Στοιχεία επιβλεπόντων καθηγητών:
Γαζέας Κοσμάς, Λέκτορας, Τμήμα Φυσικής, Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών
Χατζηδημητρίου Δέσποινα, Αναπληρώτρια Καθηγήτρια, Τμήμα Φυσικής, Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών
Καζαντζίδης Στυλιανός, Επίκουρος Καθηγητής, Τμήμα Φυσικής, Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών
Περίληψη:
Τα αστρικά σμήνη είναι συστήματα αστέρων διαφορετικών μαζών, τα οποία καταλαμβάνουν σχετικά μικρό χώρο στο διάστημα, αλληλεπιδρούν μεταξύ τους βαρυτικά και διατηρούν τη δυναμική συνοχή τους για μεγάλα χρονικά διαστήματα, για την κατανομή ταχυτήτων που έχουν τα μέλη τους. Σε μια πρώτη προσέγγιση, θεωρούμε πως όλοι οι αστέρες ενός σμήνους δημιουργήθηκαν σχεδόν ταυτόχρονα από το ίδιο μεσοαστρικό νέφος. Αυτό συνεπάγεται πως θα πρέπει να έχουν κοινή ηλικία, χημική σύσταση, απόσταση από τη Γη και μεσοαστρική απορρόφηση. Όμως με βάση τις εξελίξεις των τελευταίων δεκαετιών στο πεδίο της έρευνας των αστρικών σμηνών, κάτι τέτοιο αποτελεί υπεραπλούστευση της πραγματικότητας. Οι πιο πρόσφατες παρατηρήσεις συνδυαζόμενες με αντίστοιχα θεωρητικά μοντέλα και προσομοιώσεις έχουν αποδείξει πως τα πράγματα είναι αρκετά πιο πολύπλοκα, καθώς είναι δυνατή η ύπαρξη πολλαπλών αστρικών πληθυσμών μέσα στο ίδιο σμήνος (Dotter et al. 2015; Piotto et al. 2015; Gratton et al. 2012; Bekki et al.2011; Sbordone et al. 2011; Vesperini et al. 2011; Piotto et al. 2009 & 2008; D’Antonna et al. 2007) με διαφορές μεταξύ τους στην ηλικία, τη χημική σύσταση, τη δυναμική κατάσταση και την κατανομή μέσα στο σμήνος. Στην περίπτωση που μέσα σε ένα σμήνος, συναντούμε πολλαπλές αστρικές γενεές, γνωρίζουμε πως οι πληθυσμοί πρώτης γενιάς αποτελούνται από πρωτογαλαξιακό μεσοαστρικό μέσο αποτελούμενο κυρίως από ήλιο και υδρογόνο. Οι δεύτερες γενιές αστέρων όμως έχουν διαφορετική χημική σύσταση και αποτελούνται από υλικό το οποίο είναι πρωταρχικό υλικό του σμήνους εμπλουτισμένο και αναμεμειγμένο με στοιχεία που έχουν παραχθεί κατά την αστρική εξέλιξη των πιο μαζικών αστέρων της πρώτης γενιάς. Τα αστρικά σμήνη είναι για τους Αστροφυσικούς πολύτιμα εργαστήρια στη συμπλήρωση/έλεγχο των γνώσεών μας σχετικά με την αστρική εξέλιξη, την δυναμική συμπεριφορά συστημάτων Ν-σωμάτων καθώς και την χημική και δυναμική εξέλιξη των γαλαξιών που τα φιλοξενούν.
