| Οπτικές Μελέτες των Ενεργών Πυρήνων Γαλαξιών |
|
Οι Ενεργοί 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 που προέρχεται από την κεντρική περιοχή δεν μοιάζει με το αντίστοιχο που
προέρχεται από την αναμενόμενη θερμική εκπομπή της μεγάλης συγκέντρωσης αστέρων στο
κέντρο του 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 (πχ BL Lac) και τους
ραδιο-ασθενείς (πχ. Seyfert). Στο Αστεροσκοπείο Σκίνακα πραγματοποιούνται τρία προγράμματα
παρατηρήσεων AGNs:
|
|
Η μελέτη της μεταβλητότητας της συνεχούς ακτινοβολίας τους. Οι συστηματικές παρατηρήσεις σε
διαφορετικές οπτικές περιοχές (U,B,V,R,I) συγκεκριμένου αριθμού ράδιο-ασθενών AGNs δίνει την
δυνατότητα της λεπτομερούς μελέτης των μεταβολών που παρουσιάζονται στο οπτικό φάσμα με
σκοπό την επεξήγηση των φυσικών διεργασιών τους. Το πρόγραμμα αυτό είναι σε συνεργασία με
αστεροσκοπεία της Κίνας και της Ιαπωνίας.
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.
Παρατήρηση στο οπτικό των πηγών που έχουν ανιχνευτεί σε μεγάλο αριθμό πεδίων των
δορυφόρων XMM και ROSAT με σκοπό την αναγνώριση και μελέτη τους.
|
Εικόνα του AGN "ARK 564" που πάρθηκε με το 1,3 μ. τηλεσκόπιο του Αστεροσκοπείου Σκίνακα. |
|
|
| Υπολείμματα Υπερκαινοφανών Αστέρων |
|
Τα υπολείμματα υπερκαινοφανών αστέρων (Supernova Remnants - SNR)
προέρχονται από την βίαιη εκτίναξη του εξωτερικού κελύφους αστέρων, το οποίο κινείται με
υπερηχητικές ταχύτητες (κρουστικά κύματα) δια μέσου του μεσοαστρικού αερίου και σκόνης.
Κατά την σύγκρουση της ύλης με το μεσοαστρικό αέριο προκαλείται διέγερση των ατόμων
του μεσοαστρικού αερίου, τα οποία αποδιεγειρόμενα εκπέμπουν ακτινοβολία σε διάφορα μήκη
κύματος (από ακτίνες Χ έως το ραδιοφωνικό μέρος του φάσματος) την οποία και παρατηρούμε.
Σκοπός της παρατήρησης τους είναι η λεπτομερής μελέτη των κρουστικών διεργασιών που
λαμβάνουν μέρος, των μηχανισμών μεταφοράς ακτινοβολίας, η υδροδυναμική μελέτη του
συστήματος καθώς και η παρουσία μαγνητικών πεδίων.
Συστηματική παρακολούθηση των SNRs πραγματοποιείται στο Αστεροσκοπείο Σκίνακα κάνοντας χρήση
και των δύο τηλεσκοπίων. Πιο συγκεκριμένα, το τηλεσκόπιο 30 εκ. χρησιμοποιείται για την
ανακάλυψη νέων SNRsκαι την φωτομετρική παρατήρηση αυτών και άλλων ελάχιστα γνωστών
SNRs, ενώ το τηλεσκόπιο 1,3 μ. για την λεπτομερή οπτική και φασματοσκοπική μελέτη τους. Από
τις παρατηρήσεις αυτές δίνεται η δυνατότητα της μορφολογικής μελέτης των SNRsσε διάφορες
γραμμές εκπομπής, η φασματό-φωτομετρική μελέτη τους μέσω της οποίας προκύπτουν και
καθορίζονται διάφοροι σημαντικοί παράμετροι όπως η πυκνότητα του αερίου, η κρουστικές
ταχύτητες που εμφανίζονται, το στάδιο ιονισμού στο οποίο βρίσκονται, η παρουσία ή μη μαγνητικών
πεδίων, ο υπολογισμός της ενέργειας εκρήξεως κ.α.
