Παρατήρηση και ανάλυση αστέρων εκλάμψεων και μελέτη του τυρβώδους της ατμόσφαιρας

Transcript

1 Αριστοτέλειο Πανεπιστήμιο Θεσσαλονίκης Σχολή Θετικών Επιστημών - Τμήμα Φυσικής Τομέας Αστρονομίας, Αστροφυσικής και Μηχανικής Παρατήρηση και ανάλυση αστέρων εκλάμψεων και μελέτη του τυρβώδους της ατμόσφαιρας Βάκουλης Ιωάννης Εισαγωγή στην Ερευνητική Μεθοδολογία (πτυχιακή εργασία) Τριμελής επιτροπή καθηγητών: Ι.Χ. Σειραδάκης Επιβλέπων Σ. Αυγολούπης Συνεπιβλέπων Εμ. Πλειώνης Μέλος 1

2 Στην μνήμη του πατέρα μου 2

3 Περίληψη Η πτυχιακή αυτή εργασία αφιερώθηκε περισσότερο σε πρακτικά θέματα της Παρατηρησιακής Αστρονομίας και χωρίζεται σε δυο κύρια μέρη. Στο πρώτο μέρος, κάνουμε μια θεωρητική εισαγωγή στους αστέρες εκλάμψεων, τα παρατηρησιακά χαρακτηριστικά τους σε όλο το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα και σε μοντέλα της δομής τους, όπως επίσης και των μηχανισμών εκπομπής ενέργειας, που τους διέπουν. Στη συνέχεια, γίνεται περιγραφή του προγράμματος παρατήρησης του αστέρα εκλάμψεων EV Lac από τον Αστρονομικό Σταθμό Χολομώντα του ΑΠΘ, στην ορεινή Χαλκιδική. Τέλος, γίνεται η ταξινόμηση των καμπύλων φωτός των παραπάνω παρατηρήσεων, σύμφωνα με τις βασικές παραμέτρους που πρότεινε ο Oskanian (1968), στους αντίστοιχους τύπους εκλάμψεων. Το δεύτερο μέρος είναι αφιερωμένο στις μετρήσεις του τυρβώδους της ατμόσφαιρας, δηλαδή του πραγματικού αστρονομικού seeing στον Όρλιακα Γρεβενών. Η μελέτη βασίζεται σε μια παραλλαγή της μεθόδου που πρότεινε ο M.Sarazin, (1990) (ESO-DIMM), την H-DIMM. Σ αυτή τη μέθοδο δεν είναι απαραίτητη η χρήση πρίσματος για την εκτροπή του φωτός, παρά μόνο μια μάσκα Hartmann (μια μάσκα με δύο οπές) και ένα αφεστιασμένο τηλεσκόπιο. Σκοπός της παρατήρησης είναι η μέτρηση του σχετικού σφάλματος των ειδώλων του αστέρα παρατήρησης, που σχηματίζονται, από το αφεστιασμένο τηλεσκόπιο, πάνω στον αισθητήρα CCD. Χρησιμοποιώντας αυτό το σχετικό σφάλμα μαζί με τις γνωστές εξισώσεις της θεωρίας DIMM, μπορούμε να υπολογίσουμε εύκολα την τιμή του αστρονομικού seeing. 3

4 Abstract The dissertation work is devoted to more practical issues of Observational Astronomy and is divided into two parts. In the first part, we make a theoretical introduction in flare stars, their observational characteristics throughout the electromagnetic spectrum and models of their structure as well as the energy emission mechanisms which govern them. Secondly, follows a description of the observation program of the flare star EV Lac flares from the Holomon Astronomical Station of AUTH in Chalkidiki. Finally, there is the classification of the light curves of the above observations, in accordance with the basic parameters proposed by Oskanian (1968), to the respective types of flares. The second part is devoted to atmospheric turbulence measurements, i.e. the real astronomical seeing in Orliakas, Grevena. The study is based on a variant of the method proposed by M.Sarazin (1990), (ESO-DIMM), the H-DIMM. In this process it isn t necessary to use a prism for deflecting the light, but only a Hartmann mask (a mask with two apertures) and a defocused telescope. The purpose of the observation is the measurement of the relative error of images of the observed star, formed from the defocused telescope onto the CCD sensor. Using this relative error with the known equations of DIMM theory, we can easily calculate the value of the astronomical seeing. 4

5 Ευχαριστίες Θα ήθελα να ευχαριστήσω κάποιους ανθρώπους, οι οποίοι συνέβαλαν με την τεχνογνωσία τους ή ηθικά και οικονομικά στην ολοκλήρωση της παρούσας εργασίας, η οποία δεν θα ήταν εφικτή χωρίς αυτούς. Δεν υπάρχουν λόγια ικανά να εκφράσουν την ευγνωμοσύνη μου για τους γονείς μου και κυρίως τη μητέρα μου, όπως επίσης και τον αδερφό μου, που τόσα χρόνια, παρά τις όποιες δυσκολίες και αναποδιές, με υποστηρίζουν ψυχολογικά και οικονομικά όλα αυτά τα χρόνια. Θέλω να εκφράσω την ευγνωμοσύνη μου για δυο σπουδαίους δασκάλους που είχα στο Τμήμα Φυσικής του Α.Π.Θ., χωρίς τους οποίους δεν θα ήταν εφικτή αυτή η εργασία. Το Σταύρο Αυγολούπη και το Γιάννη Σειραδάκη. Αυτοί μου δίδαξαν την Αστρονομία και τη συνέδεσαν με την αγάπη για τη μετάδοση της γνώσης. Λίγοι δάσκαλοι νιώθουν την ανάγκη να το κάνουν και ελάχιστοι το καταφέρνουν και γι αυτό αισθάνομαι προνομιούχος! Το λιγότερο που μπορώ να κάνω είναι να τους ευχαριστήσω και τους δύο και κυρίως το Γιάννη Σειραδάκη για τη μεγάλη βοήθεια που μου προσέφερε από το ξεκίνημα μέχρι την ολοκλήρωση της εργασίας αυτής. Θα ήθελα να ευχαριστήσω τους Δημήτρη Μισλή, Στέλιο Πύρζα, Λίλια Τρέμου και Ιωάννη Νέστορα, οι οποίοι με το μεράκι και την αγάπη τους έβαλαν τα θεμέλια του Αστρονομικού Σταθμού Χολομώντα και με βοήθησαν στα πρώτα μου βήματα στην παρατηρησιακή αστρονομία. Είμαι ευγνώμων στους Κώστα Κουρουμπατζάκη, Γιάννη Αντωνιάδη, Βασίλη Καραμανάβη και Θανάση Νίτσο, οι οποίοι πέρα από πολύ καλοί συνάδελφοι, συμπαρατηρητές και σύντροφοι στις παγωμένες βουνοκορφές, αποδείχθηκαν πολύ καλοί φίλοι. Θα έχουν πάντα μια θέση στην καρδιά μου. Θα ήθελα επίσης να ευχαριστήσω και τους Χρύσα Αβδελλίδου και Παναγιώτη Ιωαννίδη, όπως επίσης και όλα τα μέλη του εργαστηρίου της Παρατηρησιακής Αστρονομίας για οποιαδήποτε βοήθεια μου προσέφεραν. Ειδική μνεία στον τεχνικό του εργαστηρίου Αστρονομία του Α.Π.Θ., κ. Βαγγέλη Τσορλίνη, όπως και στον Αριστείδη Βούλγαρη, για τη βοήθεια που προσέφεραν πάνω σε τεχνικά προβλήματα με τα συστήματα παρατήρησης. Επίσης, δεν θα μπορούσα να παραβλέψω τον κ. Θανάση Οικονόμου, Καθηγητή του Πανεπιστημίου του Σικάγο και Senior Scientist του Fermi Lab, όπως και τον κ. Σπύρο Κάνουρα, για την πολύτιμη βοήθειά τους και την ομαλή διεξαγωγή των παρατηρήσεων στον Όρλιακα Γρεβενών. Τους ευχαριστώ πολύ. Σημαντική υπήρξε και η συνεισφορά των μελών της Διοίκησης του Πανεπιστημιακού Δάσους Βραστάμων Ταξιάρχη, στον Χολομώντα Χαλκιδικής και κυρίως του Δασάρχη κ. Γιώργου Πανουργιά και του επιστάτη κ. Χρήστου Παπανικολάου. 5

6 Τελειώνοντας, εξίσου σημαντική υπήρξε και η βοήθεια των αδελφικών μου φίλων Κίμωνα Ζαγκούρη, Χρήστου Βουρέλλη και Σωτήρη Παπαιωάννου, για την προσεκτική ανάγνωση και τις χρήσιμες παρατηρήσεις τους. Όπως και καθενός που βοήθησε έστω και λίγο για την ολοκλήρωση της παρούσας εργασίας. 6

7 Περιεχόμενα Περίληψη 3 Ευχαριστίες 5 Μέρος Πρώτο Παρατήρηση και ανάλυση του αστέρα εκλάμψεων EV Lac 9 Κεφάλαιο 1 ο : Εισαγωγή Γενικά για τους αστέρες εκλάμψεων Στη γειτονιά του Ήλιου Σε αστρικές συγκεντρώσεις Φυσικά χαρακτηριστικά αστέρων εκλάμψεων Φασματοσκοπική εξέταση αστέρων εκλάμψεων Το σύνδρομο BY Draconis Ραδιοεκλάμψεις Ακτίνες Χ και Κοσμική ακτινοβολία 17 Κεφάλαιο 2 ο : Πρόγραμμα παρατηρήσεων του αστέρα εκλάμψεων EV Lac από τον Αστρονομικό Σταθμό Χολομώντα Τοποθεσία Αντικείμενο Παρατήρησης Αστέρας εκλάμψεων Αστέρες σύγκρισης Εξοπλισμός Γενικά Τηλεσκόπια CCD κάμερες Φίλτρα Λογισμικό Φωτομετρίας 24 Κεφάλαιο 3 ο : Ταξινόμηση των καμπυλών φωτός των αστρικών εκλάμψεων του αστέρα EV Lac Βασικές παράμετροι ταξινόμησης Τύποι καμπυλών φωτός αστέρων εκλάμψεων Αποτελέσματα Συμπεράσματα και σχολιασμός 32 7

8 Μέρος Δεύτερο Μελέτη του Τυρβώδους της ατμόσφαιρας (Αστρονομικό Seeing) στον Όρλιακα Γρεβενών 33 Κεφάλαιο 1 ο : Μέθοδοι υπολογισμού του Αστρονομικού Seeing Η μέθοδος DIMM DIMM Differential Image Motion Monitor Hartmann DIMM Αέρια μάζα και εξάρτηση από το μήκος κύματος 36 Κεφάλαιο 2 ο : Το πρόγραμμα Seeing-GR Γενικά Εξοπλισμός Λογισμικό συλλογής δεδομένων Η μορφή του προγράμματος Παίρνοντας μετρήσεις 39 Κεφάλαιο 3 ο : Παρατηρήσεις και αποτελέσματα τον Όρλιακα Γρεβενών 3.1 Καμπύλες Seeing 41 Βιβλιογραφία 47 8

