Smartnet” Описание на проекта и научната програма


Научни задачи и тяхното отношение към решаване на значим научен, технологически, икономически и/или социален проблем



страница2/3
Дата24.07.2016
Размер468.43 Kb.
#2990
1   2   3

Научни задачи и тяхното отношение към решаване на значим научен, технологически, икономически и/или социален проблем

Списъкът от нашите научни задачи се определя от пределната звездна величина 16.5-17m, достъпна за работа с 14-инчовите телескопи и планираната за закупуване приемна апаратура. Друго съображение са съвременните приоритетни области на астрономията и провежданите международни наблюдателни кампании.



  • Изготвяне на задание за роботизация на телескопите, хардуер и софтуер за дистан­ционното им управление и свързването им в мрежа. Това задание ще се предостави за изпълнение на външна за проекта организация.

Изпълнението на тази задача ще се ръководи и координира от доц. д-р В. Голев и екипа от Софийския университет.

  • Търсене на екзопланети и планетни системи извън Слън­чевата система. В последното десетилетие съществуването на планети около близки звезди, подобни по размери и температура на Слънцето, стана наблюдателен факт. Новооткритите обекти са газови гиганти, подобни на Юпитер и Сатурн, чиито маси достигат до 12 Юпитерови маси, но с доста по-кратки орбитални периоди (от порядъка на дни) и съответно обикалящи по силно ексцентрични орбити на доста малки разстояния до централната звезда. Това налага създаване на нови модели за еволюцията на планетните системи. Досега наблюдателно е установено съществуването на над 230 планетни системи с общо около 270 планети.

Измерванията на лъчевите скорости показаха, че извънслънчеви планетни системи с гигантски планети, обикалящи около родителски звезди, са често явление в Галактиката. Лъчевите скорости, обаче, дават само долна граница на планетните маси поради неизвестния наклон на орбитите им. Ако зрителният лъч лежи в орбиталната равнина на екзопланетата, тя ще преминава между земния наблюдател и родителската си звезда (явление, което наричаме „пасаж” или „транзит”). Транзитът дава възможност да се оцени масата и проектираната площ на екзопланетата, а следователно и нейните радиус и плътност.

Броят на звездите, достъпни за наблюдение с даден инструмент, зависи от произведението на площта на огледалото на телескопа и телесния ъгъл от небето, който „вижда” детекторът във фокалната му равнина. При дадена светосила и размер на детектора по-големият телескоп ще покрива по-малко поле върху интервал от звездни величини, съответстващ на по-слаби звезди (повече на брой), от малкия телескоп. Предпочитанията към по-малки телескопи с голямо поле се дължат на това, че достъпните за тях ярки звезди позволяват спектрални наблюдения за определяне на лъчевите скорости с много висока точност, което е необходимо за откриването на извънслънчеви планети. И накрая, малките телескопи са много по-евтини и е възможно да се направи мрежа от тях на различни географски дължини, или да се включат към вече съществуваща мрежа. Това увеличава възможността за бързо покриване на кривите на блясъка. Тези съображения доведоха до реализирането на голям брой широкополеви транзитни програми с малки апертури, базирани на такива мрежи.

Пресмятанията на очаквания темп на откриване на късопериодични екзопланети сочат, че фотометричните наблюдения на около 100 звезди с точност 2 % (и по-висока) за период около и над 2 месеца биха довели до откриването на една – две екзопланети.

В проекта планираме фотометрични наблюдения на звезди от спектрален клас, близък до слънчевия, с цел откриване на планети около тях по метода на транзитите, както и наблюдения на заподозрени планети с цел потвърждаване на съществуването им. Поради късите им орбитални периоди, такива обекти са изключително подходящи за наблюдение с оборудването, което ще се използва по проекта (Seagroves et al., 2003; Dunham et al., 2004).

