| Οπτικές Μελέτες των Ενεργών Πυρήνων Γαλαξιών |
Πυρήνες Γαλαξιών (Active Galactic Nuclei - AGN) αναφέρονται σε γαλαξίες οι οποίοι παρουσιάζουν φαινόμενα στην κεντρική τους περιοχή, τα οποία δεν μπορούν να εξηγηθούν μόνο από τις συνηθισμένες αστρικές διεργασίες (όπως ότι το φάσμα συνεχούς ακτινοβολίας από την κεντρική περιοχή δεν μοιάζει με το φάσμα που προέρχεται από θερμική εκπομπή - αναμένεται λόγω συγκεντρώσεως αστέρων στο κέντρο του πυρήνα - ή ότι εμφανίζουν γραμμές εκπομπής στο οπτικό και το υπεριώδες μέρος του φάσματος ενώ απουσιάζουν γραμμές απορροφήσεως και τέλος ότι παρουσιάζεται έντονη μεταβλητότητα της ακτινοβολίας τους). Χωρίζονται σε δύο κατηγορίες, τους ραδιο-ισχυρούς (όπως οι BL Lac) και τους ραδιο-ασθενείς (πχ. Seyfert).
Στο Αστεροσκοπείο Κρυονερίου πραγματοποιούνται τρία προγράμματα παρατηρήσεων AGNs:
Η μελέτη της μεταβλητότητας των BL Lacs. Οι συγκεκριμένου τύπου ράδιο-ισχυροί AGNs παρατηρούνται σε διαφορετικές οπτικές περιοχές (U,B,V,R,I) με σκοπό την μελέτη της σημαντικής μεταβλητότητας τους (η οποία είναι της τάξης ωρών). Αυτές οι παρατηρήσεις μπορούν να βοηθήσουν στην μελέτη και εξήγηση των σχετικιστικών πιδάκων (jets) που εμφανίζονται σε αυτά τα αντικείμενα.
Συσχέτιση των παρατηρήσεων ενεργών και μη, πυρήνων γαλαξιών και σύγκρισης τους με θεωρητικά μοντέλα, από όπου θα προκύψουν οι φυσικοί παράμετροι του γαλαξιακού τους δίσκου. Στατιστική ανάλυση των τελευταίων δίνει σημαντικές πληροφορίες για το πως πιθανώς προκύπτει η ισχυρή ενέργεια των πυρήνων.
Φωτομετρική παρακολούθηση γαλαξιών Seyfert. Οι συγκεκριμένου τύπου γαλαξίες παρατηρούνται στο οπτικό μέρος του φάσματος με σκοπό την μελέτη της μεταβλητότητα του πυρήνα τους.
|
Εικόνα του AGN "S5 0716+714" που πάρθηκε με το τηλεσκόπιο του Αστεροσκοπείου Κρυονερίου
Καμπύλη φωτός του μεταβλητού πυρήνα του γαλαξία Seyfert NGC 4151 που προέκυψε από παρατηρήσεις με το τηλεσκόπιο του Αστεροσκοπείου Κρυονερίου και ειδικά σχεδιασμένη φωτομετρική συσκευή. |
|
  |
| Κατακλυσμιαίοι Μεταβλητοί Αστέρες |
Οι Κατακλυσμιαίοι Μεταβλητοί Αστέρες (Cataclysmic Variables - CVs) αποτελούνται από ένα συμπαγές κοσμικό σώμα το οποίο καταρρέει κατά την περιφορά του γύρω από ένα κανονικό άστρο (άστρο το οποίο βρίσκεται στην κύρια ακολουθία και χαρακτηρίζεται από την θερμοπυρηνική αντίδραση καύσης υδρογόνου σε ήλιο). Το συμπαγές καταρρέων σώμα μπορεί να είναι είτε μία μελανή οπή (black hole), είτε ένας αστέρας νετρονίου (neutron star), είτε ένας λευκός νάνος (white dwarf). Παρ' όλα αυτά, έχει επικρατήσει να ονομάζονται κατακλυσμιαίοι μεταβλητοί αυτοί στους οποίους το συμπαγές σώμα είναι ένας λευκός νάνος ενώ όταν αυτό είναι ένας αστέρας νετρονίου ή μία μελανή οπή λέγονται διπλά συστήματα ακτίνων Χ (X-rays binaries) ή υποψήφιες μελανές οπές (black-hole candidates), αντίστοιχα. Η εκπομπή ακτίνων Χ είναι αποτέλεσμα του μηχανισμού δίσκου συσσώρευσης (accretion disc).