9 Μέρος Πρώτο Παρατήρηση και ανάλυση του αστέρα εκλάμψεων EV Lac 9

10 Κεφάλαιο 1 ο : 1.1 Γενικά για τους αστέρες εκλάμψεων Μεταβλητοί αστέρες ονομάζονται οι αστέρες, των οποίων η φωτεινότητα μεταβάλλεται μέσα σε ένα χρονικό διάστημα σημαντικά μικρότερο από την ηλικία τους. Οι μεταβλητοί αστέρες κατατάσσονται σε κατηγορίες ανάλογα με το φαινόμενο που προκαλεί τη μεταβολή της φαινόμενης λαμπρότητας τους, την περιοδικότητα ή όχι αυτής της μεταβολής και το μέγεθος της. Έτσι η κατάταξη των μεταβλητών αστέρων γίνεται ως εξής: 1) Γνήσιοι μεταβλητοί a) Περιοδικοί i) Κηφείδες ii) RR Lyrae iii) Μακροπερίοδοι b) Μη περιοδικοί i) Ανώμαλοι (1) T Tauri (2) Αστέρες εκλάμψεων (3) R Coronae Borealis ii) Καταστροφικοί (1) Καινοφανείς (2) Υπερκαινοφανείς τύπου Ι (3) Υπερκαινοφανείς τύπου ΙΙ 2) Μη γνήσιοι μεταβλητοί (Διπλοί εκλειπτικοί) Εικόνα 1.1: Τύποι μεταβλητών αστέρων στο διάγραμμα H-R 10

11 1.1.1 Στη γειτονιά του Ήλιου Η ανακάλυψη του φαινομένου των αστρικών εκλάμψεων ανήκει στον Δανό χημικό και αστρονόμο Ejnar Hertzsprung. Μετά από προσεκτική σύγκριση φωτογραφικών πλακών, το 1924, ο Hertzsprung διαπίστωσε την αύξηση της λαμπρότητας του αμυδρού αστέρα DH Car (γνωστού σήμερα αστέρα εκλάμψεων) κατά δυο περίπου μεγέθη και διατύπωσε την άποψη ότι δεν επρόκειτο για έναν καινοφανή αστέρα (novae). Αυτή η ανακάλυψη του Hertzsprung ξεχάστηκε για 25 χρόνια. Μέχρι που το 1949, ο Luyten δημοσίευσε την εργασία του για την απότομη αύξηση του φαινόμενου μεγέθους του διπλού αστέρα L 726-8AB κατά 2,7 μεγέθη. Πέτυχε μάλιστα να διαπιστώσει ότι η έκλαμψη αυτή είχε συμβεί στον αμυδρότερο αστέρα του ζεύγους, δηλαδή στον L 726-8B, που είναι πιο γνωστός σαν UV Cet. Σύντομα, οι ανακαλύψεις κι άλλων αστέρων εκλάμψεων διαδεχόταν η μία την άλλη. Το 1949 ανακαλύφθηκε ο AD Leo, το 1950 ο πλησιέστερος στον Ήλιο V 645 Cen, το 1953 ο EV Lac. Σήμερα ο αριθμός τους έχει ξεπεράσει τις εκατοντάδες. Πολύ γρήγορα αποδείχτηκε ότι όλοι οι γνωστοί αστέρες εκλάμψεων ανήκουν στον φασματικό τύπο Μ, έχουν απόλυτο μέγεθος από 10 έως 13, είναι κόκκινοι νάνοι σε αποστάσεις μερικών parsecs από τον Ήλιο. Οι περισσότεροι από αυτούς είναι μέλη διπλών συστημάτων. Γενικά αποτελούν μια ξεχωριστή κατηγορία μεταβλητών αστέρων, που έχει σαν πρότυπο τον αστέρα UV Cet και ονομάζονται μεταβλητοί τύπου UV Cet ή αστέρες εκλάμψεων. Πιο συγκεκριμένα, οι αστέρες αυτής της κατηγορίας παρουσιάζουν αναλάμψεις κατά ακανόνιστα χρονικά διαστήματα. Η έκλαμψη γίνεται μέσα σε μερικά δευτερόλεπτα, ενώ η λαμπρότητα του αστέρα αυξάνεται μέχρι και 6 μεγέθη, για να επανέλθει στην κανονική της τιμή, με μικρές διακυμάνσεις, ύστερα από λίγα μέχρι λίγες δεκάδες λεπτά. Υπολογίζεται ότι περίπου το 1% της ολικής ακτινοβολίας ενός αστέρα εκλάμψεων, που παρατηρείται στα οπτικά μήκη κύματος, οφείλεται στις εκλάμψεις (Kunkel, 1975). Υπάρχουν βέβαια και οι μη κλασικοί αστέρες εκλάμψεων (HD B7V, HD κ.α.), που ανήκουν σε προγενέστερους φασματικούς τύπους (Α0 - Β8). Οι εκλάμψεις που παρατηρήθηκαν σ αυτούς (Andrews 1964, Bakos 1969, κ.α.), παρουσιάζουν μεγάλες διαφορές από τις εκλάμψεις των γνωστών dme αστέρων, όπως η μικρότερη κατά μια τάξη μεγέθους διάρκεια μιας τέτοιας έκλαμψης ως προς την αναμενόμενη και η μεγαλύτερη κατά πολλές τάξεις μεγέθους εκλυόμενη ανά δευτερόλεπτο ενεργεία κατά τη διάρκεια της έκλαμψης (Kunkel, 1975) Σε αστρικές συγκεντρώσεις Μετά την ανακάλυψη τριών αστέρων εκλάμψεων στο νεφέλωμα του Ωρίωνα, από τους Haro και Morgan (1953), ο Haro απέδειξε ότι το φαινόμενο των εκλάμψεων 11

12 συνδέεται άμεσα με τις φυσικές διεργασίες που συμβαίνουν στο εσωτερικό των αστέρων, που δεν έχουν φτάσει ακόμα στην κύρια ακολουθία. Ήταν, επίσης, ο πρώτος που διατύπωσε την άποψη, ότι το πρώιμο στάδιο των T Tauri, στην εξέλιξη των νάνων αστέρων, ακολουθείται από ένα στάδιο όπου ο αστέρας έχει την ικανότητα να παράγει εκλάμψεις αξιοσημείωτης ισχύος. Έδωσε, δηλαδή, την πορεία της βαθμιαίας μετάβασης από τη φάση των τυπικών μεταβλητών αστέρων τύπου T Tauri, σ αυτή των αστέρων εκλάμψεων. Πιο συγκεκριμένα, στο πρώτο στάδιο ανήκουν οι τυπικοί μεταβλητοί αστέρες εκλάμψεων τύπου T Tauri, που είναι γενικά αστέρες φασματικών τύπων F8 M2 με γραμμές εκπομπής H και CaII στο φάσμα τους, που γενικά είναι όμοιο με των αστέρων εκλάμψεων. Χαρακτηριστικό τους είναι οι ανώμαλες μεταβολές της λαμπρότητας τους, που παρουσιάζουν μια «περιοδικότητα» μερικών ήμερων και ότι βρίσκονται κοντά ή μέσα σε μικρά νεφελώματα. Η παρατήρηση εκλάμψεων σ αυτούς είναι πολύ σπάνιο φαινόμενο. Τέτοιοι αστέρες είναι οι DF Tau, BW Ori κ.α. Στο δεύτερο στάδιο, οι αστέρες έχουν ακόμα τα χαρακτηριστικά των T Tauri, αλλά αρκετά ελαττωμένα, και οι εκλάμψεις είναι οι πιο αξιοσημείωτες αλλαγές της λαμπρότητας τους (V 389 Ori κ.α.). Το τρίτο στάδιο είναι αυτό με τους φτωχούς αστέρες εκλάμψεων, όπου τα χαρακτηριστικά των T Tauri έχουν βασικά εξαφανισθεί (EY Tau, V 498 Ori κ.α.). Όλοι οι παραπάνω αστέρες ονομάζονται αστέρες εκλάμψεων σε αστρικές συγκεντρώσεις και ανήκουν συνήθως στους φασματικούς τύπους K και M. 1.2 Φυσικά χαρακτηριστικά Το γεγονός ότι αρκετοί αστέρες εκλάμψεων είναι μελή διπλών συστημάτων, βοηθά στον προσδιορισμό των μαζών των αστέρων αυτών με αστρομετρικο τρόπο. Αυτό επιτυγχάνεται με τη βοήθεια του τρίτου νόμου του Kepler και αφού έχει καθοριστεί η τροχιά του αστέρα Β κατά τη σχετική κίνηση του γύρω από τον αστέρα Α. Δεν ανήκουν, όμως, όλοι οι αστέρες εκλάμψεων σε δίπλα συστήματα με αποτέλεσμα οι μάζες τους να μην μπορούν να υπολογιστούν αστρομετρικα. Μια μέθοδος είναι η εφαρμογή του νόμου μάζας λαμπρότητας, η οποία, όμως, εισάγει λάθη στον υπολογισμό των μαζών και των βολομετρικών διορθώσεων. Ο Gatewood, που ασχολήθηκε ιδιαίτερα με dme αστέρες της κύριας ακολουθίας, πρότεινε τον ακόλουθο νόμο μάζας λαμπρότητας: (1.1) όπου η ηλιακη μάζα και Μ η μάζα του αστέρα. Η σχέση που συνδέει την βολομετρικη διόρθωση απόλυτο οπτικό μέγεθος δίνεται από την ακόλουθη σχέση: με το 12