Консултанти по тази актуална задача ще бъдат проф. Димитър Съселов от Харвардския университет и д-р Георги Мандушев от Обсерваторията Лоуел в Аризона, които работят в тази област. Изпълнението на задачата ще се ръководи от доц. д-р В. Голев и екипа на Катедра астрономия при СУ.


  • Търсене на космически тела, които се приближават опасно към Земята. Изслед­ванията от последните десетилетия убедително показват, че съществува голяма опасност от сблъсък на космически тела – комети и астероиди и техни фрагменти – със Земята. Такива сблъсъци могат да доведат до катастрофи от местен, регионален и глобален характер.

През 20 в. са станали три такива събития: през 1908 г. космическо тяло е предизвикало взрив с мощност 10-20 Мт в Сибир, през 1930 г. е станал аналогичен взрив с мощност няколко килотона в басейна на река Амазонка, а през 1947 г. взрив с мощност десетки килотона е наблюдаван при удара със Земята на Сихоте-Алинския метеорит (http://www.informnauka.ru/rus/2000/2000-10-13-0369_r.htm).

Съвременната наблюдателна техника позволява да се регистрират преминаването на близки до Земята големи тела (на разстояние от порядъка на разстоянието Земя-Луна), както и многобройните навлизания в земната атмосфера на малки тела. През последните десетина години са били регистрирани изгаряния с взрив в земната атмосфера на десетки тела, чийто размери се оценяват на 10-40 м. Статистическите оценки показват, че събития от рода на Тунгуския метеорит стават веднъж на 100-200 години. В съвременния пренаселен свят с висока концентрация на опасни промишлени обекти тези тела могат да предизвикат гибелта на милиони хора и огромни материални щети.

Съвременната цивилизация е достигнала достатъчно ниво на развитие на технологиите, за да може своевременно да открие опасността от сблъсък с космическо тяло и да предотврати катастрофата. Засега обаче все още не са събрани достатъчно данни за опасните космически обекти. От семейството на астероидите, които приближават до Земята, най-добре са изучени най-големите, с размери над 1 км, благодарение на интензивните наблюдения през последните години, предимно от американски астрономи.

Наблюденията на близките, опасни за Земята, космически тела са част от подготвящата се международна програма за следене на новооткрити астероиди, тъй като над една четвърт от тях се губи веднага след откриването. Тази комплексна програма ще позволи да се откриват най-опасните обекти, дълго преди възможния им сблъсък със Земята. Това от своя страна ще позволи своевременно и целенасочено да се изследват свойствата на обектите, представляващи заплаха, за да може в кратки срокове да се подготви неутрализиране на опасността. За организирането на бъдещата космическа защита на Земята е особено важно да се знаят свойствата на тези космически обекти (форма, строеж, състояние на повърхността и близките до нея слоеве, физико-механични и химични свойства на веществото).

Задачата за търсене и наблюдения на космически тела, които се приближават опасно към Земята, е изключително подходяща в рамките на настоящия проект. Изпълнението й ще се ръководи от ст.н.с. д-р Т. Бонев и екипа от Института по астрономия на БАН.


  • Звезди от типа W UMa, Контактните звезди от типа W UMa са широко разпространени в нашата Галактика и имат характеристики, подобни на нашето Слънце. Предполага се, че контактните двойки от типа W UMa се формират след постепенна загуба на ъглов момент поради ефектите на приливно взаимо­действие и звезден вятър. Но детайлите на тяхното формиране и еволюция остават неизвестни: а) каква е посоката на преноса на маса в тези системи; б) каква е скоростта (времевата скала) на еволюцията им; в) каква е бъдещата им съдба. Изследването на звездите от типа W UMa дава възможност за бързо натрупване на статистика за глобалните параметри, извеждането на емпирични корелации между тях и съответно уточняване на теорията за вътрешния строеж на звездите и на сценария на еволюция на звезди, подобни на нашето Слънце. Контактните звезди от типа W UMa са подходящи обекти и за изучаване на структурата на нашата Галактика, звездните купове и близките галактики. Например установяването на емпирична корелация между абсолютната звездна величина, орбиталния период и температурата за тези звезди може да се използва за проверяване на принадлежността на дадена система към разсеяни или сферични звездни купове, както и за определяне произхода на интересните обекти blue stragglers. Има оценки, че пространствената честота на звездите от типа W UMa между тях е 1/30, т.е. около 3 пъти по-висока, отколкото в населението на стария диск на Галактиката. Следователно звездите от типа W UМa могат да играят същата роля за населението на Галактичния диск както звездите от типа RR Lyr за населението на халото.

