نجوم دامنه زمانی

نجوم دامنه زمانی (Time domain astronomy) به مطالعه منابع متغیر و گذرا مربوط می شود. این پدیده های غیر قابل پیش بینی تحولی موقتی از شرایط فیزیکی را نشان می دهند و عموماً هم وقتی کم نور می شوند دیگر قابل دیدن نیستند. این پدیده های گذرا نیاز به یک سیستم پشتیبانی سریع دارد که به سرعت رصد را آغاز کند. نجوم دامنه زمانی زمینه ای جذاب برای فعالیت رصدخانه ملی ایران خواهد بود.

انفجارهای پرتو گاما (GRB)

فضاپیمای Swift به دلیل قابلیت تحرک سریع و گزارش مکان های ۵ ثانیه قوسی در حدود تقریباً یک دقیقه بعد از GRB مطالعه این اجرام را کاملاً متحول کرده است. با این وجود ما درباره مکانیزم تابش GRB ها هیچ چیز نمی دانیم. ممکن است با استفاده از نتایج ماهواره های GLAST و AGILE این شرایط تغییر کند. اگر این طور نشود، پاسخ به این سؤال می ماند برای دهه بعد. یکی از راه های پاسخ دادن به این پرسش، رصد پس تاب (afterglow) GRB در چند ثانیه بعد از انفجار است. تنها پروژه ای که در زمان تدوین این سند در حال انجام بوده است یک تصویربردار اپتیکی با میدان دید وسیع (۵۰ درجه ای) است که قرار است همیشه به همان ناحیه ای از آسمان نگاه کند که مأموریت Swift کرده بود. مسلماً حساسیت این سیستم محدود خواهد بود.

یک راه جایگزین این است که تلسکوپی با پایه خاص بسازیم که اجازه حرکت سریع را از ابعاد ۱۰ الی ۲۰ درجه در ثانیه بدهد. سال هاست که این نوع سیستم ها وجود دارند که مجهز به تلسکوپ های ۲ تا ۳ متری هم هستند (در تجهیزات نظامی و همچنین برای رصد موشک ها)، از این رو ساخت این نوع تلسکوپ ها از نظر مهندسی کار پیچیده ای نیست. اگر سیستمی با این تکنولوژی برای مطالعات نجومی ساخته شود،‌ در جهان اولین خواهد بود و این امکانات بسیار زیادی را برای مطالعات بدست می دهد. البته چنین سیستمی بهتر است در یک ساختار گنبد باز قرار بگیرد چون در غیر این صورت گنبد نیز باید با سرعت آن بچرخد.

دو نوع استراتژی رصد برای چنین سیستمی پیش بینی می شود:

نورسنجی ساده با یک دوربین تصویربرداری

این دوربین می بایست میدانی دیدی در حدود ۱۰ در ۱۰ دقیقه قوس داشته باشد و سرعت خواندن اطلاعاتش تقریباً ۱ کیلوهرتز باشد. چنین آشکارسازهایی ساخته شده اند. هنگامی که تلسکوپ در پاسخ به هشدار دریافتی GRB شروع به حرکت کند نورسنجی با شفافیت بالای زمانی از تمام میدان دید انجام می شود. زمانی که محل تابش به طور تقریبی تعیین شد آن گاه می توان منحنی نوری GRB را بدست آورد. مقایسه منحنی های پرتو گاما و اپتیکی و شدت و جابجایی های طیفی آن ها اطلاعات منحصر به فردی را درباره فرایندهای اساسی تابش بدست می دهد.

سنجش قطبیدگی

در این روش برای نگه داری شفافیت زمانی دو جهت قطبیدگی عمود بر هم را همزمان با هم ثبت می کنند و نه به ترتیب. دوباره سیستمی با میدان دید ۱۰ در ۱۰ دقیقه قوسی است. مقدار قطبیدگی و تغییرات آن در راستای نمایه نور GRB اطلاعات مهمی را درباره فرایندهای تابش در اختیار قرار می دهد. محدوده میدان دید ۱۰ دقیقه قوسی با توجه به دقتی که در آینده آشکارسازهای GRB مکان آن ها را گزارش خواهند کرد مشخص شده است. بعد از Swift، GLAST و AGILE مهمترین گزارش کننده های GRB ها بودند که هر دو آن ها در بهترین حالت شعاع دایروی خطایی در حدود ۳ تا ۵ دقیقه قوس داشتند. برای وجود امکان رصد بی دردسر Target of Opportunity بهتر است بخش قابل توجهی از زمان تلسکوپ در حالت مد سرویس باشد و یا به طور اتوماتیک برنامه ریزی شده باشد.

