Ewolucja widm twardego promieniowania rentgenowskiego

Propozycje prac magisterskich dla studentów IV roku
1. Arkadiusz BERLICKI – Badanie struktury i ewolucji impulsowych pojaśnień
w chromosferze słonecznej
Bardzo często w obrębie obszarów aktywnych na Słońcu obserwowane są niewielkich rozmiarów
pojaśnienia (Bomby Ellermana) zlokalizowane w warstwach chromosferycznych. Pojaśnienia te są
najlepiej widoczne w tzw. chromosferycznych liniach widmowych (H, Ca II itp.) oraz w
promieniowaniu ultrafioletowym emitowanym w dolnej części warstwy przejściowej. Pojaśnienia
te są zjawiskami krótkotrwałymi ale mogą pojawiać się wielokrotnie w tym samym miejscu.
Profile linii H oraz wapnia Ca II 8542Å wykazują zwiększoną emisją w bliskich skrzydłach tych
linii świadczącą o podwyższonej temperaturze w środkowych partiach Bomb Ellermana. Uważa
się, że omawiane pojaśnienia są przejawem impulsowych procesów ogrzewania chromosfery,
zachodzących w niewielkiej skali przestrzennej i związanych bezpośrednio z konfiguracją pola
magnetycznego w obszarach aktywnych.
Celem pracy będzie wyszukanie obserwacji pojaśnień chromosferycznych w istniejącym materiale
obserwacyjnym z Dużego Koronografu/MSDP, przeprowadzenie redukcji wybranych obserwacji
oraz otrzymanie fotometrycznych i spektroskopowych charakterystyk pojaśnień. Otrzymane w
wyniku redukcji profile linii H posłużą do modelowania struktury chromosfery w pojaśnieniach.
Wykorzystane zostaną również obserwacje ultrafioletowe z satelity TRACE w celu analizy
czasowych zmian jasności pojaśnień i porównania ich z ewolucją czasową emisji H oraz
obserwacje pól magnetycznych umożliwiające powiązanie położenia pojaśnień ze strukturami
magnetycznymi na Słońcu.
2. Jadwiga DASZYŃSKA-DASZKIEWICZ – Modelowanie zmian profili linii widmowych
gwiazd pulsujących ciągu głównego
Praca będzie dotyczyła zapoznania się z kodami do liczenia zmian profili linii widmowych gwiazd
pulsujących ciągu głównego: LNPROF2 (L.Balony) i BRUCE (R.Townsenda). Na podstawie obliczeń
za pomocą powyższych kodów będą konstruowane spektroskopowe diagramy diagnostyczne typu
A(X)/A(Y) vs. (X)-(Y), gdzie X,Y oznaczają dowolne charakterystyki zmian danej linii widmowej.
Diagramy takie mogą prowadzić do identyfikacji azymutalnego rzędu harmoniki sferycznej, m.
Kolejnym krokiem będzie zastosowanie metody diagramów spektroskopowych do wybranych
obiektów typu  Cephei, SPB i  Scuti.
3. Robert FALEWICZ – Badanie uproszczonego bilansu energetycznego rozbłysków
słonecznych
Wiązki nietermicznych elektronów, przyspieszone w koronie, poruszają się wzdłuż linii sił pola
magnetycznego pętli do chromosfery, gdzie w wyniku zderzeń z gestą materią chromosferyczną
nagrzewają ją. Podgrzana do temperatur koronalnych materia chromosferyczna ekspanduje
wypełniając pętle magnetyczne i powoduje ich emisje termiczną w miękkim promieniowaniu
rentgenowskim (SXR). Hamowanie elektronów powoduje również powstanie twardego
promieniowania rentgenowskiego (HXR) w stopach pętli (bremsstrahlung). Zazwyczaj rozbłyski
emitujace silne strumienie HXR emitują również silny strumień SXR (tzw. „big flare syndrome”).
Obserwuje się jednak także rozbłyski o niskiej emisji w SXR, ale z silną emisją HXR (nawet o
energiach powyżej 30 keV).
Celem pracy będzie badanie uproszczonego bilansu energetycznego rozbłysków słonecznych
polegającego na porównaniu energii dostarczonej przez elektrony termiczne (dane z HXT) do
chromosfery oraz energii wydzielonej w SXR (GOES). Dodatkowo taka analiza pomoże wyjaśnić
dlaczego niektóre rozbłyski nie podlegają zasadzie „big flare syndrome”).
Praca będzie wymagała:
1) Przejrzenia katalogu rozbłysków HXT/Yohkoh.
2) Odtwarzania obrazów HXR z satelity Yohkoh/HXT oraz wyznaczenia strumieni w kanałach M1 i
M2.
3) Wyznaczenia rozmiarów geometrycznych pętli rozbłyskowych z obrazów SXT/Yohkoh.
4) Wyznaczenia temperatur i miar emisji z GOES.
5) Porównania energii wyznaczonej w obu zakresach HXR i SXR.
Magistrant będzie miał możliwość udziału w pracach zespołu badawczego i zostania ewentualnie
współautorem przyszłych publikacji dotyczących tego tematu.