Тъй като контактните системи от типа W UМa са едни от най-разпространените звезди в окол­ността на Слънцето (приблизително 1 на всеки 80 звезди), както и поради късите им орбитални периоди, те са изключително подходящи за наблюдение с оборудването, което ще се използва по проекта.

Изпълнението на тази задача ще се ръководи от доц. д-р Др. Марчев и екипа от Шуменския университет.



  • Мониторинг на Нови. Избухването на Нова звезда е събитие, при което блясъкът внезапно (в продължение на 1–100d) се увеличава с 7–16m (свети­мостта нараства 100–100000 пъти), след което бавно – в течение на няколко години – се връща до първоначалната си стойност. Първо­началното намаление на блясъка с 3m e бързо, след което настъпва преходен стадий, при който блясъкът намалява бавно с 3m по плавен или осцилиращ начин, а понякога през този стадий се регистрира рязко намаление на блясъка, следвано от бавно връщане към предишната стойност. В последния етап на избухването става бавно намаление на блясъка до първоначалната му стойност.

В последните десетилетия бе установено, че Hовите са тесни двойни системи, състоящи се от звезда от късен спектрален клас и горещо бяло джудже. Предполага се, че причината за избухването е акрецията на богато на водород вещество от спътника към бялото джудже, при което температурата и налягането на повърхността му стават достатъчни за протичане на термоядрен синтез. Получава се нещо като експлозия на водородна бомба, при което се формира гореща разширяваща се обвивка, която скрива двойката. Няколко години след избух­ването обвивката става наблю­даема като мъглявина, обкръжаваща двойката. Когато температу­рата в нея намалее достатъчно, атомите на C и Si кондензират във фини зърна. Този прах поглъща излъчването от звездата, поради което светимостта й намалява. С времето мъглявината и прахът се разсейват и звездата постепенно възвръща блясъка си.

Избухването на Hови звезди е сравнително често явление – ежегодно се наблюдават избухвания на 2–3 Hови звезди в нашата Галактика. Ако се отчете, че се виждат само най-близките от тях, то може да се предположи, че в нашата Галактика ежегодно избухват около 200 Hови звезди.

Честотата на избухване на Нови в различни типове галактики е актуален проблем на съвременната астрономия. От научна гледна точка е интересно сравнението между популациите от Нови в елиптични галактики и бълджове на спирални галактики, от една страна, и Нови в неправилни галактики и дискове на спирални галактики – от друга. Предполага се, че честотата на избухване зависи от пространствената плътност на двойните системи, масата на бялото джудже и темпа на акреция, както и от историята на звездообразуване на галактиката. Проектът предвижда мониторинг за търсене на Нови в различни галактики и построяване на кривите на блясъка им. Данните ще бъдат публикувани като телеграми на страницата: www.astronomerstelegram.org и като наблюдателни точки – на страницата за Нови в М31 (cfa-www.harvard.edu/iau/CBAT_M31.html), поддържана от Международния астрономически съюз.

Подобна програма, финансирана с бюджет от 2.5 млн. долара от Американския фонд за научни изследвания (www.noao.edu/education/arbse/arpd/ns), реализирана от студенти през периода 1996-1999 г., доведе до откриването на 73 Нови звезди в галактиката М31 с 90-см телескоп на Националната астрономическа обсерватория на САЩ.