13 όταν (1.2) ή όταν (1.3) Με αυτόν τον τρόπο δόθηκε η δυνατότητα για τον υπολογισμό των μαζών των αστέρων εκλάμψεων φωτομετρικά. Έτσι, η μικρότερη μάζα που υπολογίστηκε φτάνει την τιμή και ανήκει στον αστέρα BD+4 o 4048 B (Kunkel, 1975). Αυτό το αποτέλεσμα, όμως, αμφισβητήθηκε γιατί είναι πολύ απίθανο να ξεκίνησε σύντηξη υδρογόνου σε έναν τόσο μικρό αστέρα (Kumar, 1963), ώστε αυτός να φτάσει στην κύρια ακολουθία. Μια άλλη τιμή, περισσότερο βέβαιη, είναι αυτή για τον αστέρα Ross 614B στις Τέλος, η τιμή των 0.64, που βρέθηκε για τον αστέρα YY Gem, θεωρείται η μεγαλύτερη για τους γνωστούς αστέρες εκλάμψεων της γειτονιάς του Ήλιου. Οι αστέρες εκλάμψεων των αστρικών συγκεντρώσεων, οι οποίοι ανήκουν στον φασματικό τύπο Κ, παρουσιάζουν τιμές για τις μάζες τους αρκετά μεγαλύτερες, με κάποιες να φτάνουν μέχρι τις (αστέρες τύπου Κ0 στον Ωρίωνα). Με τον υπολογισμό των μαζών των αστέρων εκλάμψεων προταθήκαν κάποια μοντέλα για τη δομή των αστέρων που βρίσκονται στο χαμηλότερο άκρο της κύριας ακολουθίας. Κυριότερο χαρακτηριστικό τους είναι οι ζώνες μεταφοράς που προσχωρούν βαθιά, σχεδόν μέχρι το κέντρο των αστέρων. Καθώς μετακινείται ο αστέρας προς την κύρια ακολουθία, θεωρείται ότι η μάζα του συνεχώς μικραίνει μέχρι την σταθερή τιμή, που περιλαμβανεται στο διάστημα από Τη στιγμή αυτή ο αστέρας είναι φασματικού τύπου M5.5 με απόλυτο οπτικό μέγεθος και η μετάδοση της ακτινοβολίας στο εσωτερικό του γινεται μονο με μεταφορά. Όλοι οι νάνοι αστέρες φασματικού τύπου Μ5.5 παρουσιάζουν γραμμές εκπομπής και όλοι οι αστέρες εκλάμψεων τύπου UV Cet πληρούν την παραπάνω συνθήκη μαζών. Δεν αμφιβάλουμε, ότι υπάρχουν ισχυρές ενδείξεις ότι η δραστηριότητα σε εκλάμψεις ενός αστέρα, συνδέεται άμεσα με την ύπαρξη και το βάθος της ζώνης μεταφοράς του. Εικόνα 1.2: Το εσωτερικό ενός καφέ νάνου αστέρα 13

14 Πολλοί ερευνητές προσπάθησαν να συσχετίσουν τις ακτίνες των αστέρων εκλάμψεων με τις τιμές της ενεργού επιφανειακής τους θερμοκρασίας ή με τις μάζες τους (Greenstein et al. 1973). Αν και οι σχέσεις που προταθήκαν δεν είναι πολύ ικανοποιητικές, εξαιτίας των φτωχών παρατηρησιακών δεδομένων, έδωσαν για τις ακτίνες, τιμές από μέχρι για τους αστέρες YY Gem και UV Cet αντίστοιχα και όπου η ακτίνα του Ήλιου. Οι παραπάνω τιμές βρέθηκαν με βάση τις τιμές της ενεργού επιφανειακής θερμοκρασίας, κατά τις περιόδους ηρεμίας και είναι και αντίστοιχα. 1.3 Φασματοσκοπική εξέταση αστέρων εκλάμψεων. Τα φάσματα όλων των κλασσικών αστέρων εκλάμψεων ανήκουν στους φασματικούς τύπους Κ και Μ και από τις παρατηρήσεις συμπεραίνουμε ότι έχουν κάποια σχέση με την ηλικία τους. Πιο συγκεκριμένα, στις νέες αστρικές συγκεντρώσεις του Ωρίωνα και του NGC 2264 κυριαρχεί ο φασματικός τύπος Κ0, στο συγκριτικά παλαιότερο σμήνος των Πλειάδων ο Κ3 και σε ακόμα πιο παλιά, όπως αυτό των Υάδων ή της Κόμης της Βερενίκης, οι αστέρες είναι τύπου Μ0 Μ6 (Haro and Chariva, 1969, 1970). Κατά τη διάρκεια της κατάστασης ηρεμίας τους, οι αστέρες εκλάμψεων, έχουν διαφορετικό φάσμα από τους κανονικούς νάνους αστέρες επειδή παρουσιάζουν γραμμές εκπομπής του H και του CaII. Από την άλλη, κατά τη διάρκεια των εκλάμψεων τα φασματικά τους χαρακτηριστικά συμπίπτουν με αυτά των αστέρων του τύπου T Tau στην υπεριώδη και ορατή περιοχή του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος. Στη διάρκεια μιας έκλαμψης παρατηρούμε ενίσχυση της έντασης τους συνεχούς φάσματος, κυρίως στην υπεριώδη περιοχή, όπως επίσης και αύξηση της έντασης και του ισοδύναμου εύρους των γραμμών εκπομπής του H και του CaII. Ταυτόχρονα εμφανίζονται και άλλες γραμμές εκπομπής, όπως του He, κατά τη διάρκεια του μεγίστου, οι οποίες προσδίδουν στις εκλάμψεις θερμοκρασία μεγαλύτερη από Κ, όταν η επιφανειακή θερμοκρασία των αστέρων εκλάμψεων είναι περίπου 3.000Κ. Η ικανότητα ενός αστέρα να παράγει εκλάμψεις συσχετίζεται με την παρουσία στο φάσμα του των συγκεκριμένων γραμμών εκπομπής που αναφέραμε παραπάνω κατά τη διάρκεια της κατάστασης ηρεμίας. Η ένταση αυτών των γραμμών συνεχώς ελαττώνεται, καθώς η αστρική συγκέντρωση προχωράει σε ηλικία (Haro and Chariva, 1970). Ανάμεσα σε πολλούς ερευνητές, οι Andersen και Pettersen (1975) έδωσαν τα ακόλουθα κριτήρια για την επιλογή των υποψήφιων αστέρων εκλάμψεων από τους υπόλοιπους αστέρες φασματικού τύπου dme: 14

15 1. Να είναι νάνοι αστέρες φασματικού τύπου Μ με γραμμές εκπομπής στο φάσμα τους. 2. Να είναι μικρής απόλυτης λαμπρότητας. 3. Να βρίσκονται πάνω στην κύρια ακολουθία ή λίγο υπεράνω αυτής. 4. Η κάθετη στο γαλαξιακό επίπεδο συνιστώσα της ταχύτητας του αστέρα να είναι γύρω από τη μέση τιμή -7.5km/sec, όπως προέκυψε από τη μελέτη σε 53 αστέρες εκλάμψεων με γνωστές ταχύτητες, από τον κατάλογο του Cliese (1969). 1.4 Το σύνδρομο BY Draconis Ένα φαινόμενο, που χαρακτηρίζει μερικούς αστέρες φασματικού τύπου dme, είναι οι μεταβολές μικρού πλάτους της λαμπρότητας της κατάστασης ηρεμίας με το χρόνο, που οφείλεται στην ύπαρξη «κηλίδας» (Krzeminski, Kraft, 1967). Χαρακτηριστική είναι η περίπτωση του αστέρα YY Gem, όπου για την εξήγηση αυτού του φαινομένου προτάθηκαν αρκετά μοντέλα, όμως κυριάρχησαν αυτά που πρότειναν οι επιστημονικές ομάδες των Torres και Ferraz-Mello (1973) και αυτή των Bopp και Evans (1973). Και οι δυο ομάδες πρότειναν την παρουσία, στην επιφάνεια του αστέρα, «κηλίδας» που καλύπτει περισσότερο από το 20% του ορατού ημισφαιρίου, με τις θερμοκρασίες της να είναι 500Κ χαμηλότερες από την γύρω ήρεμη φωτόσφαιρα του αστέρα. Εικόνα 1.3: Ανασυγκρότηση της επιφάνειας του αστέρα BO Microscopii. Μια σειρά από κηλίδες είναι ορατή και μια έκλαμψη έχει επίσης ανιχνευθεί. Είναι αρκετά ενδιαφέρον, οτι η πηγή της έκλαμψης δεν είναι καμιά από τις κηλίδες. Από παρατηρήσεις που έγιναν στον αστέρα BY Dra (dm0e), μεταξύ των ετών 1965 και 1972, έδειξαν ότι το πλάτος της μεταβολής της λαμπρότητας της ήρεμης κατάστασης του αστέρα μεταβλήθηκε από σε που συνοδεύτηκε από μια μεταβολή στην περιοδο από σε και από μια ελαττωση στον δεικτη χρώματος από σε. Οι αστέρες, που παρουσιάζουν ανάλογες μεταβολές της λαμπρότητάς τους, ονομάζονται αστέρες που εμφανίζουν το συνδρομο BY Dra. 15

16 Εικόνα 1.4: Η επίδραση των κηλίδων σε ένα περιστρεφόμενο αστέρα. Η ανώτερη καμπύλη είναι η ενεργός θερμοκρασία, η μεσαία καμπύλη είναι το μέγεθος στην V μπάντα και στο κάτω τμήμα παρουσιάζεται το μέγεθος B-V (Frasca et al.2005) 1.5 Ραδιοεκλάμψεις Οι πρώτες παρατηρήσεις για την ανακάλυψη ραδιοεκπομπής από τους αστέρες εκλάμψεων, έγιναν το 1958, κυρίως με την παραβολική κεραία των 75m του ραδιοτηλεσκοπίου του Jordell Bank, στην περιοχή των MHz, με πρώτο στόχο τον αστέρα UV Cet και στη συνέχεια να ακολουθούν και άλλοι γνωστοί αστέρες εκλάμψεων, όπως ο EQ Peg, ο EV Lac κ.α. Οι αστέρες εκλάμψεων είναι οι μόνοι σχεδόν αστέρες που εκπέμπουν κυρίως στις χαμηλές συχνότητες (ραδιοκύματα) και ο μηχανισμός αυτής της εκπομπής είναι ακτινοβολία σύγχροτρον. Τα ισχυρά μαγνητικά πεδία που δημιουργούν την ακτινοβολία σύγχροτρον είναι μάλλον συγκεντρωμένα σε τοπικές περιοχές της αστρικής επιφάνειας (Bopp and Evans, 1973, Anderson et al., 1976). 16