مطالعه تغییرات زمانی کوازارهای پرنور

کوازارها از جمله دورترین اجرام در عالم هستند. نور یک کوازار فواصلی از ابعاد چندین میلیارد سال را طی می کند با به ناظر زمینی برسد. این نور سر راه خود با اجرام بسیاری مواجه می شود که بین رصدگر و کوازار قرار گرفته اند. هر یک از این اجرام بخش کوچکی از نور کوازار را جذب می کند که در طیف کوازار در مکان های مختلفی خودشان را نشان می دهند. هر چه جسم دورتر باشد بخاطر انبساط عالم جذبش بیشتر انتقال به سرخ پیدا می کند. می توان اثر همه اجرامی که بر سر راه نور کوازار قرار گرفته اند را در طیف مشاهده کرد. از این رو از کوازار ها به عنوان کاوشگر منابع مختلف در جهان استفاده می شود. اثرات ناشی از ابرهای مولکولی بر روی نور کوازارها آن قدر نزدیک به هم است که معمولاً به آن ها عبارت جنگل خطوط جذبی یا جنگل لایمن-آلفا اطلاق می شود. جنگل لایمن-آلفا از بسیاری سیستم چگالی ستونی HI با  N(HI) < ۱۰۱۷/۲ اتم بر سانتی متر مکعب تشکیل شده است. این خطوط جذبی توسط یک مجموعه از ابرهای محدود درست نشده اند بلکه عامل بوجود آورنده آن ها یک میدان چگالی است که به تدریج تغییر می کند (مانند لایه ها، فیلامان ها و تهی جاه ها در محیط میان کهکشانی).

تغییرات زمانی خطوط جذبی وسیع (BAL) کوازارها

حدود ٪۱۰ کوازارها دارای BAL هستند که سرعت شان نسبت به انتقال به سرخ تابش کوازار بیش از چندین هزار برابر است. بیشتر آن ها بسیار یونیده هستند و دارای فلزیت بالایی می باشند. معمولاً آن ها را به موادی که از هسته های فعال به بیرون پرتاب شده اند نسبت می دهند. رصد بلند مدت این منابع برای درک دینامیک گاز در نواحی مرکزی AGN ها مفید است. در کل طیف نگاری بلند مدت کوازارهای پر نور که با INO340 قابل انجام است به فهم بیشتر این اجرام کمک خواهد کرد.

تغییرات اپتیکی هسته های فعال کهکشانی (AGN) ها در طول یک شب

تغییرات شارش یکی از مشخصات معمول AGN هاست. بلیزرها (Blazers) به خصوص در تمام گستره طیف الکترومغناطیس و در بازه بزرگی از محدوده زمانی (از چند دقیقه تا چند سال) قابل مشاهده هستند. تمام بلیزرهایی که تغییرات کوچکی از خود نشان می دهند در بازه رادیویی منابعی بسیار قوی هستند و باور بر این است که عامل این تغییرات جت های نسبیتی هستند. نتایجی که از گروه های مختلف گزارش شده اند باعث سردرگمی در رابطه با تغییرات اپتیکی در طول یک شب برای AGN هایی که پرتو رادیویی ندارند شده است. یک روش مناسب برای مطالعه ساختار و شرایط فیزیکی نزدیک AGN ها این است که تغییرات ریز تابش آن ها را مطالعه کنیم. امروزه باور بر این است که AGN هایی که تابش رادیویی ندارند یا جت نسبیتی ندارند و یا جت آن ها بسیار ضعیف است. از این رو وجود تغییرات بسیار کوچک در AGN های بدون تابش رادیویی را به اثرات ناشی از حضور قرص برافزایشی نسبت می دهند. در AGN هایی که تابش رادیویی دارند ممکن است هم جت و هم قرص برافزایشی عامل این تغییرات باشند. در نتیجه مقایسه تغییرات بسیار کوچک میان AGN های دارای تابش رادیویی و فاقد آن می تواند برخی از مدل های موجود را محدود کند. برای انجام این مطالعات یک طیف نگار با حساسیت پایین و با R ~ 2000 که محدوده طیفی تا ۳۲۰۰ آنگستروم را بپوشاند و یک دوربین دارای CCD با میدان دید نسبتاً کوچک (در حدود چند دقیقه قوس) نیز لازم است.