Изпълнението на тази задача ще се ръководи от доц. д-р П. Недялков и екипа от Софийския университет.


  • Мониторинг на Свръхнови. Това са звезди, които избухват подобно на Новите, но при тях събитието е много по-грандиозно – увеличението на блясъка е до 19m. Когато това се случи, за време от порядъка на седмици или месеци светимостта на звездата става сравнима със светимостта на галактиката, в която се намира. По време на избухването се отделя хиляди пъти повече енергия, отколкото при избухването на Новите и абсолютната звездна величина на Свръхновата (SN) в максимума на блясъка достига до -21m. При избухването звездата изхвърля обвив­ка с маса 0.3-10 M, която се разширява със скорост до 10000-20000 кm/s. След избухването блясъкът в продължение на години намалява до началното ниво. На мястото на избухването на Свръхнови след дълги години се наблюдават светещи мъглявини – остатъци от Свръхнови (SNR), които са източници на радио– и рентгеново излъчване, а в центъра им се откриват пулсари. Избухването на Свръхнови е рядко явление – веднъж на няколко десетки/стотици години във всяка галактика.

Избухването на SN става в двойни системи с пренос на маса от спътника към бяло джудже от тип СО (състоящо се от въглерод и кислород). Има и хипотеза, че това е двойка от две CO джуджета, които се сливат и в резултат на това става взривно изгаряне на C и O (за разлика от Новите, при които взривно изгаря водород на повърхността) до образуване на 56Ni и други стабилни ядра, което се наблюдава като събитие SN.

SN 1987А бе първата Свръхнова, видима с невъоръжено око от 400 години насам. Тя бе открита на 24 февруари 1987 г. в Големия Магеланов облак. Получените оптични и у.в. спектри показват, че външната водородна обвивка е изхвърлена със скорост ~0.1c. Най-впечатляващи са наблюденията на неутринни потоци от SN 1987A – за пръв път бе регистрирано неутрино от астрономически източник, различен от Слънцето, което бе блестящо потвърждение на теорията за SN и даде възможност “да се види” раждането на неутронна звезда. Регистрирането на неутринния поток от SN 1987A даде възможност и за получаване на информация за параметрите на неутриното като частица. Освен това за първи път при избухването на SN 1987A астрономите регистрираха директно емисионни линии в рент­геновия и гама-диапазона, получени при радио­активен разпад (главно на 56Со), които показаха, че по време на експлозията стават ядрени реакции с образуване на нестабилни ядра 56Ni, чийто радиоактивен разпад осигурява голямата светимост.

Мониторингът за откриване избухвания на Свръхнови и построяването на кривите на блясъка са важни за изучаване на финалните стадии на еволюция на масивните звезди. Това е излючително полезна задача за изпълнение с малки телескопи.



Изпълнението й ще се ръководи от ст.н.с. д-р А Антов и екипа от Института по астрономия на БАН.


  • Звез­ди от типа UV Cet . Към променливите звез­ди от типа UV Cet се отнасят джуджета от спек­трален клас М3е–М6е, отличаващи се с нерегу­лярни бързо­развиващи се избухвания. Блясъкът им нараства с 1–2m (в изклю­чи­телни случаи до 5m) за десет­ки секунди. Макси­мумът е остър, практи­чески мигновен, следван от намаление на блясъка, което трае 10-100 пъ­ти по-дълго от времето за достигане на максимума. Звез­дите от типа UV Cet са са компоненти на двойни системи и най-слабите обекти сред избухващите звезди (с абсолютна звездна величина M~18m). Мониторингът за откриване звез­ди от типа UV Cet и построяването на кривите на блясъка им е подходяща задача за изпълнение с малки телескопи.

Изпълнението й ще се ръководи от ст.н.с. д-р И. Илиев и екипа от Института по астрономия на БАН.