17 Οι ραδιοεκπομπές κατά τη διάρκεια των εκλάμψεων που προέρχονται από τους αστέρες εκλάμψεων, έχουν φορές περισσότερη ενέργεια από τις αντίστοιχες των ηλιακών εκλάμψεων. Επίσης, οι θερμοκρασίες λαμπρότητας, για τις αστρικές εκλάμψεις, είναι, είναι δηλαδή φορές μεγαλύτερες από τις αντίστοιχες για τις ηλιακές εκλάμψεις. Οι ραδιοεκλάμψεις δεν φαίνεται να συνδέονται στενά με τις οπτικές εκλάμψεις και υπάρχει μια έλλειψη συσχέτισης ανάμεσα στην πυκνότητα ροής της ραδιοεκπομπής και στο πλάτος της οπτικής έκλαμψης. Οι κυριότερες ιδιότητες της ραδιοεκπομπής των αστέρων του τύπου UV Cet της γειτονιάς του Ήλιου είναι οι ακόλουθες: 1. Η ραδιοεκπομπή των αστέρων εκλάμψεων είναι εντονότερη στις χαμηλότερες συχνότητες. 2. Η πυκνότητα ροής στις ραδιοσυχνότητες ) στο μέγιστο μιας έκλαμψης είναι της τάξης των 3. Η διάρκεια των ραδιοεκλάμψεων είναι από μερικά λεπτά μέχρι λίγες ώρες και είναι μεγαλύτερη από τη διάρκεια των οπτικών εκλάμψεων. 4. Το μέγιστο των ραδιοεκλάμψεων συμβαίνει λίγα λεπτά μετά το μέγιστο των οπτικών εκλάμψεων. Η καθυστέρηση, που παρουσιάζεται στην εμφάνιση του μεγίστου της ραδιοέκλαμψης, γίνεται πιο μεγάλη για τα μεγαλύτερα μήκη κύματος. 5. Η αύξηση και η μείωση της πυκνότητας ροής μιας ραδιοέκλαμψης γίνεται πιο αργά απ ότι στην οπτική έκλαμψη. Συχνά το μέγιστο των ραδιοεκλάμψεων είναι επίπεδο και εκτεταμένο. 6. Οι ραδιοεκλάμψεις συμβαίνουν πιο συχνά από τις οπτικές εκλάμψεις. Κάθε οπτική έκλαμψη συνοδεύεται από μια ραδιοέκλαμψη, αλλά το αντίθετο δεν συμβαίνει πάντοτε. 7. Η ραδιοεκπομπή των αστέρων εκλάμψεων είναι ισχυρά πολωμένη. 8. Στην κατάσταση ηρεμίας του αστέρα η ραδιοεκπομπή είτε υπάρχει και δεν παρουσιάζει διαταραχές, είτε δεν υπάρχει καθόλου. Η ραδιοεκπομπή από τους αστέρες εκλάμψεων, που βρίσκονται π.χ. στις Πλειάδες και στον Ωρίωνα, είναι περίπου φορές ασθενέστερη από το μέσο επίπεδο που καταγράφουμε από τις ραδιοεκλάμψεις των αστέρων του τύπου UV Cet. Άρα η ελπίδα να παρατηρήσουμε ραδιοεκλάμψεις στους αστέρες των αστρικών συγκεντρώσεων είναι ελάχιστες. 1.6 Ακτίνες Χ και κοσμική ακτινοβολία Η διαπίστωση της ομοιότητας των αστρικών και των ηλιακών εκλάμψεων έδωσε μεγάλες ελπίδες για αναζήτηση εκπομπής ακτίνων Χ από τις αστρικές εκλάμψεις. Η πρώτη παρατήρηση εκλάμψεων ακτίνων Χ (Heise, 1975) έγινε στον 17

18 αστέρα Yz CMi, στην περιοχή των μαλακών ( ) και των μεσαίων ( ) ακτίνων Χ, ενώ στον αστέρα UV Cet παρατηρήθηκε μονό στην περιοχή των μαλακών ακτίνων Χ. Δυστυχώς, οι παραπάνω εκλάμψεις δεν παρατηρήθηκαν ταυτόχρονα από κάποιο ραδιοτηλεσκόπιο, ενώ μόνον η έκλαμψη του UV Cet καλύφθηκε και οπτικά. Επιπλέον, σύμφωνα με τις παρατηρήσεις ακτίνων Χ αναγνωρίζεται ένα άλλο είδος δραστηριότητας, οι λεγόμενες μικρο-εκλάμψεις που έχουν ενέργειες 10 έως 100 φορές χαμηλότερες από αυτές μιας τυπικής έκλαμψης και είναι ορατές σε ακτίνες Χ. Η ταυτόχρονη παρατήρηση αστρικών εκλάμψεων στην περιοχή των οπτικών ακτινοβολιών, των ραδιοκυμάτων και των ακτίνων Χ βοηθά πολύ στην ανάπτυξη των διαφόρων θεωρητικών μοντέλων που προτείνονται για την εξήγηση των αστρικών εκλάμψεων. Σήμερα θεωρείται βέβαιο ότι, κατά τη διάρκεια των αστρικών εκλάμψεων, η εκπομπή ακτίνων Χ είναι γενικά θερμικής φύσης, ενώ η ραδιοεκπομπή είναι καθαρά μη-θερμικής φύσης, πιθανότατα σύγχροτρον. Ο Ήλιος και οι περισσότεροι αστέρες εκπέμπουν πολύ λιγότερη κοσμική ακτινοβολία σε σύγκριση μ αυτές που παρατηρούμε. Όμως, οι αστέρες εκλάμψεων παράγουν πολύ περισσότερη κοσμική ακτινοβολία χαμηλής ενέργειας από ένα τυπικό αστέρα (Lowell, 1974). Πιο συγκεκριμένα, οι αστέρες εκλάμψεων φασματικού τύπου M και K συμβάλλουν αξιοσημείωτα στην εκπομπή κοσμικής ακτινοβολίας χαμηλής ενέργειας του Γαλαξία (~1/5 της ολικής ενέργειας κάτω από τα ). 18

19 Κεφάλαιο 2 ο : Πρόγραμμα παρατηρήσεων του αστέρα εκλάμψεων EV Lac από τον Αστρονομικό Σταθμό Χολομώντα. 2.1 Τοποθεσία Τα όργανα για την αστρονομική έρευνα πρέπει να βρίσκονται σε ένα μέρος με βέλτιστες καιρικές συνθήκες και καλό αστρονομικό seeing. Ο Αστρονομικός Σταθμός Χολομώντα ενσωματώνει μερικά πολύ ενδιαφέροντα χαρακτηριστικά που επιτρέπουν τη διεξαγωγή έρευνας υψηλού επιπέδου. Η εγκατάσταση των οργάνων στον Αστρονομικό Σταθμό Χολομώντα έγινε μετά από πολύχρονες παρατηρήσεις και μετρήσεις seeing. Η ιδέα ενός αστρονομικού σταθμού για το Αριστοτέλειο Πανεπιστήμιο της Θεσσαλονίκης γεννήθηκε από τους καθηγητές Σταύρο Ι. Αυγολούπη και Ιωάννη Χ. Σειραδάκη. Ένα μέρος για παρατηρήσεις μακριά από την φωτορύπανση της Θεσσαλονίκης ήταν άμεση ανάγκη, δεδομένου του αυξανόμενου αριθμού των φοιτητών που ήθελαν να ασχοληθούν με την παρατηρητική αστρονομία. Την κατασκευή ανέλαβε ο τεχνικός του Αστεροσκοπείου του Α.Π.Θ., Βαγγέλης Τσορλίνης. Από το αρχείο των μετεωρολογικών δεδομένων πολλών ετών, για την περιοχή, προκύπτει ότι η θέση ευνοεί την κατασκευή ενός αστεροσκοπείου. Η ελάχιστη θερμοκρασία είναι -15 ο C, το μέγιστο είναι 30 ο C, ενώ ο μέσος όρος είναι περίπου 10 ο C. Η σχετική υγρασία είναι περίπου 70 % και η ετήσια βροχόπτωση είναι περίπου 750mm, με 754mm το Ο Αστρονομικός Σταθμός Χολομώντα βρίσκεται στη νότια πλαγιά του όρους Χολομώντα, σε υψόμετρο 800m πάνω από την επιφάνεια της θάλασσας, στην περιοχή της Χαλκιδικής. Είναι σε κοντινή απόσταση με το αυτοκίνητο από τη Θεσσαλονίκη, αλλά ταυτόχρονα αρκετά μακριά ώστε περισσότερα από τα φώτα να αποκλειστούν. Η τοποθεσία έχει ένα ακόμα πλεονέκτημα. Το Τμήμα Δασολογίας και Φυσικού Περιβάλλοντος του Α.Π.Θ. έχει ήδη υποδομή για την περιβαλλοντική εκπαίδευση, καθώς και για τη στέγαση των φοιτητών στο Πανεπιστημιακό Δάσος (Π.Δ.) Ταξιάρχη Βραστάμων Χαλκιδικής. Το παραπάνω γεγονός, πάντα σε συνδυασμό και με την πολύτιμη βοήθεια του Διευθυντή του Π.Δ., δασάρχη Γ. Πανουργιά, διευκόλυνε πολύ την κατασκευή του Αστρονομικού Σταθμού από το Τμήμα Φυσικής, εξοικονομώντας πόρους και χρόνο. Οι γεωγραφικές του συντεταγμένες είναι: -23 ο E και 40 o N. 19

20 Εικόνα 2.1: Το λογότυπο του Αστρονομικού Σταθμού Χολομώντα, που υποδεικνύει και τη θέση του στην ευρύτερη περιοχή της Χαλκιδικής. Το κύριο μειονέκτημα της γεωγραφικής θέσης είναι το κοντινό δάσος, σε συνδυασμό με το γεγονός ότι ο σταθμός δεν βρίσκεται σε κορυφή. Συχνά, η υγρασία από τα δέντρα επηρεάζει σοβαρά το τηλεσκόπιο με συνέπεια, τον τερματισμό της παρατήρησης σχετικά νωρίς το βράδυ. Ακόμη και αν η ατμόσφαιρα φαίνεται καθαρή, υγρασία πάνω στα όργανα ή χαμηλή ομίχλη μπορεί να εμφανιστούν ανά πάσα στιγμή. Ως αποτέλεσμα, το τηλεσκόπιο μπορεί να πιάσει παγετό και πρέπει να καθαρίζεται αμέσως. Ο υπολογισμός του αστρονομικού seeing για τον Αστρονομικό Σταθμό Χολομώντα γίνεται με την μέθοδο Differential Image Motion Monitor (DIMM). Μια παραλλαγή της μεθόδου είναι η ESO - DIMM που θεσπίστηκε από τους Sarazin & Roddier (1990). Οι πρώτες προσπάθειες να μετρηθεί το αστρονομικό seeing της περιοχής έγιναν το 2005 από τον Δ. Μισλή (D. Mislis, 2005) και το 2007 από τον Ι. Νέστορα, (I. Nestoras, 2007). Χρησιμοποιούμε το λογισμικό Seeing-GR για την απόκτηση των πρώτων δεδομένων seeing. Η καταγραφή και η ανάλυση αυτών των δεδομένων γίνεται στη συνέχεια με τη χρήση του πακέτου λογισμικού Seeing-GR, συγγραφέας του οποίου είναι ο Ι. Νέστορας. 2.2 Αντικείμενο Παρατήρησης Αστέρας Εκλάμψεων Σκοπός του προγράμματος είναι να γίνει μια παρατήρηση αστέρων εκλάμψεων για ένα μεγάλο χρονικό διάστημα. Αποφασίσαμε να επικεντρωθούμε σε έναν στόχο, του οποίου είναι γνωστά τα χαρακτηριστικά. Ο αστέρας που επιλέξαμε είναι ο EV Lac τα χαρακτηριστικά του οποίου αναφέρονται στον Πίνακα