4. Ryszarda GETKO – Długości aktywne na Słońcu
Praca będzie polegała na napisaniu programu na wyznaczanie położeń i powierzchni grup plam dla
kilku wybranych cykli słonecznych, a następnie wyznaczeniu pasm długości, w których istnieje
wyższa niż przeciętnie aktywność słoneczna. Ponadto, praca będzie zawierała analizę quasiokresowości dla wyznaczonych długości aktywnych.
5. Mikołaj JERZYKIEWICZ – Krytyka metody momentów Balony-Aerts
Metoda momentów Balony-Aerts dotyczy identyfikacji wskaźników l i m harmonik sferycznych,
które opisują pulsacje gwiazdy. Polega na badaniu zmienności momentów profili linii widmowych,
wywołanej zmiennością pola prędkości na powierzchni gwiazdy pulsującej. W pracy należy
przedstawić tę metodę. W szczególności należy zbadać założenia tej metody.
Literatura: Aerts i in., 1992, A&A 266,294; Aerts, 1996, A&A 314,115.
6. Mikołaj JERZYKIEWICZ – Temperatury efektywne gwiazd typu widmowego B
Należy przedstawić metody wyznaczania temperatur efektywnych gwiazd typu widmowego B i
porównać wyniki, w szczególności – wyniki metod spektroskopowych i fotometrycznych. Praca
będzie wymagała znajomości metod poprawiania wskaźników barwy na efekt poczerwienienia
międzygwiazdowego.
Literatura: Gray, 2005, The Observation and Analysis of Stellar Photospheres, 3rd ed., Crawford i
Mandwewala, 1976, PASP 88,917.
7. Joanna MOLENDA-ŻAKOWICZ – Wyznaczanie parametrów astrofizycznych gwiazd
F, G i K
Praca ta ma obejmować obserwacje spektroskopowe echelle, ich redukcje, opracowanie i analizę,
następnie konstrukcje gęstej siatki widm z biblioteki ELODIE, które posłużą do wyznaczania Teff,
log g, Fe/H i v sini według metody opisanej przez Katza (1998, A&A 338, 151) i napisanie
programu, który zostanie użyty do wyznaczenia wymienionych parametrów.
8. Andrzej PIGULSKI – Poszukiwanie zmienności gwiazd w gromadzie otwartej
IC 1805
Praca będzie polegała na wykonaniu obserwacji fotometrycznych gromady otwartej IC 1805. Jest
to dość nieliczna w gwiazdy bardzo młoda gromada otwarta, zawierająca m.in. gwiazdy typu O.
Większość jasnych gwiazd OB tej gromady, zgodnie z najnowszymi obserwacjami
spektroskopowymi jest podwójna. Zadaniem magistranta będzie poszukiwanie zmienności
fotometrycznej tych gwiazd, a w przypadku znalezienia zaćmień - analiza uzyskanej fotometrii
wraz z archiwalnymi obserwacjami spektroskopowymi w celu wyznaczenia parametrów układów i
ewentualnie odległości do tej gromady.
Literatura: Rauw & De Becker, 2004, A&A 421, 693; De Becker i in., 2006, A&A 456,1121.
9. Andrzej PIGULSKI – Wielobarwna fotometria UBVRI Hα słabo zbadanych gromad
otwartych nieba północnego
Praca polegała będzie na wykonaniu wielobarwnej fotometrii UBVRI co najmniej kilku słabo
zbadanych gromad otwartych nieba północnego o różnym wieku, transformacji uzyskanych
jasności do systemu standardowego Johnsona-Cousinsa oraz wyznaczeniu parametrów globalnych
gromad (poczerwienienie, wiek, moduł odległości). Do wyznaczenia wieku i modułu odległości
wykorzystane będą dostępne modele ewolucyjne. Dla gromad, dla których istnieje opublikowana
fotometria archiwalna, przeprowadzone będzie porównanie fotometrii. Wyniki będą
przedyskutowane w kontekście współczesnej teorii ewolucji gwiazd oraz własności materii
międzygwiazdowej.
10. Paweł PREŚ – Analiza struktury wewnętrznej jąder rozbłyskowych
Jądra stanowią najjaśniejszy element budulcowy rozbłysków widzianych w miękkim
promieniowaniu rentgenowskim. Ich istnienie nie jest przewidywane przez klasyczne modele
rozbłysków słonecznych, jądra rozbłyskowe jednak ten fakt uparcie ignorują. Natura tych jąder
wciąż nie w pełni zrozumiana i jest polem sporu wśród heliofizyków.
Celem tej pracy magisterskiej jest odtworzenie struktury wewnętrznej jąder, czyli zbadanie jak
podstawowe parametry fizyczne takie jak temperatura, gęstość i ciśnienie zmieniają się we
wnętrzu jądra. Odtworzenia tych zależności można dokonać przy założeniu istnienia symetrii
sferycznej lub sferyczno-osiowej wewnątrz jądra.
