UVIT
Teleskop obrazujący w ultrafiolecie jest instrumentem pozwalającym pozwala na obserwacje różnorodnych źródeł astronomicznych w zakresie dalekiego ultrafioletu (Far Ultraviolet - FUV, 130 - 180 nm), bliskiego ultrafioletu (Near Ultraviolet - NUV, 200 - 300 nm) i światła widzialnego (Visible Light - VIS, 300 - 550 nm). Instrument pozwala na prowadzenie bardzo różnych obserwacji astronomicznych. Jest bardzo przydatny dla różnorodnych programów badawczych dzięki szerokiemu polu widzenia i dużej rozdzielczości kątowej. Do jego podstawowych, szeroko pojmowanych celów naukowych zaliczają się: badania podobieństw pomiędzy Słońcem a innymi gwiazdami ciągu głównego (chromosfera, linie obszaru przejściowego, młode gwiazdy typu T-Tauri); badanie misji zórz polarnych planet w Układzie Słonecznym (głownie Jowisza i Saturna w linii Lyman-alfa i H2); badania gwiazd gorących takich jak białe karły, zmienne kataklizmatyczne, gwiazdy typy Wolfa-Rayeta, jasne niebieskie gwiazdy zmienne (Luminous blue variables - LBV) i gwiazdy typu Beta Cephei, w tym zmienności emisji w czasie; badania gwiazd gorących w gromadach kulistych; obrazowanie mgławic emisyjnych, planetarnych i pozostałości supernowych (Supernova Remnant - SNR); badania gorących gwiazd w pobliskich galaktykach - LMC, SMC, M31 i M33; badania procesów gwiazdotwórczych w galaktykach oddziałujących, badania morfologii galaktyk w zakresie UV, głównie niebieskich kompaktowych galaktyk karłowatych (Blue Compact Dwarf Galaxy - BCD) o przesunięciu ku czerwieni z > 0.5; badania kwazarów i jąder galaktyk aktywnych (Actove Galactic Nuclei - AGN), w tym wykonywanie głębokich przeglądów w celu znalezienie słabych kwazarów; wykonanie przeglądów w zakresie linii Lyman-alfa w celu zbadania gazu wyrwanego z galaktyk w gromadach galaktyk; wykonanie głębokich przeglądów w celu określenia zmian w tempie powstawania gwiazd w różnych okresach istnienia wszechświata (przesunięci ku czerwieni 1.3 < z < 2); monitorowanie źródeł rentgenowskich obserwowanych przez inne instrumenty satelity oraz poświat rozbłysków gamma; oraz wykonywanie przeglądów fragmentów nieba o średniej wielkości (do 5000 stopni kwadratowych) i do jasności 20 magnitudo. Do podstawowych obiektów i zjawisk obserwowanych za pomocą instrumentu zaliczają się: pojedyncze gwiazdy gorące; pojedyncze gwiazdy chłodne; młode obiekty gwiazdowe (Young Stellar Obiect - YSO), egzotyczne obiekty gwiazdowe; mgławice planetarne; tłumienie promieniowania przez pył międzygwiazdowy; galaktyki bliskie; oraz galaktyki odległe.
W przypadku pojedynczych gwiazd gorących instrument pozwala na badania głównie gwiazd masywnych, o masach większy od 20 mas Słońca. Są one bardzo rzadkie, średnio w Drodze Mlecznej na 100 000 gwiazd podobnych do Słońca przypada tylko jedna taka gwiazda. Jednak jednocześnie są one jednymi z najważniejszych gwiazd wpływających na ewolucję galaktyk, ponieważ ich szybkie wiatry gwiazdowe oraz eksplozje supernowych w których kończą życie dostarczają większą część energii mechanicznej obecnej w ośrodku międzygwiazdowym. Ponadto wytwarzają większość jonizującego promieniowania UV oraz wywołują emisję w zakresie dalekiej podczerwieni nagrzewając pył międzygwiazdowy. Są również głównym źródłem wzbogacających ośrodek międzygwiazdowy w pierwiastki ciężkie. Ich ewolucja jest trudna do modelowania z powodu szybkiej rotacji i znacznej utraty masy następującej w krótkim czasie. Ponadto są one wysoce niestabilne i zmienne. Ponieważ promieniują one głównie w zakresie UV instrument może obserwować dużą ilość takich gwiazd (głównie typu spektralnego O i B) w pobliskich młodych gromadach gwiazd, np w mgławicy Carina. Dzięki szerokiemu polu widzenia instruemnt może obserwować wiele gwiazd jednocześnie poszukując periodycznych zmian w ich jasności.