Στο Αστεροσκοπείο Κρυονερίου πραγματοποιούνται τα κάτωθι προγράμματα παρατηρήσεων CVs:
|
Ψηφιακή Εικόνα του πεδίου ταχυτήτων του CV «EΧ Draconis» που δημιουργήθηκε από σειρά εικόνων που πάρθηκαν με το τηλεσκόπιο του Αστεροσκοπείου Κρυονερίου. |
Περιοδικές τροχιές αμυδρού μεγέθους CVs.
Φωτομετρία μη γνωστών CVs.
Φωτομετρική παρακολούθηση επιλεγμένων CVs και αλληλεπιδρώντων Διπλών Συστημάτων.
|
|
| |
| UBVRI αναλαμπές σε Συμβιοτικά Άστρα |
Τα Συμβιωτικά Άστρα (Symbiotic stars) είναι διπλά συστήματα αστέρων, όπου το καταρρέων άστρο είναι ένας συμπαγής αστέρας (πιθανά λευκός νάνος) και το άλλο συνήθως ένας μεταβλητός Μ γίγαντας. Τα συστήματα αυτά διαφέρουν από τους κατακλυσμιαίους μεταβλητούς ως προς την μεταβλητότητα τους και την προέλευση του μεταβλητού αστέρα. Παίζουν σημαντικό ρόλο στην αστρική εξέλιξη και μελετούνται και σε άλλα μήκη κύματος (όπως υπεριώδες, υπέρυθρο κ.α.).
Στο Αστεροσκοπείο Κρυονερίου πραγματοποιείται πρόγραμμα φωτομετρικών παρατηρήσεων συμβιωτικών άστρων όπου και μελετάται:
Η μεταβλητότητα τους, η οποία οφείλεται στην μεταφορά μάζας από τον Μ γίγαντα στον δευτερεύοντα αστέρα.
Η κινηματική τους, όπου παρουσιάζονται υψηλές ταχύτητες, της τάξης των 6000 χιλιομέτρων ανά δευτερόλεπτο.
|
Εικόνα του «MWC 560» που πάρθηκε με το τηλεσκόπιο του Αστεροσκοπείου Κρυονερίου |
|
| |
| Ανίχνευση εξω-ηλιακών πλανητών |
Από παρατηρήσεις κοντινών αστέρων βρέθηκε ότι στο 1% από αυτούς εμφανίζονται πλανήτες μάζας από 0.5 έως 8 φορές την μάζα του Δία, οι οποίοι έχουν αρκετά μικρή περίοδο περιστροφής (~4 ημέρες) και ονομάζονται "Θερμοί Δίες" (hot Jupiters). Η περίοδος τους είναι τέτοια ώστε περίπου 10% από αυτούς να δημιουργεί έκλειψη μπροστά από τα θερμά άστρα. Αναμένεται ότι 1 στα 1000 αστέρια παρουσιάζουν το παραπάνω φαινόμενο, το οποίο διαρκεί ορισμένες ώρες κάθε μερικές μέρες. Με την χρήση συγκεκριμένης κάμερας πραγματοποιούνται παρατηρήσεις από ερευνητικές ομάδες με σκοπό την ευθέως ανακάλυψη πλανητών σε άλλα αστρικά συστήματα με την φωτομετρική μέθοδο της έκλειψης (transit method).