  • Мониторинг на катаклизмични променливи. По характера на изменения на блясъка си катаклизмичните звезди приличат на Новите звезди с цикъл, състоящ се от бързо избухване, задържане в максималния блясък и следващ продължи­телен престой в минимум на блясъка. Амплитудите на избухванията са 2–5m, а времето между тях – няколко десетки до стотици денонощия. Установено е, че колкото по-големи са амплиту­дите на избухванията, толкова по-големи са времевите интервали между тях. Основната характеристика на катаклизмичните звезди (CVs) е съществуването на 2 състояния – нормално (ниско, спокой­но), в което те се намират 80–90% от времето и избухване (високо). Това са обекти с ниска светимост (абсолютна звездна величина М=9–10m), поради което могат да се наблюдават само най-близките от тях, на разстояния до 200 рс. Досега са открити над 700 звезди от този тип, което означава, че концен­трацията на този тип променливи в Галактиката е доста висока.

Установено е, че катаклизмичните звезди са двойни системи с орбитални периоди 1–7 часа и радиуси на звездните компоненти, които са сравними с разстоянието между тях, т.е. катаклизмичните звезди са тесни двойни системи. Ниската светимост на едната компонента води до извода, че тя е бяло джудже. Вторичната компонента е изпълнила празнината си на Рош и от точка L1 става изтичане на газ, който се ускорява в гравитационното поле на бялото джудже, около което се формира газов диск. Спектрите на катаклизмичните звезди имат слаб континуум, върху който са насложени силни и широки емисионни линии с двупиков профил. Тези линии са индикатор на присъствието на акреционен диск в системата, чието излъчване е доминиращо в системата и е за сметка на освободената гравитационна енергия при акрецията на вещество върху бялото джудже. При втичането на газовия поток от донора със скорост 1000 km/s в по-плътното вещество на диска се образува ударна вълна, загряваща веществото в областта на падане. Там се образува горещо петно с висока температура 107 К, което е източник на силно излъчване (до 50% от пълния блясък на системата). Неговият принос се вижда като “гърбица” на кривата на блясъка.

Планираме мониторинг на следните типове катаклизмични звезди:

а) звезди от типа U Gem – с почти еднакви избухвания през интер­вали 15-500 дни;

б) звезди от типа Z Cam – с продължително задържане на блясъка на някакво междинно ниво след някои избухвания;

в) звезди от типа SU UМa – освен нормалните избухвания показват и свръхизбухвания с по-голяма продължителност и ампли­туда;

г) звезди от типа UX UМa, чиито спектри приличат на тези на Z Cam в периодите на задържане на блясъка;

д) звезди от типа VY Scl, чиито спектри приличат на тези на U Gem в нормално състояние;

е) поляри (звезди от типа АМ Her), чиято степен на поляризация на излъчването означава присъствие на магнитно поле ~108Gs;

ж) междинни поляри (звезди от типа DQ Her) с по-слаба поляриза­ция на излъчването, съответстваща на магнитно поле ~105-107Gs.

Съвременният модел на немагнитните катаклизмични системи е следният: хладна звезда с малка маса изпълва празнината си на Рош и изпраща газов поток към гореща звезда (бяло джудже), около която се формира акреционен диск, простиращ се до повърхността на бялото джудже. В мястото, където газовият поток се среща с диска, се образува горещо петно. Доминиращ източник на излъчване в системата е т.нар. граничен слой на акреционния диск (областта до повърхността на бялото джудже), където веществото се забавя до ротационната скорост на бялото джудже. Осво­бодената кинетична енергия води до загряване на тази област до температури 106К, поради което тесният граничен слой излъчва около половината от пълната светимост на диска.

В магнитните катаклизмични системи газовият поток от хладната звезда се насочва по магнитните силови линии на бялото джудже, образу­вайки т.нар. акреционни колони над магнитните полюси. При поля­рите със силно магнитно поле падащото вещество в акреционните колони достига свръхзвукови скорости, поради което възниква удар­на вълна, загряваща газа до високи температури. В резултат се получава силно рентгеново излъчване от тези области.