Pojedyncze gwiazdy chłodne obserwowane za pomocą instrumentu obejmują gwiazdy flarujące, karły typu spektralnego G i K oraz inne gwiazdy podobne do Słońca. Gwiazdy flarujące są aktywnymi karłami typu spektralnego M, wykazującymi rozbłyski obserwowane w zakresie światła widzialnego, UV i promieniowania rentgenowskiego w skalach czasowych od minut do godzin. UVIT pozwala na uzyskiwanie krzywych ich jasności i kontynuowanie w ten sposób badań prowadzonych za pomocą satelity GALEX. Niektóre kary typu G i K wykazują cykle aktywności podobne do 22-letniego cyklu słonecznego. Było one badane za pomocą fotometrii w zakresie linii spektralnych Ca II, H i K. Linie te dostarczają jednak często dwuznacznych informacji z powodu dość słabej emisji, znikającej u dołu głębokich cech spektralnych. UVIT pozwala na prowadzenie obserwacji w zakresie silniejszych linii Mg II, h i k w zakresie bliskiego ultrafioletu, gdzie kontinuum spektralne jest znacznie słabsze. Zebrane dane są przydatne podczas opracowywania empirycznych zależności pomiędzy cyklami aktywności a cechami gwiazd, takimi jak okres rotacji czy temperatura efektywna. UVIT przyczynia się również do badań koron gwiazd. W 1979 r na podstawie danych z amerykańko - brytyjsko - europejskiego satelity IUE (International Ultraviolet Explorer, umieszczony na orbicie 26 stycznia 1978r i użytkowany do 30 września 1996 r) i amerykańskiego satelity Einstein (High Energy Astrophysical Observatory 2 - HEAO-2, umieszczony na orbicie 13 listopada 1978 r i użytkowany do 17 kwietnia 1981 r) odkryto, że na diagramie Hertzsprunga-Russella gwiazdy podobne do Słońca rozkładają się wzdłuż dwóch linii, różnicujących gwiazdy posiadające korony oraz gwiazdy pozbawione koron i emitujące chłodny, ciężki wiatr gwiazdowy. Badania tych klas wymagają obserwacji w zakresie UV i promieniowania rentgenowskiego, dzięki czemu satelita Astrosat jest dla nich bardzo przydatny.
Młode obiekty gwiazdowe (YSO) w fazie akrecji materii są jasne w zakresie UV. Obecnie uważa się, że młode gwiazdy typu T-Tauri pobierają materię na drodze akrecji magnetosferycznej. W tym procesie pole magnetyczne gwiazdy ściąga materię z dysku okołogwiazdowego w pobliże powierzchni, gdzie formuje się szok akrecyjny. Spektrum emisji szoku akrecyjnego wykazuje pik w zakresie UV, dlatego też jego intensywność emisji przeważa emisję samej gwiazdy pozwalając na uzyskanie najbardziej bezpośrednich pomiarów zależności pomiędzy akrecją a jasnością z czego można wyprowadzić tempo akrecji masy. Gwiazdy te posiadają również aktywne chromosfery wytwarzające emisję UV. Wkład tych dwóch źródeł w całkowitą emisję gwiazdy jest funkcją ewolucji dysku aktecyjnego. Inne wykładniki aktywności chromosfery, takie jak emisja w zakresie rentgenowskim pozostają w przybliżeniu stałe w przypadku gwiazd o wieku 1 - 10 mln lat, gdy następuje znaczna ewolucja dysków akrecyjnych. Dzięki posiadaniu wielu filtrów w zakresie bliskiego i dalekiego ultrafioletu UVIT pozwala na znacznie lepsze próbkowanie emisji niż satelita GALEX, co znacznie ułatwia modelowanie akrecji magnetosferycznej oraz aktywności chromosfer gwiazd T-Tauri. Obserwacje YOS w różnych fazach formowania pozwala na śledzenie ewolucji ich nadmiarowej emisji UV. Kompletne próbki YOS w konkretnych obszarach gwiazdotwórczych uzyskiwane za pomocą UVIT są istotne dla zrozumienia zachowania YOS oraz do nałożenia ograniczeń na modele akrecji materii. Filtry pracujące w zakresie bliskiego ultrafioletu pozwalają na rozdzielenie YOS znajdujących się w różnych fazach ewolucji. Użycie obserwacji multispektralnych w zakresie bliskiego i dalekiego ultrafioletu pozwala na uzyskanie wielu narzędzi diagnostycznych dla gwiazd T-Tauri i YOS przydatnych w planowaniu dalszych obserwacji i interpretacji ich wyników. Spektrogramy UV gwiazd T-Tauri w połączeniu z fotometrią stanowią np. potężne narzędzie przydatne w badaniach nadwyżki ich emisji UV.