Το αντικείμενο της παρούσας διπλωματικής εργασίας είναι η παρατηρησιακή φωτομετρική μελέτη τριών αστρικών σμηνών του Γαλαξία μας, του ανοικτού σμήνους NGC 6705 (M11) και των σφαιρωτών σμηνών NGC 6809 (M55) και NGC 6838 (M71). Οι παρατηρήσεις πραγματοποιήθηκαν με το κατοπτρικό τηλεσκόπιο του Γεροσταθοπούλειου Πανεπιστημιακού Αστεροσκοπείου Αθηνών, στα οπτικά φίλτρα BVRI. Σημαντικό προϊόν και συνεισφορά της εργασίας είναι ένας πλήρης βαθμονομημένος αστρομετρικός και φωτομετρικός κατάλογος για τα χιλιάδες αστέρια των σμηνών, ο οποίος συμπληρώνει κενά της βιβλιογραφίας που εντοπίσαμε (κυρίως για τα φίλτρα R και Ι). Ο κατάλογος χρησιμοποιείται για την κατασκευή 24 διαγραμμάτων χρώματος-μεγέθους (CMD) σε κάθε σμήνος, με τη βοήθεια των οποίων γίνεται η εκτίμηση της σχετικής ηλικίας. Για τον προσδιορισμό της ηλικίας χρησιμοποιούμε τις θεωρητικές ισόχρονες καμπύλες του εξελικτικού κώδικα PARSEC (Bressan et al. 2012, 2013). Ακόμη, κατασκευάζουμε, για κάθε σμήνος, 15 διαγράμματα χρώματος-χρώματος (CCD) ώστε να εκτιμήσουμε την ερύθρωση που υφίστανται οι 6 διαφορετικοί δείκτες χρώματος, συνεισφέροντας στην βιβλιογραφία με ερυθρώσεις σε νέα χρώματα πέραν του κλασικού E(B-V). Ο μεγάλος αριθμός διαγραμμάτων μας δίνει την δυνατότητα να κάνουμε πολλαπλό έλεγχο των εξαγόμενων τιμών (ηλικίας και ερύθρωσης) με αποτέλεσμα της σημαντική μείωση της αβεβαιότητας. Χρησιμοποιώντας την εμπειρική σχέση των Bilir et al. 2013, που συνδέει το απόλυτο μέγεθος του πληθυσμού Red Clump (RC) με τον μέσο δείκτη χρώματος (B-V)o στον οποίο εντοπίζεται και τη μεταλλικότητα του σμήνους, προσδιορίζουμε το απόλυτο μέγεθος του RC και τελικά το μέτρο απόστασης για του NGC 6705. Για τα σφαιρωτά σμήνη NGC 6809 και NGC 6838, ο υπολογισμός του μέτρου απόστασης γίνεται εφαρμόζοντας μια αντίστοιχη εμπειρική σχέση των Demarque et al. 2000, για τον πληθυσμό των γηραιών παλλόμενων μεταβλητών RR-Lyrae, έχοντας σαν δεδομένη μόνο τη μεταλλικότητα του σμήνους. Στη συνέχεια, κατασκευάζουμε τα ακτινικά προφίλ αστρικής επιφανειακής πυκνότητας για τα τρία σμήνη και προσαρμόζουμε σε αυτά κατάλληλα μοντέλα King (King 1962, 1966, 1995). Έτσι, υπολογίζουμε κάποιες από τις δομικές παραμέτρους των σμηνών (όπως η αστρική πυκνότητα του background, η κεντρική πυκνότητα, η παράμετρος συγκέντρωσης και η ακτίνα του πυρήνα), στο βαθμό που μας το επιτρέπουν τα παρατηρησιακά μας δεδομένα. Τέλος, απομονώνουμε κάποιους από τους χαρακτηριστικούς αστρικούς πληθυσμούς που είναι ορατοί στα CMD και κάνουμε έναν έλεγχο της ακτινικής επιφανειακής καθώς και της χωρικής (2D) κατανομής τους μέσα στο σμήνος, αναζητώντας κάποια ενδεχόμενη βαθμίδα στην κατανομή των πληθυσμών, που θα μπορούσε να αποδοθεί σε μηχανισμούς όπως ο διαχωρισμός μάζας, το second-parameter phenomenon ( για αστέρες του Οριζοντίου Κλάδου) ή η ύπαρξη πολλαπλών αστρικών γενεών μέσα στο ίδιο σμήνος.
Λέξεις-κλειδιά:
Αστρικά Σμήνη, Αστρική Εξέλιξη, Αστρικοί Πληθυσμοί, Φωτομετρία
