Η μελέτη των μεταβλητών αστέρων είναι ουσιαστική για την αστρονομία. Δίνει πληροφορίες για τις φυσικές ιδιότητες και την εξέλιξη των αστέρων. Απόσταση, ακτίνα, μάζα, εξωτερική και εσωτερική δομή, σύσταση, φωτεινότητα και θερμοκρασία των αστέρων μπορούν να γίνουν γνωστές χρησιμοποιώντας τα δεδομένα των παρατηρήσεων.
Το πλήθος των μεταβλητών είναι τεράστιο, ο πολύτιμος χρόνος των αστεροσκοπείων δεν επαρκεί για την συλλογή αρκετών παρατηρήσεων. Η συμβολή των ερασιτεχνών αστρονόμων είναι ουσιαστική αρκεί να είναι μαζική και οι παρατηρήσεις να υποβάλλονται στον κατάλληλο οργανισμό (π.χ. AAVSO)
Οπτική παρατήρηση-Εκτίμηση Λαμπρότητας
Κατηγορίες μεταβλητών αστέρων που προσφέροντα για οπτική παρατήρηση
Κατηγορίες μεταβλητών αστέρων που προσφέρονται για οπτική παρατήρηση (επαρκές εύρος μεταβολής, όχι ανάγκη για ακριβέστατες μετρήσεις):
* Μακράς περιόδου (LPV, Mira variables)
ο Cet, χ Cyg, R Leo, R And
* Ημιπεριοδικοί (semiregular), RV Tau και ανώμαλοι
R Sct, RV Tau, Z Uma, T Tau
* Κατακλυσμιαίοι
Καινοφανείς νάνοι (dwarf novae), SS Cyg, U Gem Επαναληπτικοί καινοφανείς (reccurent novae) T CrB, RS Oph
* R Βορείου Στεφάνου
R CrB, SU Tau
Απαραίτητος Εξοπλισμός
* Γυμνό μάτι
* Κιάλια ή Τηλεσκόπιο
* Κατάλληλοι χάρτες
Εύρεση του μεταβλητού αστέρα
Χάρτες της AAVSO
Η AAVSO εκδίδει χάρτες διαφόρων κλιμάκων τους οποίους μπορεί ο παρατηρητής να χρησιμοποιήσει ανάλογα με το όργανο παρατήρησης που διαθέτει και το πεδίο που αυτό το δίνει. Υπάρχουν 4 βασικές κλίμακες:
Κλίμακα Β (παράδειγμα)
Κλίμακα D (παράδειγμα)
* Κλίμακα a
Για χρήση με μικρά κιάλια
Μέγεθος χάρτη 8”x10”
1 μοίρα= 12 mm
Καλυπτόμενη περιοχή: 15x15 μοίρες
* Κλίμακα b
Για χρήση με μικρά τηλεσκόπια (3” ή μικρότερα)
Μέγεθος χάρτη 8”x10”
1 μοίρα= 60 mm
Καλυπτόμενη περιοχή 3x3 μοίρες
* Κλίμακα c
Για χρήση με τηλεσκόπια (3” – 4”)
Μέγεθος χάρτη 8”x10”
1 μοίρα= 90 mm
Καλυπτόμενη περιοχή 2x2 μοίρες
* Κλίμακα d
Για χρήση με τηλεσκόπια 4” και παραπάνω
Μέγεθος χάρτη 8”x10”
1 μοίρα= 180 mm
Καλυπτόμενη περιοχή 1x1 μοίρες
* Ενώ υπάρχουν ακόμα οι κλίμακες f, g, h για περιορισμένο αριθμό αμυδρών μεταβλητών αστέρων.
Διαφορετική σχεδίαση από τους χάρτες της AAVSO έχουν οι χάρτες της AFOEV (4 κλίμακες: A,B,C,D). Κάθε χάρτης έχει σχεδιασμένο ένα τετράγωνο το οποίο είναι η περιοχή που καλύπτει ο χάρτης της αμέσως επόμενης κλίμακας.
Εκτίμηση της λαμπρότητάς του μεταβλητού αστέρα
R Andromedae
Παράδειγμα: Εκτίμηση λαμπρότητας του μεταβλητού αστέρα μακράς περιόδου R Ανδρομέδας (R And) χρησιμοποιώντας τον αντίστοιχο χάρτη:
Υποθέτουμε ότι ο R And είναι αμυδρότερος από τον αστέρα σύγκρισης 110 και λαμπρότερος από τον 116. Αν χωρίσουμε το διάστημα ανάμεσα στον 110 και στον 116 σε 3 «βήματα» κάθε βήμα αντιστοιχεί σε διαφορά μεγέθους (116-110)/3 = 2 δηλαδή 0.2 μεγέθη. Στους χάρτες της AAVSO η υποδιαστολή παραλείπεται.