|
Μωσαϊκά του SNR G 65.3+5.7 που πάρθηκαν με το 30 εκ. τηλεσκόπιο του Αστεροσκοπείου Σκίνακα. |
|
|
|
| Πλανητικά Νεφελώματα |
|
Τα πλανητικά νεφελώματα (Planetary Nebulae - PΝe) είναι κελύφη από αέριο
και σκόνη που περιβάλλουν αστέρες στο τελικό στάδιο εξέλιξής τους. Συγκεκριμένα, όταν ένας
αστέρας με αρχική μάζα έως οκτώ Ηλιακές μάζες φθάσει στον ασυμπτωτικό κλάδο των γιγάντων,
μπορεί λόγω της δυναμικής αστάθειας που αναπτύσσεται, εξ' αιτίας παλμικών ταλαντώσεων, να
εκτινάξει τα εξωτερικά στρώματα του υπό μορφή κελύφους. Το διαστελλόμενο κέλυφος ιονίζεται
από την υπεριώδη ακτινοβολία του αστέρα - λευκού νάνου που απομένει, και εμφανίζεται ως ΠΝ.
Τα ΠΝ παραμένουν ορατά για περίπου 30000 έτη μετά την δημιουργία τους, ενώ στην συνέχεια
λόγω της συνεχιζόμενης διαστολής, αραιώνουν και συνεπώς γίνονται ιδιαίτερα αμυδρά και μη
παρατηρήσιμα.
|
|
Η χημική τους σύσταση καθορίζεται:
(α) από την χημική εξέλιξη της μεσοαστρικής ύλης, πριν από
τον σχηματισμό του αστέρα δημιουργίας τους και
(β) από τις μεταβολές της περιεκτικότητας αυτού,
μέσω των πυρηνικών αντιδράσεων στο εσωτερικό του. Οι παρατηρήσεις τους μας δίνει την
δυνατότητα να βγάλουμε συμπεράσματα για την γαλαξιακή χημική εξέλιξη, την αστρική εξέλιξη
και τον εμπλουτισμό σε χημικά στοιχεία του μεσοαστρικού χώρου.
Στο Αστεροσκοπείο Σκίνακα πραγματοποιούνται δύο προγράμματα παρατηρήσεων Πλανητικών
Νεφελωμάτων (λεπτομερείς αναφορές στις ανακαλύψεις και μελέτες των ΠΝ δίνονται στην
αντίστοιχη ηλεκτρονική σελίδα του Αστεροσκοπείου Σκίνακα):
Φασματο-φωτομετρικές παρατηρήσεις γνωστών ΠΝ κάνοντας χρήση του 1,3 μ. τηλεσκοπίου.
Από τις παρατηρήσεις αυτές δίνεται η δυνατότητα της μορφολογικής μελέτης τους σε διάφορες
γραμμές εκπομπής καθώς και ο υπολογισμός σημαντικών παραμέτρων όπως οι ηλεκτρονιακές
πυκνότητες και θερμοκρασίες του αερίου, η ανίχνευση αμυδρής άλως, το στάδιο ιονισμού στο
οποίο βρίσκονται, η γεωμετρία τους κ.α.
Ανακάλυψη νέων ΠΝ στο Γαλαξιακό σφαιροειδές κάνοντας χρήση και των δύο τηλεσκοπίων. Πιο
συγκεκριμένα, το τηλεσκόπιο 30 εκ. χρησιμοποιείται για την ανακάλυψη νέων ΠΝ παρατηρώντας
με φίλτρο της γραμμής εκπομπής διπλά ιονισμένου οξυγόνου, με μία μέθοδο που αναλύεται στην
ιστοσελίδα του Αστεροσκοπείου Σκίνακα, ενώ το 1,3 μ.