При меж­дин­ните поляри съществува акреционен диск зад границата на неговата магнитосфера, а във вътрешната област се формират акреционни колони.

Според последните теоретични модели избухванията на катаклизмичните звезди се дължат на нестабилността на акрецион­ните им дискове.

По продължителността на орбиталните периоди, разпределе­нието в пространството и някои други свойства катаклизмичните звезди приличат на контактните двойки от типа W UМa, което означава, че CVs вероятно са резултат от еволюцията на последните чрез загуба на маса.

Мониторингът за регистриране на избухванията на катаклизмични звез­ди и построяването на кривите на блясъка им е много подходяща задача за изпълнение с малки телескопи.

Изпълнението й ще се ръководи от проф. дфн Д. Кюркчиева и екипа от Шуменския университет.



  • Мониторинг на рентгенови двойни. С развитието на извънатмосферната астрономия, в частност на рентгеновата астрономия, бе открит нов тип нестационарни обекти, чието излъчване е главно в рентгеновия диапазон (100-10 А – меко, 10-0.1 А – твърдо рентгеново излъчване). Досега са открити над 100 мощни рентгенови звезди, принадлежащи на нашата Галактика, като повечето от тях са компоненти на тесни двойни звездни системи. Някои от тях са източници на импулсно рентгеново излъчване с периоди от 1 s до 5 min и се наричат рентгенови пулсари. Някои радиопулсари и рентгенови пулсари (в това число и пулсарът в Ракообразната мъглявина) са източници и на импулсно гама излъчване със същия период, както радио- и рентгеновото импулсно излъчване. Мощността на тяхното гама излъчване е 3–5 порядъка по-висока от пълната светимост на Слънцето.

Открити са и т.нар. временни (транзиентни) рентгенови звезди, които внезапно и силно повишават рентгеновото си излъчване, след което то (почти) изчезва. Понякога тези рентгенови избухвания се съпровождат с оптични избухвания, поради което обектите са наречени рентгенови Нови. Много нестационарни рентгенови звезди показват кратко­временни избухвания, при които рентгеновото им излъчване нараства няколко пъти за няколко секунди, като времето между взривовете е от порядъка на минути. Тези обекти се наричат рентгенови барстери. Те се разполагат главно в равнината на Галактиката, като се концентрират към центъра й.

От анализа на наблюдателните данни е установено, че повечето рентгенови звезди са тесни двойни системи, чиито главни компоненти са запълнили празнините си на Рош и от тях през вътрешната точка на Лагранж протича вещество към неутронна звезда. При падане на газовия поток в силното гравитационно поле на тази компактна компонента става ускоряване на частиците до релативистки скорости. Кинетичната енергия на акрециращото вещество се превръща в топлинна и излъчва в рентгеновия диапазон. Колкото по-малък и масивен е компактният обект, толкова по-късовълново е рентгеновото излъчване. Рентгеновите барстери са нискомасивни рентгенови двойки, в които около неутронната звезда има акреционен диск. Предполага се, че бързите и нерегулярни увеличения на рентге­новата светимост се дължат на взривното горене на Не, доставен при акрецията, върху повърхността на неутронната звезда.

Мониторингът на рентгенови звезди и построяването на кривите на блясъка им в оптичния диапазон е подходяща задача за изпълнение с малки телескопи. Изпълнението й ще се ръководи от ст.н.с. д-р И. Илиев и екипа от Института по астрономия на БАН.


  • Оптични наблюдения на астрономически обекти синхронно с космическия телескоп Хъбл. Такива задачи се изпълняват в момента от някои от наличните роботизирани телескопи в света.

Изпълнението ще се ръководи от ст.н.с. д-р Х. Марков и екипа от Института по астрономия на БАН.