Έστω πως ο R And είναι 2 «βήματα» αμυδρότερος από τον 110 και ένα λαμπρότερος από τον 116.Το μέγεθος του θα είναι 11,0+(2x0,2)=11,4 ή 11,6-(1x0,2)=11,4
Αν ο μεταβλητός αστέρας είναι πολύ αμυδρός και δεν είναι ορατός με το τηλεσκόπιο μας καταγράφουμε τον αμυδρότερο αστέρα σύγκρισης που είναι ορατός. Π.χ. 13.0 σημαίνει πως ο μεταβλητός είναι αμυδρότερος από 13 μέγεθος.
Πρακτικές συμβουλές
* Αν δυσκολευόμαστε να αποφασίσουμε αν ο μεταβλητός είναι λαμπρότερος ή όχι από ένα άστρο σύγκρισης απεστιάζουμε. Είναι ευκολότερο να συγκρίνουμε μικρούς δίσκους παρά φωτεινά σημεία.
* Κατασκευάζουμε κύκλους από σύρμα ή τους σχεδιάζουμε σε διαφανές πλαστικό με τα πεδία των προσοφθαλμίων για τους χάρτες διαφόρων κλιμάκων, ώστε να μπορούμε να αναγνωρίσουμε το πεδίο μας πάνω στον χάρτη.
* Ρίχνουμε σύντομες ματιές και δεν κοιτάμε επίμονα και πολλή ώρα τον μεταβλητό αστέρα. Οι περισσότεροι μακροπερίοδοι είναι αρκετά κόκκινοι και στο ανθρώπινο μάτι δημιουργείται η ψευδαίσθηση πως γίνονται λαμπρότεροι με παρατεταμένη παρατήρηση (Φαινόμενο Purkinje).
* Είναι καλύτερα ο μεταβλητός και ο αστέρας σύγκρισης να είναι στην ίδια γραμμή με την γραμμή των ματιών μας.
* Είναι καλό να αποφεύγεται η «προκατάληψη», δηλαδή να γνωρίζουμε εκ των προτέρων την λαμπρότητα του μεταβλητού αστέρα.
* Σχετικά με τη συχνότητα των παρατηρήσεων:
Μακροπερίοδοι: Μια φορά το μήνα
Ημιπεριοδικοί: Μια φορά στις 15 ημέρες ή μια φορά το μήνα
Καινοφανείς νάνοι: Μία φορά κάθε βράδυ, μια φορά κάθε 15 λεπτά αν είναι σε αρχή έκρηξης
R Βορείου Στεφάνου: Μια φορά κάθε βράδυ, μια φορά κάθε ώρα αν βρίσκονται σε αρχή καθόδου
Παρατήρηση με CCD - Διαφορική Φωτομετρία
Η χρήση του CCD αποτελεί πλέον το σημαντικότερο εργαλείο της αστρονομίας στον τομέα της φωτομετρίας. Σήμερα, υπάρχουν διαθέσιμα όργανα διαφόρων αναλύσεων και προδιαγραφών, τα οποία μπορούν να δώσουν εξαιρετικά αποτελέσματα ακόμα και αν χρησιμοποιούνται με μικρά τηλεσκόπια και σε περιβάλλον φωτορύπανσης.
Ο όρος διαφορική, έχει σχέση με τη συγκεκριμένη μέθοδο φωτομετρίας, η οποία συνίσταται στον υπολογισμό των διαφορών λαμπρότητας ανάμεσα στο υπό μελέτη άστρο και ένα άλλο, πρότυπης λαμπρότητας (αστέρας σύγκρισης).
Εξοπλισμός
* Τηλεσκόπιο που θα οδηγεί καλά στην ορθή αναφορά και θα έχει καλό μηχανισμό εστίασης. Η οριακή λαμπρότητα των άστρων που είναι δυνατόν να φωτομετρηθούν, καθορίζεται από τη διάμετρο του τηλεσκοπίου σε συνδυασμό με την ποιότητα της κάμερας και του ουρανού.