|
Εικόνα του ΠΝ "NGC 6781" που πάρθηκε με το 1,3 μ. τηλεσκόπιο του Αστεροσκοπείου Σκίνακα
Εικόνα του νεο-ανακαλυφθέντος ΠΝ "PTB 18" που πάρθηκε με το 1,3 μ τηλεσκόπιο του
Αστεροσκοπείου Σκίνακα. |
|
|
|
| Δομές Σπειροειδών Γαλαξιών |
|
Είναι γνωστό ότι δομικά οι σπειροειδείς γαλαξίες αποτελούνται από το κεντρικό
τμήμα τους (bulge), τον δίσκο (disc) πάνω στο επίπεδο του οποίου υπάρχουν οι σπείρες και την
άλω (halo) που περιβάλλει όλα τα παραπάνω. Ο δίσκος αποτελείται από αστέρια και σκόνη με την
τελευταία να παίζει πολύ σημαντικό ρόλο στην γαλαξιακή εξέλιξη. Στο Αστεροσκοπείο Σκίνακα
πραγματοποιήθηκε πρόγραμμα παρατηρήσεων σπειροειδών γαλαξιών όπου:
|
|
Μελετάται ο ρόλος της σκόνης σε αυτούς τους γαλαξίες και με οπτικές
παρατηρήσεις διαφορετικών τύπων σπειροειδών γαλαξιών κάνοντας χρήση των U,B,V,R,I
φίλτρων γίνεται προσαρμογή τους σε θεωρητικά μοντέλα.
Από αυτή την μελέτη αποδείχθηκε ότι:
Οι σπειροειδής γαλαξίες είναι διαφανείς όταν το επίπεδο τους είναι κάθετο στο επίπεδο
παρατήρησης (faceon).
Η ποσότητα σκόνης στους γαλαξίες είναι τουλάχιστον 10 φορές μεγαλύτερη από ότι πιστευόταν.
Οι ιδιότητες της σκόνης στους γαλαξίες είναι παρόμοιες με αυτές του δικού μας γαλαξία.
|
Ο σπειροειδής γαλαξίας NGC4535 που πάρθηκε στο R φίλτρο με το 1,3 μ τηλεσκόπιο του
Αστεροσκοπείου Σκίνακα. |
|
|
|
| Διπλά Συστήματα Ακτίνων Χ |
|
Τα διπλά συστήματα ακτίνων Χ (X-rays binaries) αποτελούνται από ένα
συμπαγές 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
(whitedwarf). Η εκπομπή ακτίνων Χ είναι αποτέλεσμα του μηχανισμού δίσκου συσσώρευσης
(accretion disc).
|
|
Στο Αστεροσκοπείο Σκίνακα πραγματοποιείται πρόγραμμα παρατηρήσεων
διπλών συστημάτων ακτίνων Χ στα πλαίσια του οποίου:
Μελετούνται διπλά συστήματα Be/X (όπως ο σχηματισμός και διάλυση του δίσκου, η μακράς
διάρκειας μεταβλητότητα, η μεγάλης κλίμακας μεταβολές στην πυκνότητα του δίσκου, σύγκριση
Be/Xμε Be(χωρίς αστέρα νετρονίου) κ.α.
Γίνεται συστηματική ανακάλυψη και ταξινόμηση διπλών συστημάτων ακτίνων Χ.
|
Cartoon διπλού συστήματος ακτίνων Χ. |
|
|
|
| Σφαιρικά Σμήνη Αστέρων |
|
Τα
σφαιρικά ή κλειστά σμήνη αστέρων (globular star clusters) αποτελούνται
από 100,000 με 1,000,000 άστρα διαφορετικής μάζας αλλά περίπου ίδιας ηλικίας
και χημικής σύνθεσης. Λόγο του ότι είναι τα
γηραιότερα κοσμικά αντικείμενα χρησιμοποιούνται για τον
υπολογισμό της ηλικίας του σύμπαντος. Η τελευταία με τους έως σήμερα
υπολογισμούς έχει καθοριστεί σε περίπου 14 δισεκατομμύρια χρόνια. Επιπλέον, από
την χημική τους σύνθεση παίρνουμε πληροφορίες για την
εξέλιξη τους και
για τον εμπλουτισμό σε χημικά στοιχεία του μεσοαστρικού χώρου.