  • Наблюдения на пулсиращи звезди. Това са гиганти и свръхгиганти с характерни строго периодични изменения на блясъка. Кривата на блясъка им има несиметричен вид – блясъкът нараства по-бързо, отколкото намалява. Във фаза с кривата на блясъка се изменя и ефективната температура T, а също и спектралният клас на звездата (в минимума на блясъка тя е по-хладна и спектралният й клас е по-късен). Наблюдава се и периодично премест­ване на спектралните линии за тези звезди, като кривата на лъчевите скорости е огледален образ на кривата на блясъка. Това означава, че външните слоеве на звез­дата, в които се формират спектралните линии, осцилират около някакво сред­но равновесно положение. Амплитудата на кривата на лъчевите скорости позволява да се пресметне отклонението на радиуса на звез­дата от средната му стойност. За пулсиращите звезди в Малкия Магеланов Облак в началото на 20 в. било установено, че колкото е по-голям блясъкът им, толкова по-голям е периодът им на пулсиране. Тъй като тези звезди се намират на еднакво разстояние от Земята (в една галактика), това означавало, че съществува зависимост между перио­да на пулсации и светимостта (или абсолютната звездна величина) на тези звезди. Установената емпирична релация период-светимост посочила перспективата за определяне абсолютната звездна величина на далечни пулсиращи звезди чрез измер­ване на периодите им на пулсации, а оттам възможността за определяне на големи разстояния във Вселената. Този метод за определяне на разстоянията в астро­номията се нарича метод на фотометричните паралакси. Следователно пулсиращите звезди осигуряват на астрономията трето­то измерение и дават възможност за определяне на извън­галактични разстояния. Тъй като тези звезди са свръхгиганти, те могат да се наблю­дават на огромни разстояния и служат като “стандартни фарове” или индикатори за космически разстояния.

Подходящи за мониторинг с малки телескопи са следните типове пулсиращи звезди: цефеиди, лириди, звезди от типа W Vir, звезди от типа β Cеp, променливи от типа RV Tau, дългопериодични променливи от типа Мира (о Ceti) и полуправилни променливи звезди.

Изпълнението на тази задача ще се ръководи от д-р Е. Божурова и екипа от НАОП-Варна.




  • Наблюдения на тела от Слънчевата система и мъглявини.

- Наблюдение на Слънцето с цел регистриране на проявленията на неговата активност

- Наблюдение на Луната с цел определяне големината на лунни структури и регистриране на нестационарни явления

- Наблюдения на Марс с цел регистриране на прашни бури

- Наблюдения на Юпитер и Сатурн с цел изследване на динамиката в техните атмосфери

- Наблюдения на комети с цел определяне размера на комата и кометните опашки,

- Наблюдения на астероиди с цел определяне периода на въртене

- Наблюдение на планетарни мъглявини с цел изчисляване на скоростта им на разширение

Изпълнението на тези задачи ще се реализира основно от ученици и ще се ръководи от д-р В. Радева и екипа от НАОП-Варна. То ще се предхожда от регистриране на потребителя, попълване на заявка за наблюдателно време, одобрение на проекта от комисията, изтегляне на данните.



20 % от наблюдателното време на телескопите от мрежата ще бъде предоставено на ученици. Това означава на практика създаването на Българска ученическа обсерватория. Цялостната нейна организация, както и разпределението на наблюдателното време за ученици, ще се ръководи от Иван Иванов и екипа астрономи от НАОП-Варна, които имат богат опит с организацията на национални астрономически мероприятия – образователни наблюдателни програми, олимпиади, научни конференции, национални конкурси за проекти и др. За целта екипът ще разработи критерии и изисквания за подготовка на заявките за наблюдателно време, ще активира уеб-страница и ще организира популяризаторска кампания сред учителите.