21 Πίνακας 2.1: Χαρακτηριστικά του αστέρα εκλάμψεων EV Lac Όνομα EV Lac (EV Lacerta) Αστερισμός Σαύρα (Lacerta) Ουρανογραφικές Συντεταγμένες RA: 22 h 46 m 49 s.7323 dec: Φαινόμενο μέγεθος (B:11.45, V:8.28) Φασματικός τύπος M4.5e Απόσταση ± 0.08 ly (5.02 ± 0.02 pc) Μάζα 0.35 M Ακτίνα 0.36 R Επιφανειακή 3400 ± 18 K θερμοκρασία Περίοδος περιστροφής days Αστέρες Σύγκρισης Για να μπορέσουμε να προσδιορίσουμε τη μεταβολή του φαινόμενου μεγέθους του αστέρα εκλάμψεων EV Lac, πρέπει να το συγκρίνουμε με αυτό των αστέρων που έχουν σταθερή ροή ενέργειας επομένως, σταθερό φαινόμενο μέγεθος κατά τη διάρκεια της παρατήρησης. Ένα από τα κριτήρια επιλογής των αστέρων αυτών είναι και η όσο το δυνατό μικρότερη φαινόμενη γωνιακή απόσταση ως προς τον EV Lac, έτσι ώστε να έχουν ίδιες διακυμάνσεις, οι οποίες οφείλονται, κυρίως, σε ατμοσφαιρικές διαταραχές. Με αυτά τα κριτήρια επιλέχθηκαν οι BD και BD , των οποίων τα χαρακτηριστικά αναφέρονται στον Πίνακα 2.2. Πίνακας 2.2: Χαρακτηριστικά των αστέρων σύγκρισης Όνομα BD BD Αστερισμός Σαύρα (Lacerta) Σαύρα (Lacerta) Ουρανογραφικές Συντεταγμένες RA: 22 h 46 m 32 s.033 dec: RA: 22 h 46 m 35 s.679 dec: Εικόνα 2.2: Το πεδίο παρατήρησης 21

22 2.3 Εξοπλισμός Γενικά Ο εξοπλισμός που απαιτείται για μια τέτοια έρευνα είναι ένα εμπορικό τηλεσκόπιο και μια υψηλής ποιότητας CCD κάμερα, μαζί με την υπολογιστική υποδομή για την καταγραφή και την ανάλυση των δεδομένων. Επιπλέον, ο Αστρονομικός Σταθμός Χολομώντα είναι εξοπλισμένος με μια ραδιοφωνική μονάδα DCF-77 για τον ακριβή προσδιορισμό χρόνου και με έναν μετεωρολογικό σταθμό Τηλεσκόπια Το τηλεσκόπιο που χρησιμοποιήθηκε, για την καταγραφή των δεδομένων, είναι ένα Celestron C11 (κατοδιοπτρικό, τύπου Schimdt - Cassegrain). Χρησιμοποιήθηκε, επίσης, ένα SkyWatcher Maksutov 127SP (κατοδιοπτρικό, τύπου Maksutov - Cassegrain), σαν βοηθητικό τηλεσκόπιο στην διαδικασία της ακριβούς οδήγησης του κύριου τηλεσκοπίου. Το σύστημα των παραπάνω τηλεσκοπίων τοποθετήθηκε στην ισημερινή στήριξη, γερμανικού τύπου, CGE-PRO, με ικανότητα αυτόματης οδήγησης. Πίνακας 2.3: Χαρακτηριστικά κύριου τηλεσκοπίου Τηλεσκόπιο Celestron C11 Οπτικός Τύπος Πρωτεύον Κάτοπτρο (D) Εστιακή Απόσταση (F) Schimdt - Cassegrain mm (11 in.) 2800 mm ( in) Εστιακός Λόγος (f/) 10.2 Εικόνα 2.3: Το 11 Schimdt - Cassegrain Celestron C11 22

23 2.3.3 CCD κάμερες Οι κάμερες Atik και Atik 16-IC χρησιμοποιήθηκαν, αντίστοιχα για την καταγραφή των δεδομένων και για την οδήγηση του κύριου τηλεσκοπίου. Πίνακας 2.4: Χαρακτηριστικά CCD κάμερας CCD κάμερα ATIK11000 Pixels/Pixel size 4008x2672/9x9 μ Κβαντική απόδοση 50% RMS 13e - Ρεύμα Σκότους 0.03e - /sec Φίλτρα Εικόνα 2.4: Η CCD κάμερα ATIK11000 Τα φίλτρα που χρησιμοποιήθηκαν είναι τα LRGBC της Baader, με ιδιαίτερα απότομες «βυθίσεις» στις καμπύλες διαπερατότητας, όπως επίσης και την υψηλή τυπική διαπερατότητα (μεγαλύτερη από 95%) σε όλο το εύρος του φάσματος, Επιπλέον, οι καμπύλες του πράσινου και κόκκινου φίλτρου αφήνουν μόνο ένα μικρό κενό στην περιοχή των 580nm, για να μπλοκάρουν την ενοχλητική φωτορύπανση από τις λάμπες υδραργύρου/νατρίου. Για την γρήγορη εναλλαγή των φίλτρων, κατά τη διάρκεια της παρατήρησης, αυτά τοποθετήθηκαν σε ηλεκτρικό τροχό φίλτρων (Filter Wheel EFW2 5X2 ). Εικόνα 2.5: Οι καμπύλες διαπερατότητας των φίλτρων LRGBC της Baader 23

24 Εικόνα 2.6: Ο ηλεκτρικός τροχός φίλτρων (Filter Wheel EFW2 5X2 ) Λογισμικό Φωτομετρίας Το C-Munipack είναι ένα πακέτο λογισμικού αστροφωτομετρίας, το οποίο προσφέρει μια ολοκληρωμένη λύση για την παρατήρηση των μεταβλητών αστέρων. Επίσης διαθέτει λειτουργία για τη μείωση του θορύβου των εικόνων που καταγράφονται με την κάμερα CCD. Στην αρχή μιας τυπικής παρατήρησης, πριν ξεκινήσουμε να παρατηρούμε το στόχο μας παίρνουμε κάποιες διορθωτικές εικόνες (καρέ) με τις οποίες θα μπορέσουμε να «καθαρίσουμε» τις εικόνες του στόχου από τα διάφορα ήδη σφαλμάτων και θορύβου. Πιο συγκεκριμένα, αυτά τα καρέ είναι: Bias Frames: Κάθε CCD τσιπ δημιουργεί θόρυβο λόγω των ηλεκτρονικών του κυκλωμάτων όταν γίνεται ανάγνωση του περιεχομένου του. Για το λόγο αυτό παίρνουμε καρέ ελάχιστης έκθεσης. Dark Frames: χρησιμοποιούνται για να αφαιρέσουμε το ρεύμα σκότους από τα καρέ. Ο αισθητήρας της CCD κάμερας, δημιουργεί ένα θερμικό θόρυβο ανάλογα με τον χρόνο έκθεσης και τη θερμοκρασία του τσιπ. Για να αφαιρέσουμε το ρεύμα σκότους από τα δεδομένα, χρησιμοποιούμε ένα καρέ Dark που περιέχει μόνο το ρεύμα σκότους. Για να δημιουργήσουμε αυτά τα καρέ παίρνουμε κάποιες φωτογραφίες με καλυμμένο το τηλεσκόπιο. Τα καρέ Dark θα πρέπει να έχουν την ίδια χρονική έκθεση και τη θερμοκρασία των καρέ του στόχου παρατήρησης. Flat Frames: χρησιμοποιούνται για να διορθώσουμε το βινιετάρισμα και τον άνισο φωτισμό του πεδίου, που δημιουργείται από τη σκόνη ή σκουπίδια στα οπτικά του συστήματος. Είναι πολύ σημαντικό να μην αφαιρέσουμε την κάμερα από το τηλεσκόπιο πριν από τη λήψη τους (δεν επιτρέπεται ούτε η αλλαγή της εστίασης). Μπορούμε να χρησιμοποιήσουμε πολλές διαφορετικές μεθόδους (όπως η χρήση flatbox), για την επίτευξη ομοιόμορφου φωτισμού του πεδίου. Το ίδιο καλά αποτελέσματα μπορεί κάποιος να πάρει φωτίζοντας ένα λευκό T-shirt (χωρίς πτυχώσεις) μπροστά από το τηλεσκόπιο. Raw Object Frames: είναι τα καρέ που εμπεριέχουν το αντικείμενο της παρατήρησης. Μπορεί να έχουν εκθέσεις διάρκειας μικρότερης του δευτερολέπτου μέχρι και αρκετών δεκάδων πρώτων λεπτών της ώρας, 24

25 ανάλογα με τον τύπο της μελέτης, τη λαμπρότητα του αντικειμένου και το επιθυμητό αποτέλεσμα. Στο αρχικό καρέ του αντικειμένου παρατήρησης, εκτός από το στόχο, εμπεριέχονται, θόρυβος από τον γειτονικό ουρανό, θόρυβος από θερμικά δημιουργημένα ηλεκτρόνια και πιθανότατα θόρυβος λόγω κοσμικής ακτινοβολίας (σε καρέ μεγάλων εκθέσεων). Αυτές οι ανομοιομορφίες αφαιρούνται, ώστε να έχουμε τελικά πιο αξιόπιστα δεδομένα προς επεξεργασία. Στη συνέχεια, η διαδικασία περιγράφεται ως εξής: Όσον αφορά το κομμάτι της φωτομετρίας, ακολουθήθηκε η τεχνική της φωτομετρίας διαφράγματος (aperture photometry). Μετράμε τις τελικές τιμές του αντικειμένου παρατήρησης και του παρακείμενου ουρανού, που καταγράψαμε, σε μονάδες ADU (Analog-to-Digital Units), χρησιμοποιώντας ένα κυκλικό δίσκο για το στόχο και έναν ομόκεντρο δακτύλιο για τον ουρανό. Η μικρότερη ακτίνα είναι η ακτίνα του δίσκου, ακόμα μεγαλύτερη είναι η εσωτερική ακτίνα του δακτυλίου και τέλος ακόμα μεγαλύτερη είναι εξωτερική ακτίνα του δακτυλίου, όπως φαίνεται στην Εικόνα 2.7. Το πρόγραμμα μετρά τα συνολικά ADUs στο δίσκο και μετά μετρά τα συνολικά ADUs στον δακτυλίου του ουρανού. Το φαινόμενο μέγεθος για το σύστημά μας ορίζεται ως: όπου, Ν AP τα συνολικά ADUs στο δίσκο, A AP το σύνολο των εικονοστοιχείων του δίσκου, S sky τα συνολικά ADUs στον δακτύλιο και t exp ο χρόνος έκθεσης του καρέ (σε δευτερόλεπτα). Με την παραπάνω μέθοδο υπολογίσθηκαν και οι τιμές του φαινόμενου μεγέθους του αστέρα εκλάμψεων EV Lac, όπως και αυτών που χρησιμοποιήθηκαν ως αστέρες σύγκρισης, για κάθε καρέ που καταγράφηκε στη διάρκεια της παρατήρησης. Στη συνέχεια αφαιρέσαμε τις τιμές μεταξύ τους για να παρακολουθήσουμε τη σχετική μεταβολή με το χρόνο, του φαινόμενου μεγέθους μεταξύ των αστέρων αυτών. Εικόνα 2.7: Φωτομετρία διαφράγματος (aperture photometry) 25