W przypadku innych obiektów gwiazdowych UVIT pozwala na kontynuowanie obserwacji gwiazd nietypowych i końcowych produktów ewolucji gwiazd w centrum Drogi Mlecznej prowadzone przez Teleskop Hubblea (Hubble Space Telescope - HST, wynesiony na orbitę 24 kwietnia 1990 r) i GALEX, np niebieskich gwiazd atypowych (Blue Stragglers), oddziałujących układów podwójnych białych karłów oraz gwiazd gałęzi horyzontalnej diagramu Hertzsprunga - Rusella (Horizontal Branch Stars). W przypadku pulsujących białych karów pozwala na badania amplitudy zmian jasności zakresie UV i świtała widzialnego. UVIT jest również przydatny do badań źródeł rentgenowskich obserwowanych przez inne instrumenty satelity. Jest zwłaszcza bardzo pomocny podczas obserwacji rentgenowskich układów podwójnych. Pozwala na wykonywanie analiz oddziaływania materii pobieranej na drodze akrecji z magnetosferami gwiazd neutronowych oraz przepływu materii z dysku akrecyjnego na powierzchnie gwiazd neutronowych.
Mgławice planetarne emitują promieniowanie w zakresie charakterystycznych linii UV a UVIT posiada zestaw filtrów pozwalających na jego wyizolowanie i otrzymanie skalibrowanych obrazów takich obiektów. Centralne gwiazdy takich mgławic również stanowią dogodny cel badań za pomocą instrumentu.
Badania tłumienia emisji przez pył międzygwiazdowy są niezwykle istotne zarówno dla badań spektroskopwych jak i fotometrycznych. Większa część zmienności w krzywych tłumienna świata w różnych częściach Drogi Mlecznej może być wyjaśniona za pomocą pojedynczego parametru RV, określających stopień stromości stoku tłumienia jasności na wykresie. Jest on bliski 3.1 dla większości linii widzenia, jednak może się wahać w zakresie 2 - 5.5, przyjmując największe wartości w niektórych regionach H II. Interesującą cechą spotykaną w zależnościach opisujących tłumienie światła jest wyraźny spadek przy długości fali 2175 A, związany prawdopodobnie z małymi ziarnami węgla. Poza Drogą Mleczną tłumienie światła badano również w Obłokach Magellana. W zakresie UV krzywe tłumienia światła otrzymano dla Małego Obłoku Magellana (Small Magellanic Cloud - SMC) w kierunku do czterech niebieskich nadolbrzymów za pomocą danych z satelity IUE. Wykazały one liniowy wzrost następujący od zakresu widzialnego do UV, bez wyraźnego spadku przy 2175 A. Jest to zwykle tłumaczone specyficznym składem pyłu w tej galaktyce, charakteryzującej się niską metalicznością (Z = 0.1 Z Słońca). Dane z IUE pozwoliły też na badania tłumienia światła w Wielkim Obłoku Magellana (Large Magellanic Clouds - LMC). W tej galaktyce dla niektórych grup gwiazd wykazano bardzo słaby spadek przy 2175 A. Leżały one blisko warstwy nadolbrzymów LMC 2, na południowo - wschodniej stronie galaktyki w stosunku do Mgławicy Tarantula (30 Doradus - 30 Dor). Krzywe tłumienia światła uzyskane wewnątrz i na zewnątrz LMC 2 wykazywały bardzo istotne różnice w tłumieniu przy 2175 A, ale tłumienie w zakresie dalekiego ultrafioletu było bardzo podobnie. Za pomocą instrumentu UVIT możliwe jest znaczne poprawienie modeli tłumienia światła w zakresie ultrafioletu. Pozwala on na zebranie konformacji na temat tłumienia światła w pobliskich galaktykach, pozwalając na badania wpływu metaliczności i składu pyłu obecnego w różnych środowiskach.
