potrzebna jest jak najlepsza rozdzielczość czasowa (dość krótki czas naświetlania) i jak największa dokładność pojedynczego pomiaru. Obecnie największą dokładność pomiarową uzyskuję dla gwiazd o jasnościach 12-14 mag przy czasach naświetlania od kilku do kilkunastu sekund (bin2). Będę zwracał uwagę na ewentualne przesunięcia wykresu.

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach
22 minuty temu, Tomi napisał:

Jeśli dobrze rozumiem, aby móc samodzielnie zarejestrować takie zjawisko potrzebna jest jak najlepsza rozdzielczość czasowa (dość krótki czas naświetlania) i jak największa dokładność pojedynczego pomiaru. Obecnie największą dokładność pomiarową uzyskuję dla gwiazd o jasnościach 12-14 mag przy czasach naświetlania od kilku do kilkunastu sekund (bin2). Będę zwracał uwagę na ewentualne przesunięcia wykresu.

Nie musi to być bardzo krótki czas naświetlania, tylko żeby pomiar był wystarczająco dokładny. Klatki po 60s, jeśli wychodzi precyzyjnie, spokojnie będą się nadawać.

Największa dokładność pomiarowa to kwestia względna. Ciebie jednak ogranicza czas zapisania obrazu. W rzeczywistości, ta granica będzie spadała wykładniczo, wraz z coraz jaśniejszym celem. Ale w pewnym momencie powinno być już płaskie (w moim przypadku: od 8 mag i jaśniej, wykres jest przestarzały). Z 14" zdecydowanie dałbyś radę z celami po 10-11 mag ;)

Limity dla tranzytów.png

  • Lubię 2

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

A połowa analizowanych danych z ETD :) Czyli generalnie od każdego.

 

Pozdrawiam.

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach
7 godzin temu, LibMar napisał:

My tu gadu gadu, a tu faktycznie coś wyłapali :) Świeża publikacja, bo to z dzisiaj.

https://arxiv.org/abs/1806.03503

Tranzyt TrES-5 b z 29 maja :)

2104533855_TrES-5b.gif.c88e5da804af936005ca052903a44e5c.gif

  • Lubię 3

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach
6 minut temu, Tomi napisał:

Tranzyt TrES-5 b z 29 maja :)

Dlatego wysyła się obserwacje do ETD, a nie zapisuje krzywą blasku i anuluje raport ;)

  • Lubię 1

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach
3 godziny temu, LibMar napisał:

Dlatego wysyła się obserwacje do ETD, a nie zapisuje krzywą blasku i anuluje raport ;)

Oczywiście! Masz absolutną rację :) Dotychczas nie wysyłałem obserwacji do ETD, gdyż chciałem wcześniej nabrać pewnego doświadczenia. Myślę, że mogę zacząć wysyłać ;)

  • Lubię 1

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Jeśli chcesz dodać odpowiedź, zaloguj się lub zarejestruj nowe konto

Jedynie zarejestrowani użytkownicy mogą komentować zawartość tej strony.

Zarejestruj nowe konto

Załóż nowe konto. To bardzo proste!

Zarejestruj się

Zaloguj się

Posiadasz już konto? Zaloguj się poniżej.

Zaloguj się

  • Przeglądający   0 użytkowników

    Brak zarejestrowanych użytkowników przeglądających tę stronę.

  • Polecana zawartość

    • Mamy polską zmienną typu R Coronae Borealis (RCB)!
      W ten weekend, korzystając z danych ASAS-SN (All Sky Automated Survey for Supernovae), wykryłem nieznaną do tej pory zmienną typu R Coronae Borealis. To jedna z najrzadszych typów gwiazd zmiennych - do tej pory odnaleziono zaledwie ~150. Ich poszukiwanie nie należy do najprostszych, gdyż swoimi wskaźnikami barwy (B-V, J-K etc.) nie wyróżniają się zbytnio, dlatego szybciej jest przeszukać krzywe blasku.
        • Lubię
      • 12 odpowiedzi
    • Odkrycia 144 gwiazd zmiennych
      W tym temacie przedstawiam wyniki trwającego pół roku amatorskiego projektu, którego celem było wyszukiwanie nowych gwiazd zmiennych. Podsumowując, udało mi się znaleźć 144 gwiazdy zmienne, jedna z nich to współodkrycie z Gabrielem Murawskim - układ binarny o znacznej ekscentryczności. Postanowiłem więc zakończyć projekt, by móc zając się tematem spektroskopii średnich rozdzielczości.
        • Kocham
        • Dziękuję
        • Lubię
      • 9 odpowiedzi
    • Poszukiwanie nowych mgławic planetarnych
      Witam,
       
      Przed chwilą otrzymałem maila o nowym odkryciu kandydatki na mgławicę planetarną, która otrzymała oznaczenie Mur 1. Oprócz tego, znalazłem także interesujący region (H II lub YSO), który uzyskał oznaczenie Mur Object 1. O co chodzi i co to są za znaleziska? Już wszystko wyjaśniam
       