26 Κεφάλαιο 3 ο : Ταξινόμηση των Καμπυλών Φωτός των αστρικών εκλάμψεων του αστέρα EV Lac. 3.1 Βασικές παράμετροι ταξινόμησης Τα χαρακτηριστικά της καμπύλης φωτός μιας έκλαμψης εξαρτώνται από την εξέλιξη του φαινομένου. Η μελέτη της καμπύλης φωτός είναι το καταλληλότερο μέσο για την διερεύνηση του φαινομένου των αστρικών εκλάμψεων. Οι καμπύλες φωτός των αστρικών εκλάμψεων χωρίζονται σε σύντομες και μακρές (Kunkel, 1967). Για πρώτη φορά ο Oskanian (1968), ταξινόμησε τις καμπύλες φωτός 30 εκλάμψεων των αστέρων YZ CMi, UV Cet, EV Lac, V1216 Sgr, χρησιμοποιώντας μερικές παραμέτρους εκ των οποίων δύο βασικές ήταν οι ακόλουθες: 1. Η ταχύτητα αύξησης της λαμπρότητας ( μεγέθη ανά λεπτό). 2. Η μορφή του καθοδικού κλάδου της καμπύλης φωτός (σύντομες ή μακρές). Με βάση αυτές τις παραμέτρους, ο Oskanian εισήγαγε τέσσερεις τύπους καμπυλών φωτός, οι οποίοι σημειώνονται με τους λατινικούς συμβολισμούς I, II, III και IV. 3.2 Τύποι καμπυλών φωτός Τύπος I Ο τύπος αυτός χαρακτηρίζεται από μια μεγάλη ταχύτητα αύξησης της λαμπρότητας. Συγκεκριμένα, ο ρυθμός αύξησης του φαινομένου μεγέθους για τις εκλάμψεις του τύπου Ι είναι πάντα μεγαλύτερος από. Για τον EV Lac ειδικότερα, η ταχύτητα αυτή είναι, με μέσο όρο Η ελάττωση της λαμπρότητας, μετά το μέγιστο, γίνεται πάλι με πολύ μεγάλη ταχύτητα, κάνοντας το μέγιστο να εμφανίζεται πολύ οξύ. Στην τελική φάση, όμως, αυτή η ταχύτητα μικραίνει αρκετά. Τύπος ΙΙ Εδώ ανήκουν οι καμπύλες, των οποίων ο ανοδικός κλάδος και ένα κομμάτι του καθοδικού έχουν τα χαρακτηριστικά γνωρίσματα των καμπύλων του τύπου Ι, ενώ το υπόλοιπο τμήμα του καθοδικού κλάδου παρουσιάζει τα χαρακτηριστικά γνωρίσματα του τύπου IV, όπου η λαμπρότητα μειώνεται με μικρότερο ρυθμό. Το 26

27 πέρασμα από το τμήμα του καθοδικού, που μοιάζει μ αυτό του τύπου Ι, σ αυτό που μοιάζει μ εκείνο του τύπου IV, είναι πολύ απότομο και δεν γίνεται πάντα στην ίδια φάση του καθοδικού κλάδου. Έτσι, για την ταξινόμηση εκλάμψεων του τύπου ΙΙ, δίνεται μεγαλύτερη βαρύτητα στην μορφή του καθοδικού κλάδου. Τύπος ΙΙΙ Οι καμπύλες φωτός αυτού του τύπου μοιάζουν πολύ με τις καμπύλες του τύπου Ι, κυρίως ως προς το οξύ μέγιστο. Διαφέρουν, όμως, από αυτές του τύπου Ι στην ταχύτητα αύξησης του φαινόμενου μεγέθους, με του τύπου ΙΙΙ να είναι μικρότερη ( ). Τύπος IV Ο τύπος IV περιλαμβάνει καμπύλες φωτός εκλάμψεων με μικρό ρυθμό αύξησης της λαμπρότητας ( ). Επιπλέον, οι καμπύλες φωτός του τύπου αυτού παρουσιάζουν ένα πολύ πεπλατυσμένο μέγιστο. Συμπερασματικά παρατηρούμε τα ακόλουθα: 1. Η μέση ταχύτητα αύξησης της λαμπρότητας μειώνεται καθώς πηγαίνουμε από τον τύπο Ι στον τύπο IV. 2. Η μέση τιμή του πλάτους της κροτυφής του φαινόμενου μεγέθους του αστέρα, Δm, δείχνει γενικά να ελαττώνεται από τον τύπο Ι στον τύπο IV. Από την άλλη, δεν υπάρχει σαφής συσχέτιση ανάμεσα στο Δm μιας έκλαμψης και στον τύπο που ανήκει η καμπύλη φωτός αυτής της έκλαμψης. 3. Στις περισσότερες περιπτώσεις οι καμπύλες αυτές είναι συνδυασμός των τύπων I-IV. 27

28 3.3 Αποτελέσματα Παρακάτω δίνονται τα χαρακτηριστικά της εκάστοτε έκλαμψης: 1. Ημερομηνία και η τιμή του παγκόσμιου χρόνου (UT) κατά τη στιγμή του μεγίστου της έκλαμψης. 2. Η διάρκεια του ανοδικού κλάδου (T b ) και η διάρκεια του καθοδικού κλάδου (T a ) της έκλαμψης σε πρώτα λεπτά. 3. Η ολική διάρκεια της έκλαμψης σε πρώτα λεπτά ( ) 4. Η τιμή του λόγου 5. Η τιμή που αντιστοιχεί στη στιγμή του μέγιστου της έκλαμψης, με την ένταση σε ηρεμία και κατά τη διάρκεια της έκλαμψης αντίστοιχα. 6. Η μέση ταχύτητα της αύξησης της έντασης κατά τη διάρκεια του ανοδικού κλάδου της έκλαμψης 7. Η τιμή της ποσότητας που δίνει την διαφορά του φαινόμενου μεγέθους στο φωτομετρικό σύστημα που αναφέρονται οι παρατηρήσεις, ανάμεσα στην φάση ηρεμίας του αστέρα πριν την έκλαμψη και στο μέγιστο της έκλαμψης. 8. Η μέση ταχύτητα της αύξησης του φαινόμενου μεγέθους του αστέρα κατά τη διάρκεια του ανοδικού κλάδου, 28

29 Εικόνα 3.1: Καμπύλη φωτός του EV Lac στις 12-13/07/2011 σε σχέση με τον BD Πίνακας 3.1: Τα χαρακτηριστικά της έκλαμψης του EV Lac σε σύγκριση με τον BD Φίλτρο (μ.κ.) Ημ/νία & ώρα (UT) T b & T a D ΔΒ ΔΒ/Δt Δm σ Δm/Δt Μπλε (~450nm) 12/07/ :43:40 T b = 3m 33s T a = 8m 45s 12m 18s m.52 ± Πράσινο (~550nm) 12/07/ :44:00 T b = 3m 33s T a = 8m 45s 12m 18s m.21 ± Εικόνα 3.2: Φάσμα έντασης της έκλαμψης 29

30 Εικόνα 3.3: Καμπύλη φωτός του EV Lac στις 12-13/07/2011 σε σχέση με τον BD Πίνακας 3.2: Τα χαρακτηριστικά της έκλαμψης του EV Lac σε σύγκριση με τον BD Φίλτρο (μ.κ.) Ημ/νία & ώρα (UT) T b & T a D ΔΒ ΔΒ/Δt Δm σ Δm/Δt Μπλε (~450nm) 12/07/ :43:40 T b = 3m 33s T a = 9m 45s 13m 18s m.52 ± Πράσινο (~550nm) 12/07/ :44:00 T b = 3m 33s T a = 5m 5s 8m 38s m.24 ± Εικόνα 3.4: Φάσμα έντασης της έκλαμψης 30

31 Εικόνα 3.5: Καμπύλη φωτός ανάμεσα σε BD και BD στις 12-13/07/2011 Στις Εικόνες 3.1, 3.3 και 3.5 απεικονίζονται οι καμπύλες φωτός της σχετικής διαφοράς σε φαινόμενα μεγέθη του EV Lac με τους αστέρες σύγκρισης και των αστέρων σύγκρισης μεταξύ τους. Στους Πίνακες 3.1 και 3.2 αναφέρονται αναλυτικά τα χαρακτηριστικά της έκλαμψης του EV Lac (V) σε σύγκριση με τους αστέρες σύγκρισης BD (C) και BD (C1). Από τα χαρακτηριστικά της καμπύλης φωτός ταξινομούμε την έκλαμψη στην κατηγορία Τύπου ΙΙΙ. Λόγω διαφορετικής φωτοευαισθησίας του CCD και διαφορετικών χρόνων έκθεσης στο εκάστοτε φίλτρο, τα αρχικά δεδομένα είχαν μεταξύ τους διαφορετικές μέσες τιμές στην κατάσταση ηρεμίας. Για να συγκρίνουμε τα δεδομένα από τα τρία φίλτρα μεταξύ τους, πήραμε τον μέσο όρο των τιμών στην κατάσταση ηρεμίας και τον εξισώσαμε για όλες τις παρατηρήσεις. Στις Εικόνες 3.2 και 3.4, φαίνεται η σχετική διαφορά των μεγίστων τιμών του Δm στα μήκη κύματος παρατήρησης. Και στις δύο εικόνες παρατηρούμε ότι το φάσμα έχει αρνητική κλίση ως προς το μήκος κύματος, δηλαδή το μέγιστο του φαινόμενου μεγέθους μειώνεται καθώς το μήκος κύματος παρατήρησης αυξάνεται. Αυτή η αρνητική κλίση στο οπτικό φάσμα είναι αναμενόμενη για αυτού του τύπου τις εκλάμψεις, οι οποίες έχουν συνήθως μεγάλη θερμοκρασία. Κάνοντας παρατηρήσεις σε περισσότερα μήκη κύματος, μπορεί να υπολογισθεί ακριβέστερα η κλίση αυτή και άρα η θερμοκρασία της έκλαμψης. Στην Εικόνα 3.5 βλέπουμε ότι η σχετική διαφορά στο φαινόμενο μέγεθος (Δm) των αστέρων σύγκρισης παραμένει σταθερή καθ όλη τη διάρκεια της παρατήρησης και στα τρία χρώματα. Το παραπάνω συμπέρασμα επιβεβαιώνει την επιλογή μας των συγκεκριμένων αστέρων ως αστέρες σύγκρισης. 31