|
|
Στο Αστεροσκοπείο Σκίνακα πραγματοποιείται πρόγραμμα φωτομέτρησης
σφαιρικών αστρικών σμηνών στα πλαίσια του οποίου μελετούνται συγκεκριμένα σφαιρικά σμήνη
όπου:
Υπολογίζονται η περιεκτικότητα τους σε μέταλλα, η ηλικία τους, η απόσταση τους, η μεσοαστρική
απορρόφηση, κ.α.
Καθορίζεται το κατώτατο όριο της ηλικίας του σύμπαντος.
Παρέχονται πληροφορίες σχετικά με τον αρχικό σχηματισμό των γαλαξιών και των διαφόρων
σταδίων της αστρικής εξέλιξης.
|
Εικόνα του σφαιρικού σμήνους NGC6426 που
πάρθηκε με το 1,3 μ τηλεσκόπιο του Αστεροσκοπείου Σκίνακα. |
|
|
|
| Μεταβλητοί RR-Lyrae |
|
Οι αστέρες RR-Lyrae ανήκουν στην κατηγορία μεταβλητών άστρων που έχουν
την ίδια φωτεινότητα και περίοδο μεταξύ 12 και 24 ώρες. Αποτελούνται από αστέρες πληθυσμού ΙΙ
(αστέρες σχετικά μεγάλης ηλικίας - τουλάχιστον 9 δισεκατομμυρίων ετών) και βρίσκονται στο
στάδιο της θερμοπυρηνικής καύσης του ηλίου στον πυρήνα τους. Η μελέτη τους βοηθάει στην
καλύτερη κατανόηση της αστρικής εξέλιξης και της δημιουργίας του Γαλαξία μας και
χρησιμοποιούνται για τον υπολογισμό κλίμακας αποστάσεων στο Γαλαξία μας και επομένως στον
καθορισμό των αποστάσεων στο Σύμπαν γενικότερα.
Στο Αστεροσκοπείο Σκίνακα πραγματοποιείται πρόγραμμα μελέτης μεταβλητών RR-Lyrae στα
πλαίσια του οποίου ανακαλύπτονται καινούργιοι RR-Lyrae σε σφαιρικά αστρικά σμήνη στους οποίους:
Υπολογίζονται οι καμπύλες φωτός τους.
Μελετάται το πως επηρεάζει στον καθορισμό της ηλικίας των σφαιρικών σμηνών η εξάρτηση
της περιόδου και του πλάτους της στην περιεκτικότητας τους σε μέταλλα.
Καθορίζονται αποστάσεις και κλίμακες αποστάσεων.
|
Καμπύλες φωτός μεταβλητού RR-Lyraeπου προέκυψε
από παρατηρήσεις του με το 1,3 μ τηλεσκόπιο του Αστεροσκοπείου Σκίνακα. |
|
|
|
| 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), λόγω 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. Από την
καθυστέρηση του φωτός μεταξύ των ειδώλων του QSOμπορούν να υπολογιστούν κοσμολογικές
παράμετροι όπως η σταθερά του Hubble η κατανομή της μάζας του γαλαξία κ.α.
Στο Αστεροσκοπείο Σκίνακα 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.
Σε συνεργασία με τα αστεροσκοπεία του Ισραήλ, Αθήνας και Βελγίου δημιουργείται ακριβής
φωτομετρικός κατάλογος δευτερευόντων σταθερών άστρων τα οποία βρίσκονται γύρω από
βαρυτικούς φακούς.
|
Εικόνα του βαρυτικού φακού UM673 από το Αστεροσκοπείο Σκίνακα. |
|
|
|
|
Κοσμικές Διαδρομές
Αστρονομικά Νέα
επιστροφή 