Използването на роботизираните телескопи от мрежата от учители и ученици ще става чрез съвременните ICT ресурси на училищата. Така класните стаи ще се превърнат в научно-изследователски обсерватории. Заявката за наблюдателно време следва да се прати на адреса на екипа от НАОП-Варна. Успешното решаване на задачите, изпълнявани от ученици, изисква екипите от професионални астрономи от проекта да бъдат и консултанти. За ефективното реализиране на тази връзка ще се активира форум от типа „Попитай астронома...”. След завършване на наблюдателната програма, получените изображения ще могат да бъдат изтеглени от сървъра на мрежата.

Основна цел на използването на телескопите от мрежата от ученици е да възбуди интереса им към научните изследвания и да обогати знанията им за Вселената. Едновременно с развиването на умения за планиране на наблюдения, получаване, обработка и анализ на астрономически данни, ще се обогатят и знанията на учениците в областта на новите информационни технологии. От друга страна достъпът на учителите по физика и астрономия до получените астрономически изображения ще обогати електронните им библиотеки, които те могат да използват за учебни компютърни презентации.
25 % от наблюдателното време на телескопите от мрежата ще бъде предоставено на докторанти, а 5 % – на студенти-дипломанти. Неговото разпределение ще става по заявки и ще се ръководи от доц. д-р В. Голев.
50 % от наблюдателното време на телескопите от мрежата ще бъде предоставено на астрономи. Неговото разпределение ще става по заявки и ще се ръководи от проф. дфн Д. Кюркчиева.

Контролният център за управление на мрежата от 4 телескопа (когато те се роботизират) ще бъде в Астрономическия център на Шуменския университет.
Обработката на наблюдателните данни на всеки от телескопите ще се провежда от неговия екип. Отговорници за изпълнението на тези задачи са: докт. В. Иванов (ШУ), д-р О. Станчев (СУ); ст.н.с. д-р Х. Марков (ИА); д.р В. Радева (НАОП-Варна).

Анализът на обработените наблюдателни данни цели


  • определяне на конфигурациите и глобалните параметри на наблюдаваните обекти на базата на получените фотометрични и спектрални данни;

  • търсене на емпирични връзки между глобалните параметри;

  • търсене на връзки между глобалните параметри и пространст­вените, вре­меви и енергетични прояви на активност;

  • търсене на генетична връзка между изследваните типове обекти.

Той ще се провежда под ръководството на: проф. дфн Д. Кюркчиева (ШУ), доц. д-р В. Голев (СУ), доц. д-р П. Недялков (СУ); ст.н.с. д-р И. Илиев (ИА), ст.н.с. д-р Т. Бонев (ИА). Те ще имат задачата за подготовката на статии с научните резултати, при което ще се ползва опитът на консултантите проф Димитър Съселов (Harward University, USA), проф. Златан Цветанов (NASA, USA), проф. Георги Мандушев (Lowell Observatory, USA), проф. Леонид Георгиев (UNAM, Mexico), проф. Радостин Куртев (Universidad de Valparaiso, Chile); д-р Валентин Иванов (ESO, Chile), които подкрепят настоящия проект.

Накратко решаването на всяка от планираните научни задачи ще се провежда в следната последо­вателност: получаване на наблюдателен материал, анализ и моделиране.

Преди да се пристъпи обаче към конкретните научни изследвания, всеки от научните екипи по проекта преминава през предварителни етапи, а именно


  • Получава и тества полученото по проекта оборудване, описано в подписаното между партньорите споразумение (телескоп, камера, спектрограф и набори от широкоивични и тесноивични филтри)

  • Инсталира и тества хардуер и софтуер за дистанционно управление на своя телескоп

  • Ръководи реализирането на наблюдателната програма на своя телескоп

Отговорници от екипите за изпълнението на тези задачи са: ст.ас. Б. Борисов (ШУ), д-р Е. Овчаров (СУ); ст.н.с. д-р А. Антов (ИА); Ив. Иванов (НАОП-Варна).




Сподели с приятели:
1   2   3




©obuch.info 2024
отнасят до администрацията

    Начална страница