32 3.4 Συμπεράσματα και σχολιασμός Όπως φαίνεται στις παραπάνω καμπύλες φωτός προσπαθήσαμε να παρατηρήσουμε και στο ερυθρό χρώμα, αλλά η ποιότητα των δεδομένων μας δεν ήταν αρκετά καλή κυρίως λόγω τεχνικών προβλημάτων. Παρά τις αρκετές επισκέψεις στον Αστρονομικό Σταθμό Χολομώντα δεν καταφέραμε να έχουμε αρκετές παρατηρήσεις καλής ποιότητας λόγω διαφόρων προβλημάτων όπως, προβλήματα στη ρύθμιση του συστήματος, έλλειψη εξοπλισμού (π.χ. φίλτρα), αναπάντεχων καιρικών φαινομένων, κ.α. Υπήρξαν προηγούμενες προσπάθειες παρατήρησης και καταγραφής αστέρων εκλάμψεων στον Αστρονομικό Σταθμό Χολομώντα. Τα αποτελέσματα που παρουσιάσαμε αποτελούν την πρώτη επιτυχημένη προσπάθεια τέτοιων εκλάμψεων. Κατά τη διάρκεια αυτής της εργασίας καταφέραμε να δημιουργήσουμε ένα ολοκληρωμένο σύστημα, παρατήρησης, καταγραφής και ανάλυσης αστέρων εκλάμψεων με μικρά τηλεσκόπια στον Αστρονομικό Σταθμό Χολομώντα. Αντιμετωπίσαμε επιτυχώς την πληθώρα των προβλημάτων που έχει ένα τέτοιο εγχείρημα και πλέον έχουμε αξιόπιστο σύστημα, το οποίο μπορεί εύκολα να χρησιμοποιηθεί για μελλοντικές παρατηρήσεις. Λόγω του μικρού αριθμού γεγονότων που καταγράψαμε είναι απαραίτητη η συνέχιση των παρατηρήσεων, ώστε να επιτύχουμε αύξηση του αριθμού των αξιόπιστων δεδομένων και της στατιστικής σημασίας των αποτελεσμάτων. Αντίστοιχες παρατηρήσεις μπορούν να γίνουν και σε διαφορετικά μήκη κύματος ταυτόχρονα, έτσι ώστε να έχουμε μεγαλύτερη κάλυψη στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα της έκλαμψης. Αυτό θα μας επιτρέψει να εξάγουμε πιο λεπτομερή συμπεράσματα για τα χαρακτηριστικά της έκλαμψης. Σε αυτή την προσπάθεια θα μπορούσε να χρησιμοποιηθεί και το προσφάτως ανακαινισμένο ραδιοτηλεσκόπιο του Αστεροσκοπείου του Α.Π.Θ. 32

33 Μέρος Δεύτερο Μελέτη του Τυρβώδους της Ατμόσφαιρας (Αστρονομικό Seeing) στον Όρλιακα Γρεβενών. 33

34 Κεφάλαιο 1 ο : Μέθοδοι για τον Υπολογισμό του Αστρονομικού Seeing Η μέθοδος DIMM Πιθανώς ο ποιο συνηθισμένος τρόπος για να περιγράψουμε το\ seeing είναι καθορίζοντας το full width half maximum (FWHM) της εικόνας, που μπορεί να προσδιορισθεί είτε από άμεση εξέταση ή από την προσαρμογή μιας συνάρτησης (συνήθως Γκαουσιανή), ιδιαίτερη προσοχή πρέπει να δοθεί στη σχέση του FWHM με το σ της Γκαουσιανής: FWHM = 2.355σ. Αυτό το γεγονός φανερώνεται στην Εικόνα Β1.1 Εικόνα Β1.1: The Full Width Half Maximum (FWHM) Υπάρχουν αρκετές μέθοδοι για να μετρήσουμε το FWHM σε μια αστρονομική εικόνα, αλλά όλες εμπεριέχουνε σφάλματα λόγω προβλημάτων οδήγησης και εστίασης του τηλεσκοπίου. Τα σφάλματα αυτά συνήθως προκαλούν μια υπερεκτίμηση στην τιμή του FWHM. Μια αξιόπιστη μέθοδος μέτρησης του FWHM ονομάζεται DIMM και θα αναλυθεί στην επόμενη παράγραφο. 1.1 DIMM - Differential Image Motion Monitor Η μέθοδος DIMM μετρά τις διαφορές της κλίσης του μετώπου κύματος πάνω σε δύο οπές που απέχουν μια συγκεκριμένη απόσταση. Επειδή είναι μια διαφορική μέθοδος, η τεχνική είναι πρακτικά ανεπηρέαστη σε σφάλματα οδήγησης. Χρησιμοποιείται από το 1960 για να παρέχει ποιοτικές προσεγγιστικές μεθόδους του seeing. Η θεωρία των διαφορικών μετρήσεων είναι πλέον απολύτως κατανοητή. Μας δείχνει ότι η διαφορική κίνηση ξεπερνά την απόλυτη κίνηση μόλις η απόσταση μεταξύ των δύο οπών ισούται με μερικές φορές με την διάμετρο τους. Συνεπώς ένα συμπαγές όργανο μπορεί να κατασκευασθεί και να παρέχει πολύ καλή ευαισθησία. Με την μέθοδο αυτήν κάποιος απλά πρέπει να παρατηρήσει το αστρικό φως, έχοντας περάσει μέσα από δύο κυκλικές οπές (Hartmann), έτσι ώστε να πάρει δύο είδωλα των οποίων η σχετική κίνηση στο επίπεδο του αισθητήρα αναπαριστά τοπικές μεταβολές του μετώπου κύματος. Αυτό φαίνεται στο Εικόνα Β1.2. Αυτή η θεωρία σχολιάζεται παρακάτω. 34

35 Εικόνα Β1.2: Απεικόνιση της μεθόδου DIMM Hartmann-DIMM Στην μέθοδο H-DIMM οι δύο εικόνες που παράγονται από μία απλή αφεστιασμένη μάσκα Hartmann. Για τον υπολογισμό της τιμής του seeing μέσω μιας διαφορικής κίνησης εικόνων, χρησιμοποιείται η ίδια μέθοδος. Η μη χρήση του πρίσματος διαχωρισμού των ειδώλων είναι δυνατή επειδή το βάθος πεδίου των οπών είναι πολύ μεγαλύτερο από το αρχικό οπτικό σύστημα. Για μια διάμετρο D, μήκος κύματος λ και εστιακό μήκος f, το βάθος πεδίου δίνεται από : Γι αυτό, αν η εικόνα της CCD δεν είναι πλήρως εστιασμένη κατά ένα μέγεθος <ΔZ (είτε εσωτερικά είτε εξωτερικά εστιασμένο), τότε η point spread function που δημιουργείται από κάθε οπή, θα είναι μη διαχωρίσιμη από τα είδωλα κάθε τέλεια εστιασμένης οπής. Ωστόσο, τα είδωλα που δημιουργούνται από κάθε οπή σε απόσταση d διαχωρίζονται καλά όταν : Όταν ο αισθητήρας βρίσκεται σε απόσταση Ζ από το εστιακό πεδίο του τηλεσκοπίου, όπου Δz<Z<ΔZ, τότε όλες οι εικόνες του πεδίου, διαχωρίζονται κατά πολλά d από κάθε άλλη. Αυτό σημαίνει ότι το τηλεσκόπιο θα είναι τέλεια εστιασμένο. Κάτω από αυτές τις συνθήκες, με την διαφορική κίνηση της εικόνας είναι εύκολο να καθορίσουμε το σφάλμα κάθε ειδώλου από την μία έκθεση στην άλλη. 35

36 Ο καλύτερος διαχωρισμός των ειδώλων πετυχαίνεται τοποθετώντας τον ανιχνευτή μας σε απόσταση Z ΔZ από την καλύτερη εστία. 1.2 Αέρια Μάζα και Εξάρτηση από το Μήκος Κύματος Αφού η αέρια μάζα αλλάζει και το seeing θα αλλάξει. Από θεωρητικές σκέψεις εκλαμβάνουμε ότι το seeing S είναι: όπου a η αέρια μάζα και S 0 είναι η τιμή του seeing στο ζενίθ. Η εξίσωση 1.1 χρησιμοποιείται για να διορθώνει τα δεδομένα DIMM από διαφορετικά υψόμετρα και είναι απαραίτητη ώστε τα δεδομένα μας να έχουν συνοχή. Το seeing επίσης ποικίλει με το μήκος κύματος σύμφωνα με την ακόλουθη εξίσωση : Όπου λ είναι το μήκος κύματος. Το seeing είναι ανάλογο με το μέγεθος (FWHM) και μετριέται σε arcsec. Για την παρατήρησή του, συνήθως, απαιτείται μεγάλος χρόνος έκθεσης, τηλεσκόπια χωρίς θόλο και οπτικές παραμορφώσεις, παρατηρώντας στο ζενίθ και σε μήκος κύματος 0.5 micron. Έτσι όταν τα δεδομένα DIMM συγκεντρώνονται, αν οι παράμετροι της παρατήρησης είναι διαφορετικές από τις προηγούμενες, τότε πρέπει να γίνεται αναγωγή στο ζενίθ και σε μήκος κύματος 0.5 micron. 36

37 Κεφάλαιο 2 ο : Το Πρόγραμμα Seeing-GR 2.1 Γενικά Το SEEING-GR είναι ένα φιλόδοξο νέο πρόγραμμα που στοχεύει στο να μετρήσει και να υπολογίσει μία μέση τιμή του πραγματικού αστρονομικού seeing (την τυρβώδη ροή της ατμόσφαιρας) στην Ελλάδα. Η μέθοδος που χρησιμοποιούμε είναι μία παραλλαγή της πρωτότυπης μεθόδου DIMM η οποία αρχικά προτάθηκε από την ESO (A\&A 227, , M. Sarazin and F. Roddier), η οποία αναγνωρίζεται παγκοσμίως και θεωρείται η πιο αξιόπιστη μέθοδος για τη μέτρηση του seeing. Τα δεδομένα για τη μέτρηση του seeing για τον Όρλιακα Γρεβενών συλλέγονται αποκλειστικά από την ομάδα DIMM του Αστεροσκοπείου Θεσσαλονίκης (Ι.Βάκουλης, Κ.Κουρουμπατζάκης) και αργότερα γίνεται η επεξεργασία τους στο Αστεροσκοπείο Θεσσαλονίκης. 2.2 Εξοπλισμός Κατοπτρικό τηλεσκόπιο Celestron Next Star με αλταζιμουθιακή στήριξη, διαμέτρου 150mm(6 ), εστιακής απόστασης 1500mm. CCD camera Atik IC16, μάσκα Hartmann με διάμετρο οπών 30mm και απόσταση οπών 75mm, φορητός υπολογιστής με λογισμικό συλλογής δεδομένων, 2 Celestron PowerTank για παροχή ενέργειας. 2.3 Λογισμικό Συλλογής Δεδομένων Το λογισμικό συλλογής δεδομένων για το πρόγραμμα έχει γραφτεί σε Visual Basic. Επιλέχτηκε αυτή η γλώσσα προγραμματισμού επειδή ήταν αναγκαία η δημιουργία ενός προγράμματος για Windows, έτσι ώστε να μπορεί να το χρησιμοποιήσει ο καθένας. Χρησιμοποιούνται τα API των Windows όπως επίσης και οι οδηγοί ASCOM για την επικοινωνία με το MaximDL. Το τελευταίο είναι ένα πρόγραμμα έλεγχου αστρονομικών καμερών CCD και χρησιμοποιείται για την λήψη και σωστή αποθήκευση των δεδομένων. 2.4 Η μορφή του Προγράμματος Η μορφή του προγράμματος είναι πολύ απλή, έτσι, και ένα άτομο χωρίς αστρονομικές γνώσεις μπορεί να το χειριστεί. Έχει τρία (3) κουμπιά. 37