Projekt ten wymaga od studenta:
- dobrej znajomości metod analizy obrazu,
- doświadczenia przy korzystaniu z otoczenia IDL i procedur SolarSoft na danych z satelity
Yohkoh,
- umiejętności usuwania efektów rozproszenia instrumentalnego,
- braku lęku przed przekształceniami całkowymi.
11. Paweł RUDAWY - Efekt Neuperta w ruchu wstęg rozbłysków chromosferycznych
na podstawie analizy obserwacji LC/MSDP
Magistrant będzie miał za zadanie sprawdzenie, czy występuje efekt Neuperta (zgodność
pochodnej czasowej analizowanego procesu z przebiegiem zmian twardego promieniowania
rentgenowskiego). Jeśli tak, to w jakim procencie przypadków z całej próbki, charakterystyki itd.
itp. Praca raczej dla: ambitnych, robotnych (bardzo dużo pracy), znających IDL i Fortran. Jest też
oczywiście szansa na artykuł w recenzowanym czasopiśmie.
12. Marek SIARKOWSKI (CBK PAN, Wrocław) - Badanie ewolucji twardości
promieniowania rentgenowskiego w widmach rozbłysków słonecznych
Twarde promieniowanie rentgenowskie (HXR) rozbłysków słonecznych powstaje w wyniku
promieniowania hamowania (bremsstrahlung) nietermicznych elektronów. Elektrony te
przyspieszane są w koronie i poruszają się wzdłuż linii sił pola magnetycznego w kierunku
chromosfery gdzie tracą swoją energie w wyniku zderzeń kulombowskich. Widmo tego
promieniowania ma w przybliżeniu rozkład potęgowy E-, gdzie γ przyjmuje zazwyczaj wartości
miedzy ~1.5 a ~8-10 i jest to parametr charakteryzujący tzw. „twardość” widma. Duże wartości
gamma oznaczają szybki spadek strumienia fotonów z energią – mówimy wtedy, ze widmo jest
miękkie (soft). Mniejsze wartości gamma oznaczają bardziej płaskie, twardsze (hard) widmo.
Twardość widma można tez opisać stosunkiem strumieni w dwóch sąsiednich przedziałach energii.
Wartość ta zmienia się w trakcie trwania rozbłysku. Najczęściej obserwowaną zależnością jest
ewolucja typu soft-hard-soft, kiedy to widmo staje się twardsze z czasem osiągając największą
twardość (najmniejsze gamma) w pobliżu maksimum strumienia HXR rozbłysku, a następnie znowu
staje się miękkie (rosną wartości gamma). Obserwuje się, choć znacznie rzadziej, inne typy
ewolucji, np. ewolucje typu soft-hard-harder. Celem pracy będzie analiza ewolucji z czasem
twardości widm HXR rozbłysków słonecznych obserwowanych za pomocą satelity RHESSI.
Praca będzie wymagała:
1) przejrzenia katalogu rozbłysków RHESSI
2) zapoznanie się z oprogramowaniem do analizy krzywych blasku i widm z satelity RHESSI
3) analizy ewolucji twardości widm dla możliwie szerokiej klasy rozbłysków słonecznych.
Magistrant będzie miał możliwość udziału w pracach zespołu badawczego i zostania ewentualnie
współautorem przyszłych publikacji dotyczących tego tematu.
13. Michał TOMCZAK – Tomografia rentgenowska rozbłysków słonecznych
Praca będzie polegała na wszechstronnej analizie rozbłysków zachodzących w obszarach
aktywnych wyłaniających się zza brzegu tarczy słonecznej albo chowających się zań. Ta
specyficzna konfiguracja pozwala otrzymywać informacje o przestrzennym rozkładzie emisji
rentgenowskiej rozbłysków na podstawie danych z instrumentów kumulujących promieniowanie z
całego Słońca (GOES, Yohkoh/BCS). Oprócz nich w analizie będą wykorzystywane obrazy
rozbłysków z teleskopów SXT i HXT pracujących na Yohkoh.
Literatura: Khan i in. 1995, ApJ, 452, L153
14. Michał TOMCZAK - Zależność pomiędzy rozbłyskami słonecznymi i koronalnymi
wyrzutami materii (CMEs)
Głównym zadaniem będzie porównanie ilości energii jaką unoszą z sobą rozbłyski z energią
stowarzyszonych z nimi koronalnych wyrzutów materii (CMEs). W tym celu niezbędne będzie
porównanie danych z katalogu CMEs (Yashiro i in. 2004, JGR, 109, A07105) z wykazem rozbłysków
prezentowanym w Solar-Geophysical Data. Wybór zjawisk, które nastąpiły w pobliżu brzegu tarczy
słonecznej powinien w znacznym stopniu ograniczyć wpływ efektów natury instrumentalnej.
Przeprowadzona selekcja materiału obserwacyjnego powinna dać również cenne informacje na
temat prawdopodobieństwa jednoczesnego wystąpienie rozbłysków i CMEs, ich wzajemnego
usytuowania, morfologii, itp.
Literatura: Emslie i in. 2004, JGR, 109, A10104