* Αστρονομική κάμερα με CCD πρέπει να είναι οπωσδήποτε καλής ποιότητας, 16-bit, κατά προτίμηση χωρίς antiblooming. Ιδιαίτερη σημασία έχει η γραμμικότητα της απόκρισης σε όσο το δυνατόν μεγαλύτερο τμήμα της δυναμικής της περιοχής, ενώ ο χαμηλός θόρυβος σε συνδυασμό με αποτελεσματικό κύκλωμα ψύξης θα διευκολύνουν αρκετά. Για φωτομετρικές παρατηρήσεις δεν μπορούν να χρησιμοποιηθούν web κάμερες κ.α. Η ccd κάμερα αποτελεί τον σημαντικότερο παράγοντα που θα επιρρεάσει τα αποτελέσματα των μετρήσεων.
* Τα φίλτρα είναι απαραίτητα για τη συλλογή αξιοποιήσιμων δεδομένων, ειδικά όταν καταγράφουμε συστηματικά τη δραστηριότητα κάποιου συγκεκριμένου άστρου. Τα φωτομετρικά φίλτρα έχουν διαφορετικές προδιαγραφές από τα αντίστοιχα φωτογραφικά και συνήθως ανήκουν στους τύπους Johnson-Cousins και Bessel-Cousins. Από τους ερασιτέχνες αστρονόμους χρησιμοποιούνται τα Β, V, R και Ι ( Ιc ή Ιs). Για κάποιον που θέλει να ξεκινήσει με ένα μόνο φίλτρο, το V (πράσινο) είναι το πιο ενδεδειγμένο. Για την εναλλαγή τους υπάρχουν διάφοροι μηχανισμοί, όπως αυτόματα περιστρεφόμενοι δίσκους που δέχονται εντολές από το πρόγραμμα ελέγχου της κάμερας. Υπάρχουν βέβαια και κατηγορίες μεταβλητών, των οποίων η παρατήρηση δεν απαιτεί τη χρήση φίλτρου.
Λογισμικό
* Έλεγχος τηλεσκοπίου
Αν το τηλεσκόπιο επιτρέπει τη σύνδεσή του με υπολογιστή, η αξιοποίηση αυτής της δυνατότητας προσφέρει πολλά στον αυτοματισμό της καταγραφής. Πολλά από τα προγράμματα ελέγχου CCD κάνουν και έλεγχο του τηλεσκοπίου, ενώ υπάρχουν κάποια που παρουσιάζουν ταυτόχρονα και το χάρτη της περιοχής που σκοπεύουμε.
* Έλεγχος κάμερας
Κάθε συσκευή CCD συνοδεύεται από λογισμικό ελέγχου το οποίο τις περισσότερες φορές επιτρέπει και τον προγραμματισμό - αυτοματοποίηση της λειτουργίας της. Μέσω αυτών μπορούμε να καθορίσουμε το πλήθος των εκθέσεων, τη χρονική διάρκεια κάθε μιας από αυτές, το φίλτρο που θα χρησιμοποιηθεί, τη διαδρομή αποθήκευσης κλπ.
* Επεξεργασία εικόνας και φωτομετρία
Υπάρχουν προγράμματα που κυμαίνονται από απλά και φιλικά στον χρήστη, έως πολυσύνθετα πακέτα με πολύ μεγάλες δυνατότητες αλλά και περιπλοκότητα. Το AIP4WIN φαίνεται να είναι ένας πολύ καλός συνδυασμός κόστους και αποτελεσματικότητας. Στα περισσότερα από αυτά η επεξεργασία των εικόνων και η φωτομέτρησή τους είναι μια γρήγορη διαδικασία εφ’ όσον η οδήγηση του τηλεσκοπίου είναι σχετικά ακριβής.
Είδη Μεταβλητών-Συχνότητα Καταγραφών
* Μεταβλητοί βραχείας περιόδου.
Σε πολλές περιπτώσεις η περίοδος του φαινομένου είναι σχετικά μικρή, οπότε απαιτείται συνεχής λήψη εικόνων ώστε να καταγράψουμε την εξέλιξή του. Ενδεικτικά αναφέρονται οι κατηγορίες: γρήγορων εκλειπτικών, κηφειδών, RR Λύρας, δ Scuti, εκρηκτικών άστρων σε φάση δραστηριότητας κλπ. Κατά τη διάρκεια της νύχτας μπορούμε να έχουμε έναν ή το πολύ δύο στόχους, οπότε το σημαντικό μέρος περιορίζεται στην ορθή προετοιμασία, ενώ κατά τη διάρκεια της καταγραφής η συμμετοχή του παρατηρητή αφορά στον περιοδικό έλεγχο της εξέλιξής της.