Obserwacje bliskich galaktyk pozwalają na badania ich morfologii. Dane z satelity GALEX pokazały, że morfologia galaktyk w zakresie ultrafioletu znacznie różni się od obserwowanej w zakresie optycznym. Jest to łatwe do wyjaśnienia - promieniowanie UV pozwala na obserwację młodych populacji gwiazd a fale dłuższe umożliwiają rejestrowanie gwiazd starszych oraz gwiazd mniej masywnych. Większość galaktyk w Grupie Lokalnej ma rozmiary kątowe mniejsze od pola widzenia UVIT. Nielicznymi wyjątkami są np. M31 oraz Obłoki Magellana. UVIT pozwala więc na wykonanie kompletnego przeglądu galaktyk Grupy Lokalnej w zakresie ultrafioletu z rozdzielczością kątową 4 razy większą niż osiągnięta za pomocą satelity GALEX. Obserwacje te pozwalają na zmapowanie rozkładu gwiazd gorących przy jednoczesnym braku czułości na gwiazdy chłodne występujące w bardzo dużym zagęszczeniu w obrębie galaktyk. Niektóre grupy gwiazd gorących, takie jak bliskie asocjacje OB i regiony H II mogą zostać rozdzielone przestzennie. Pozwala to na badania tema powstawania gwiazd oraz określenie funkcji masy gwiazd w galaktykach.
Obserwacje galaktyk odległych pozwalają na badania populacji gwiazd poprzez analizy charakterystycznych cech w całkowitej ich emisji. Obserwacje UVIT mogą być połączone z takimi syntetycznymi wskaźnikami jak LavalSB i Starburst99 w celu wyprowadzenia właściwości galaktyk, takich jak tempo powstawania gwiazd, początkowa funkcja masy gwiazd, wiek, masa i metaliczność. Niektóre galaktyki wykazują również wyraźne cechy związane z obecnością gromad kulistych. Mogą one być badane za pomocą różnych technik w zakresie spektralnym od ultrafioletu do podczerwieni. Niektóre z takich galaktyk mają właściwości odrębne od galaktyk podobnych nawet pod kątem metaliczności. Większość ich obserwacji w zakresie UV została wykonana za pomocą HST i GALEX. UVIT pozwala na kontynuowanie tych badań. Satelita GALEX pokazał również, że niektóre galaktyki spiralne posiadają rozszerzenia swojego dysku widoczne tylko w zakresie bliskiego i dalekiego ultrafioletu. Są one związane z obecnością młodych gwiazd występujących w asocjacjach o małych masach zlokalizowanych w dużych odległościach od centrów galaktyk. UVIT pozwala na kontynuowanie badań tych struktur dostarczając obserwacji o większej rozdzielczości kątowej. Ponadto instrument przyczynia się do innych badań odległych galaktyk, takich jak analizy właściwości emisji UV galaktyk młodych, zależności pomiędzy wiekiem a metalicznością w galaktykach eliptycznych, oraz badania karłowatych galaktyk ultrakompaktowych, kwazarów i AGN.
Wątek: Astrosat (kompendium) (Przeczytany 16724 razy)