      Kilka tygodni temu skontaktowałem się z francuzem Trygve Prestgardem, którego często można spotkać wśród takich projektów, jak SOHO Comets czy VSX (bardzo rzadkie zmienne, np. typu R Coronae Borealis czy YSO). Obecnie skupia się na poszukiwaniu nowych mgławic planetarnych na zdjęciach z obserwatoriów, mając na koncie kilkadziesiąt takich obiektów. Postanowiłem spróbować i poświęciłem na to około 15-20 godzin. Efekt? Dwa nowe znaleziska, które dostały oznaczenia na podstawie mojego nazwiska: Mur 1 oraz Mur Object 1.
       

      Possible Planetary Nebula - Mur 1
       
      Okazuje się, że na niebie wciąż nieco przeoczono, a do nich należą np. mgławice planetarne. Na chwilę obecną są to jedynie kandydatki, określane na podstawie widoczności w różnych pasmach (DSS, PANSTARRS, DECaPS, AllWISE). Kolejnym celem będzie określenie spektrum, co ma zweryfikować charakter PN (planetary nebula) obiektu. Od strony egzoplanet, możemy porównać do sytuacji, kiedy odnaleźliśmy powtarzalne tranzyty obiektu mogącego być rozmiarami planetą, ale trzeba jeszcze sprawdzić jego masę metodą radialną.
       
      Trzeba wspomnieć, że rzadko są to wyjątkowe źródła - są słabe (>17 mag), małe kątowo i rzadko kiedy ukazują swoje piękne kolory. Bo te jaśniejsze już wykryto wcześniej
       
      Oraz pozycja Mur 1 w programie Stellarium. Jak widać, z Polski go nie zobaczymy, bowiem leży w konstelacji Kila. Jest bardzo słaby (19-20 mag), więc jego rejestracja wymaga nieco poświęcenia.

       
      Na początku przyszłego roku zostanie opublikowany artykuł z nowymi znaleziskami, wśród których pojawi się powyższy obiekt. Prowadzi go również Francuz (Pascal Le Du), więc można spodziewać się, że raczej nie będzie on po angielsku Również wtedy będziemy mogli wyszukać go m.in. w bazie Simbad/VizieR czy HASH (http://hashpn.space/). Na chwilę obecną jedynie przekazując tę informację dalej.
       
      A tak z kolei wygląda Mur Object 1 - nie jest to mgławica planetarna, choć przypomina wyglądem. Zdaje mi się, że jeszcze będzie dokładniej sprawdzone co to takiego jest. Leży w konstelacji Żagla (także niebo południowe).

      Jaka jest efektywność? Przez kilkanaście godzin odnalazłem 9 podejrzanych celów, z czego dwa okazały się trafione - jeden znany (ale nieopublikowany jeszcze w Simbad) oraz Mur 1. Oprócz tego, Mur Object 1. Pozostała szóstka to pięć słabych galaktyk oraz jedna gwiazda (która wydawała się nieco bardziej rozmyta niż reszta w kadrze, ale jednak to gwiazda).
       
      Bardzo fajny projekt, który postaram się rozwinąć nieco bardziej, u boku poszukiwania nowych egzoplanet
        • Kocham
        • Lubię
      • 7 odpowiedzi
    • Warsztaty Obróbki Astrofotografii - XIII zlot miłośników astronomii, Roztocze
      Paweł Radomski wraz z "Astrozloty.pl" oraz PTMA Lublin zaprasza na dwudniowe Warsztaty Obróbki Astrofotografii, które odbędą się na 13 zlocie miłośników astronomii - Roztocze, Kraina nad Tanwią w dniach 7-8 września 2018 roku.
        • Kocham
        • Dziękuję
        • Lubię
      • 61 odpowiedzi
    • Gwiazda, która zmieniła wszechświat
      Od lat twierdzę, że każde, nawet pozornie nieciekawe zdjęcie kosmosu, nosi w sobie jakąś ukrytą „tajemnicę”. M31 to pewnie najczęściej fotografowany przez amatorów obiekt na nocnym niebie. Tak wyeksploatowany i pocztówkowy, że nikt już w niego nie klika. Tym razem przebiegle nie nazwałem wpisu M31 – lubię, jak ktoś czyta, czy ogląda moje wypociny. Co więc ciekawego można znaleźć na kolejnej fotce M31?
        • Dziękuję
        • Lubię
      • 21 odpowiedzi
×

Powiadomienie o plikach cookie

Umieściliśmy na Twoim urządzeniu pliki cookie, aby pomóc Ci usprawnić przeglądanie strony. Możesz dostosować ustawienia plików cookie, w przeciwnym wypadku zakładamy, że wyrażasz na to zgodę.