* Μεταβλητοί μακράς περιόδου – ανώμαλοι μεταβλητοί.
Τέτοια είναι μεταβλητοί τύπου Mira, ημικανονικοί, εκρηκτικοί σε φάση ηρεμίας, R Βορείας Στεφάνου κ.ά. Για κάθε τέτοιο άστρο, αρκούν δύο ή τρεις εικόνες, συνήθως χωρίς φίλτρο, οπότε σε μία νύχτα μπορούμε να συλλέξουμε δεδομένα από ένα μεγάλο πλήθος αντικειμένων. Και αυτή η διαδικασία όμως μπορεί να αυτοματοποιηθεί, αν βέβαια το επιτρέπει η σύνθεση του εξοπλισμού.
Πρακτικές συμβουλές
* Ο υπολογιστής που ελέγχει τον εξοπλισμό, θα πρέπει να είναι συγχρονισμένος στην σωστή ώρα, ιδιαίτερα όταν πρόκειται για παρατηρήσεις βραχυπερίοδων μεταβλητών.
* Ο υπολογιστής που θα υποστηρίξει όλες τις συσκευές που εμπλέκονται στη φωτομετρία, αρκεί να είναι κάποιος μέσης ισχύος αλλά με ικανή χωρητικότητα στο σκληρό δίσκο του.
* Οι εικόνες πρέπει να απαλλαγούν από κάθε παρεμβολή ηλεκτρονικής ή φυσικής προέλευσης, ώστε να αποτελούνται, όσο είναι δυνατόν, από καθαρό σήμα. Έτσι πρέπει να λαμβάνονται bias frames, dark frames και flat fields, τα οποία θα αξιοποιηθούν από το λογισμικό ώστενα επιτρέψουν την όσο δυνατόν αξιόπιστη φωτομέτρηση.
* Πολύ σημαντικό είναι να υπάρχει όσο το δυνατόν μεγαλύτερος λόγος σήματος προς θόρυβο (S/N ratio), αλλά ταυτόχρονα να βρισκόμαστε στη γραμμική περιοχή της κάμερας (να μην υπερφωτίζουμε τα αντικείμενα που μας ενδιαφέρουν). Αυτό σημαίνει ότι πρέπει να γίνεται βαθμονόμισης της κάμερας ανάλογα με τη λαμπρότητα του άστρου αλλά και τις καιρικές συνθήκες της συγκεκριμένης νύχτας.
* Αν το τηλεσκόπιό μας έχει μεγάλη εστιακή απόσταση και η επιφάνεια του ccd είναι μικρή, θα χρειαστεί η χρησιμοποίηση ενός focal reducer για να έχουμε στη διάθεσή μας μεγαλύτερο πεδίο αλλά και να μειώσουμε το χρόνο έκθεσης. Το βινιετάρισμα που προκαλεί εξαλείφεται εύκολα κατά την επεξεργασία των εικόνων και χρησιμοποιώντας flat fields.
Καμπύλες Φωτός
Οι φωτομετρικές παρατηρήσεις μας δίνουν τις καμπύλες φωτός, δηλαδή τις γραφικές παραστάσεις της φωτεινότητας του μεταβλητού άστρου συναρτήσει του χρόνου. Από αυτές εξακριβώνεται το είδος του μεταβλητού αστέρα και τα λοιπά χαρακτηριστικά του. Παρακάτω βλέπετε ένα παράδειγμα:
πηγή: astronomy.gr
Καλλιτεχνική απεικόνιση εξωπλανητών γύρω από άλλα άστρα
Λίμνες μεθανίου στον Τιτάνα
Το φαινόμενο αυτό που ονομάζεται γαλαξιακός κανιβαλισμός οφείλεται στο ότι το πανίσχυρο βαρυτικό πεδίο της Ανδρομέδας καταπίνει το μικρότερο γαλαξία του Τριγώνου, ενώ και οι δύο είναι γαλαξίες ενός μικρού σμήνους γαλαξιών γνωστού ως τοπική ομάδα. Ο γαλαξίας Τρίγωνον, το τρίτο πολυπληθέστερο μέλος της τοπικής ομάδας, είναι περίπου το ένα δέκατο του μεγέθους της Ανδρομέδας. 