Στο Αστεροσκοπείο Κρυονερίου πραγματοποιείται αντίστοιχο πρόγραμμα παρατηρήσεων με την λεγόμενη κάμερα WASP (πεδίου οράσεως 9'x9').
|
|
Εικόνα της κάμερας WASP τοποθετημένη σε τηλεσκόπιο MEADE στο Αστεροσκοπείο Κρυονερίου. |
Εικόνα στον αστερισμό του δράκου (DRA161) που πάρθηκε με την κάμερα WASP στο Αστεροσκοπείο Κρυονερίου. |
|
| |
| Μεγάλες νηματοειδής δομές Υπολειμμάτων Υπερκαινοφανών Αστέρων |
Τα εκτεταμένα νηματοειδή νεφελώματα που εμφανίζονται σε διάφορες πέριξ του Γαλαξιακού επιπέδου, είναι κατά κύριο λόγο υπολείμματα υπερκαινοφανών αστέρων. Με σκοπό την φωτογράφηση νεφελωμάτων που εμφανίζουν μεγάλο εύρος, τοποθετήθηκε στο 1.2μ τηλεσκόπιο του Κρυονερίου η κάμερα μεγάλου εύρους πεδίου του Μάντσεστερ (Manchester Wide Field Camera - MWFC). Η μελέτη τέτοιων νεφελωμάτων είναι σημαντική διότι μας δίνεται η δυνατότητα να πάρουμε πληροφορίες για την αστρική εξέλιξη του γενεσιουργού άστρου, την χημική τους σύνθεση κ.α.
Στο Αστεροσκοπείο Κρυονερίου πραγματοποιήθηκε πρόγραμμα παρατηρήσεων μεγάλου εύρους νηματοειδών νεφελωμάτων (όπως του τόξου του Κύκνου) στα πλαίσια του οποίου μελετήθηκε η προέλευση τους, η συσχέτισή τους με άλλες μεγάλου εύρους δομές της κοντινής τους περιοχής, η κίνησή τους κ.α.
|
|
Μωσαϊκό εικόνων πεδίου ~50° του τόξου του Κύκνου που πάρθηκε με την MWFC στο 1.2 μ τηλεσκόπιο Κρυονερίου. |
Εικόνα 22° x 30° του νεφελώματος του Ωρίωνα που πάρθηκε με την MWFC στο 1.2 μ τηλεσκόπιο Κρυονερίου. |
|
| |
| Βαρυτικοί Φακοί |
Οι Βαρυτικοί φακοί (Gravitational Lenses) πήραν την ονομασία τους λόγω του σχετικιστικού φαινομένου της καμπύλωσης του φωτός που προέρχεται από ένα μακρινό κβάζαρ (quasar - QSO) από την βαρύτητας ενός γαλαξία, ο οποίος ουσιαστικά παίζει το ρόλο ενός φακού. Αποτέλεσμα είναι ο παρατηρητής να βλέπει δύο ή και περισσότερα είδωλα του QSO ανάλογα με την θέση του γαλαξία-φακού ως προς τον παρατηρητή και το QSO. Μελετώντας τις παραμέτρους αυτού του φαινομένου μπορούν να υπολογιστούν κοσμολογικές παράμετροι, όπως η σταθερά του Hubble από την καθυστέρηση του φωτός μεταξύ των συνιστωσών (ειδώλων) του QSO, η κατανομή της μάζας του γαλαξία κ.α.
|
Στο Αστεροσκοπείο Κρυονερίου πραγματοποιείται πρόγραμμα παρατηρήσεων βαρυτικών φακών στα πλαίσια του οποίου:
Μελετάται η μεταβλητότητα βαρυτικών φακών με σκοπό τον υπολογισμό του χρόνου καθυστέρησης του φωτός των συνιστωσών τους και εν συνεχεία της σταθεράς του Hubble.
Δεξιά: Εικόνα του βαρυτικού φακού UM673 από το Αστεροσκοπείο Κρυονερίου
|
|
|
|
Δεν υπάρχουν σχόλια:
Δημοσίευση σχολίου