38 1. Το κουμπί "Start DIMM Measurements". Αυτό είναι το κύριο κουμπί του προγράμματος. Με αυτό μπορούμε να πάρουμε μετρήσεις DIMM απλά πατώντας το. 2. Το κουμπί "Star's Information". Με αυτό εισάγουμε τις πληροφορίες για τον παρατηρούμενο αστέρα, δηλαδή το όνομα του αστέρα και τις συντεταγμένες του. Δεν είναι δυνατό να παρθούν μετρήσεις αν δεν εισαχθούν πληροφορίες για τον αστέρα που παρατηρούμε. 3. Το κουμπί "Exit". Πατώντας αυτό το κουμπί βγαίνουμε από το Πρόγραμμα. Το κύριο παράθυρο του προγράμματος επίσης περιλαμβάνει έναν αριθμό από πεδία. Υπάρχουν δύο πεδία πληροφοριών, που χρησιμοποιούνται για την απεικόνιση διαφόρων πληροφοριών, ένα με το download rate, ένα με το download time και ένα πεδίο που περιέχει τον αστέρα που επιλέξατε με το κουμπί "Star Information". Εικόνα Β2.1: Το κύριο παράθυρο του προγράμματος. Στο Εικόνα Β2.2 φαίνεται το παράθυρο για τις πληροφορίες του αστέρα. Εδώ πρέπει να εισάγετε τουλάχιστον το όνομα του αστέρα που πρόκειται να παρατηρήσετε. Εάν δεν εισαχθούν συντεταγμένες τότε το όνομα αυτό θα χρησιμοποιηθεί για να βρεθούν η Ορθή Αναφορά (Ra) και η Απόκλιση (Dec) του αστέρα από του επίσημους καταλόγους. Εικόνα Β2.2: Το παράθυρο για τις πληροφορίες του αστέρα - Star details interface 38

39 Εικόνα 2.3: Το πλαίσιο διαλόγου Πληροφορίες Χρήστη (User Info) Στο Εικόνα Β2.3 φαίνεται το πλαίσιο διαλόγου Πληροφορίες Χρήστη (User Info). Αυτό εμφανίζεται όταν εκτελείται το Πρόγραμμα για πρώτη φορά. Το πλαίσιο διαλόγου User Info μπορεί να βρεθεί επίσης στο μενού "Change". 2.5 Παίρνοντας Μετρήσεις Για να πάρουμε μετρήσεις DIMM πρέπει πρώτα να εισάγουμε τις πληροφορίες για τον αστέρα που πρόκειται να παρατηρήσουμε, δηλαδή το όνομα του αστέρα και τις συντεταγμένες του. Έχετε υπ' όψιν ότι πρέπει να εισάγουμε τουλάχιστον το όνομα του αστέρα, πριν να είμαστε σε θέση να πάρουμε μετρήσεις. Αφού εισάγουμε τις πληροφορίες που χρειάζονται, πατάμε το κουμπί "Start DIMM Measurements". Μόνο μία παράμετρος απομένει ακόμα να συμπληρωθεί, ώστε το Πρόγραμμα να τρέξει κανονικά. Η παράμετρος αυτή είναι το χρονικό διάστημα που θέλουμε να κάνουμε παρατήρηση. Εδώ πρέπει να εισάγουμε από 30 λεπτά έως 10 ώρες. Έχουμε βάλει αυτόν τον περιορισμό διότι μετρήσεις κάτω από μισή ώρα δεν θα είναι στατιστικά σωστές. Παράθυρα με πληροφορίες θα εμφανιστούν, πριν αρχίσουν οι μετρήσεις, για να εξηγήσουν τι ακριβώς συμβαίνει στην κάμερά. Κατά την διάρκεια όλης της διαδικασίας μπορούμε να δούμε τι ακριβώς κάνει το πρόγραμμα και πόσος χρόνος απομένει ώστε να ολοκληρωθεί ο κύκλος των μετρήσεων. Εάν θέλουμε να ξανατρέξουμε το πρόγραμμα δεν χρειάζεται να κλείσουμε και να ξεκινήσουμε από την αρχή, απλά πατάμε το κουμπί "Take measurments" άλλη μία φορά. 39

40 2.6 Τα Δεδομένα Τα δεδομένα είναι μία σειρά από εικόνες '*.FIT'. Μπορείτε να δούμε τις εικόνες αυτές με προγράμματα όπως το MaximDL ή το CCDOPS. Πέρα από τα frames, τρία ακόμη αρχεία θα δημιουργηθούν: το ένα είναι μία στατιστική του χρόνου κατεβάσματος (download time) ενός frame σε σύγκριση με το χρόνο. Το αρχείο αυτό προορίζεται ώστε να ξέρουμε αν όλα πήγαν καλά κατά το κατέβασμα των εικόνων από την κάμερα στον υπολογιστή. Το δεύτερο είναι ο κατάλογος (log) που περιέχει όλες τις απαραίτητες πληροφορίες για την επεξεργασία των δεδομένων και την εξαγωγή της τιμής του seeing. Τέλος το τρίτο αρχείο περιέχει πληροφορίες σχετικά με τον εξοπλισμό μας και τον τόπο που κάνουμε την παρατήρηση (Όρλιακας Γρεβενών). Τα αρχεία αυτά έχουν κατάληξη ".dat" και ".jbn". Όλες οι εικόνες ".FIT" αλλά και τα αρχεία ".dat" και ".jbn" αποθηκεύονται κάθε φορά που τρέχουμε το Πρόγραμμα σε έναν φάκελο όπως αυτός : c:/dimm/data/xx\_x\_xxxx\_x\_xx όπου x φάκελος είναι η ημερομηνία και η ώρα που τρέχουμε το Πρόγραμμα. Συνεπώς όποτε το τρέχουμε, ένας διαφορετικός φάκελος αυτού του είδους δημιουργείται. Εάν τρέξουμε το Πρόγραμμα πέντε φορές μέσα σε μία βραδιά θα έχουμε πέντε διαφορετικούς φακέλους μέσα στον φάκελο των δεδομένων μας. Σε όλες τις περιπτώσεις λάθους ένα αρχείο προβλημάτων (fault.log) δημιουργείται στο φάκελο των προγραμμάτων. 40

41 Κεφάλαιο 3 ο : Παρατηρήσεις και Αποτελέσματα στον Όρλιακα Γρεβενών 3.1 Καμπύλες Seeing Παρακάτω παρουσιάζονται όλες οι παρατηρήσεις, που έγιναν ενδεικτικά, στον Όρλιακα Γρεβενών την περίοδο Ιουλίου-Αυγούστου Για κάθε νύχτα υπάρχει διάγραμμα για το seeing. Πίνακας Β3.1: Ημερομηνία Ώρα έναρξης παρατήρησης 22:09 (UTC + 3) Ώρα λήξης παρατήρησης 02:21 (UTC + 3) Συνολικός χρόνος παρατήρησης 4 ώρες 12 λεπτά Ηλικία Σελήνης 10 ημερών Καιρός Αρκετά καλός, σχετική άπνοια. Seeing βραδιάς (arcsec) mean: 0,78 median: 0,70 Εικόνα Β3.1: Καμπύλη Seeing για την 13/07/

42 Πίνακας Β3.2: Ημερομηνία Ώρα έναρξης παρατήρησης 21:51 (UTC + 3) Ώρα λήξης παρατήρησης 01:38 (UTC + 3) Συνολικός χρόνος παρατήρησης 3 ώρες 47 λεπτά Ηλικία Σελήνης Καιρός 11 ημερών Δυνατοί άνεμοι από Δ, ΝΔ και ΒΔ. Πολύ λίγα σύννεφα από ΒΔ προς ΒΑ και Α στις 01:30 (UTC + 3). Seeing βραδιάς (arcsec) mean: 0,88 median: 0,82 Εικόνα Β3.2: Καμπύλη Seeing για την 14/07/

43 Πίνακας Β3.3: Ημερομηνία Ώρα έναρξης παρατήρησης 01:55 (UTC + 3) Ώρα λήξης παρατήρησης 03:11 (UTC + 3) Συνολικός χρόνος παρατήρησης 1 ώρα 16 λεπτά Ηλικία Σελήνης Καιρός 9 ημερών Πολύ καλός. Ελαφριά συννεφιά προς Β και ΒΒΔ μετά το τέλος της παρατήρησης. Seeing βραδιάς (arcsec) mean: 0,86 median: 0,75 Εικόνα Β3.3: Καμπύλη Seeing

44 Πίνακας Β3.4: Ημερομηνία Ώρα έναρξης παρατήρησης 21:34 (UTC + 3) Ώρα λήξης παρατήρησης 03:05 (UTC + 3) Συνολικός χρόνος παρατήρησης 5 ώρες 31 λεπτά Ηλικία Σελήνης Καιρός 22 ημερών Πολύ καλός. Αύξηση της έντασης του ανέμου στις 02:00 (UTC + 3). Seeing βραδιάς (arcsec) mean: 0,98 median: 0,87 Εικόνα Β3.4: Καμπύλη Seeing

45 Πίνακας Β3.5: Ημερομηνία Ώρα έναρξης παρατήρησης 21:02 (UTC + 3) Ώρα λήξης παρατήρησης 01:52 (UTC + 3) Συνολικός χρόνος παρατήρησης 4 ώρες 50 λεπτά Ηλικία Σελήνης Καιρός 23 ημερών Δυνατοί άνεμοι από την αρχή της παρατήρησης. Ισχυροποιήθηκαν μετά τις 22:30 (UTC + 3), ώσπου να μειωθεί η έντασή τους στις 00:45 (UTC + 3). Seeing βραδιάς (arcsec) mean: 1,38 median: 1,38 Εικόνα Β3.5: Καμπύλη Seeing

46 Πίνακας Β3.6: Το Seeing κάθε βραδιάς Ημερομηνία Βραδιάς Seeing (arcsec) Παρατήρησης mean: 0,79 median: 0, mean: 0,88 median: 0, mean: 0,86 median: 0, mean: 0,98 median: 0, mean: 1,38 median: 1,38 Εικόνα Β3.6: Ιστόγραμμα του Seeing για όλες τις παρατηρήσεις που έχουν γίνει στον Όρλιακα μέχρι τώρα. Καταλήγουμε στο συμπέρασμα ότι ο Όρλιακας Γρεβενών έχει Seeing (arcsec) mean: 1,01 median: 0,93. 46