\documentclass[12pt,a4paper,twoside]{article}

\usepackage[T1]{fontenc}
\usepackage[utf8]{inputenc}
\usepackage[polish]{babel}
\usepackage[normalem]{ulem}
\usepackage{graphicx}
%\usepackage{natbib}

\addtolength{\topmargin}{-2cm}      
\addtolength{\textheight}{3cm}
\addtolength{\oddsidemargin}{1cm}
\addtolength{\evensidemargin}{-1cm}

\hyphenation{ma-łych}
\hyphenation{te-le-sko-pach}
\hyphenation{któ-rych}
\hyphenation{pot-wier-dzić}
\hyphenation{za-rzą-du}
\hyphenation{pla-no-wa-nych}
\hyphenation{chwi-lo-we-go}
\hyphenation{ob-ser-wa-cyj-nej}
\hyphenation{zwią-za-ny}
\hyphenation{opu-bli-ko-wa-ny-mi}
\hyphenation{dos-tę-pu}
\hyphenation{nie-zwy-kłe}
\hyphenation{prze-pro-wa-dzo-ne}
\hyphenation{prze-ry-wa-ny-mi}
\hyphenation{sło-necz-ne-go}
\hyphenation{Yar-kov-sky}
\hyphenation{Jar-kow-skie-go}
\hyphenation{naj-bar-dziej}
\hyphenation{prze-ry-wa-na}
\hyphenation{uwa-ża-na}
\hyphenation{głów-ne-go}
\hyphenation{po-wierz-chni}
\hyphenation{ha-bi-li-ta-cyj-ne-go}
\hyphenation{Koł-mo-go-ro-wa}
\hyphenation{an-giel-sko-ję-zycz-nych}
\hyphenation{zna-czą-co}
\hyphenation{pla-ne-to-id}
\hyphenation{dzia-ła-niem}
\hyphenation{nie-gra-wi-ta-cyj-nych}
\hyphenation{na-u-ko-we}
\hyphenation{wy-ko-na-łem}
\hyphenation{re-du-ko-wa-łem}
\hyphenation{opie-ko-wa-łem}
\hyphenation{Sęk-al-ska}
\hyphenation{cie-ka-wym}
\hyphenation{ciś-nie-nio-wa}
\hyphenation{wew-nętrz-nej}
\hyphenation{pa-no-wa-ły}
\hyphenation{naj-now-sze}
\hyphenation{pro-wa-dzi-łem}
\hyphenation{po-sia-da}
\hyphenation{ma-cie-rzy-sta}
\hyphenation{Wkł-ad}
\hyphenation{te-le-sko-py}
\hyphenation{me-to-dę}
\hyphenation{kie-row-nik}
\hyphenation{czte-ro-krot-nym}
\hyphenation{sta-bil-ność}

\begin{document}

\selectlanguage{polish}


\begin{titlepage}

\mbox{  }

\vspace{5cm}

\begin{flushright}
{\Huge \bf AUTOREFERAT}
\rule{\textwidth}{1mm}

\vspace{0.5cm}

%{\Large \textit{Życiorys naukowy i wykaz publikacji}}


\vspace{6cm}

{\Large Wojciech Dimitrow}

\vspace{5cm}

Instytut Obserwatorium Astronomiczne \\
Wydział Fizyki Uniwersytetu im. Adama Mickiewicza\\
w Poznaniu 

\vspace{1.5cm}

{Poznań, 2018}

\end{flushright}
\end{titlepage} 

\cleardoublepage

\section{Życiorys naukowy}

\subsection{Dane osobowe}
\begin{itemize}\setlength{\itemsep}%{-0.4\baselineskip}
\item Imię i nazwisko: Wojciech Dimitrow

\item Data urodzenia: 24 kwietnia 1976 r.

\item Miejsce pracy: Instytut Obserwatorium Astronomiczne, \\
      Uniwersytet im. Adama Mickiewicza, ul. Słoneczna 36, 60-286 Poznań,\\
      tel. +48 61 829 2776, e-mail: dimitrov@amu.edu.pl
\end{itemize}

\subsection{Wykształcenie i stopnie naukowe}

\begin{itemize}\setlength{\itemsep}%{-0.4\baselineskip}
\item 1990 -- 1994 -- Sofijskie Liceum Matematyczne

\item 1994 -- 1999 -- Studia stacjonarne na Wydziale Fizyki
      Uniwersytetu im. Adama Mickiewicza w Poznaniu, na kierunku fizyka,
      specjalność astronomia

\item 1999 -- Uzyskanie tytułu magistra, praca magisterska 
      {\it Efemerydy zakryć gwiazd przez Księżyc}, 
      promotor prof.~UAM~dr~hab. Piotr Dybczyński

\item 2006 -- Uzyskanie stopnia doktora nauk fizycznych, praca doktorska 
      {\it Obserwacje i modelowanie rozdzielonych układów podwójnych --- weryfikacja ich odległości i statusu ewolucyjnego}, Wydział Fizyki
      Uniwersytetu im. Adama Mickiewicza w Poznaniu, promotor -
      prof.~dr~hab. Alexander Schwarzenberg-Czerny
\end{itemize}

\subsection{Informacje o dotychczasowym zatrudnieniu}

\begin{itemize}\setlength{\itemsep}%{-0.4\baselineskip}
\item 21.09.2006 -- 30.09.2007 -- pracownik naukowo techniczny, \\ Instytut Obserwatorium Astronomiczne (IOA), UAM

\item 01.10.2007 -- 30.09.2017 -- adiunkt, IOA UAM

\item od 01.10.2017 --- starszy wykładowca, IOA UAM 

\end{itemize}

\section{Osiągnięcie naukowe stanowiące podstawę \\
postępowania habilitacyjnego }
\vspace{2mm}
Osiągnięciem naukowym jest monotematyczny cykl publikacji zatytułowany
{\bf ,,Układy wielokrotne -- detekcja nowych składników oraz wyznaczanie parametrów absolutnych''}.

%\begin{figure}[ht!]
%\begin{center}
%\includegraphics[width=6cm]{podpis1.eps}
%\end{center}
%\end{figure}


\newpage

\subsection{Wykaz artykułów naukowych \\
stanowiących podstawę postępowania habilitacyjnego}

\begin{enumerate}
\item [H1]
{\bf Dimitrov, W.}, Fagas, M., Kamiński, K., Kolev, D., Kwiatkowski, T., Bąkowska, K., Rożek, A., Bartczak, P., Borczyk, W., Schwarzenberg-Czerny, A. \\
{\bf Spectroscopy of HD 86222 - a quintuple system with an eclipsing component} \\
{\it Astronomy and Astrophysics}\\2014, Volume 564, id.A26, IF(2014)=4.378,\\
\textit{Odkryłem czwarty spektroskopowy składnik układu HD 86222 AB oraz wyjaśniłem 
hierarchie całego układu pięciokrotnego.
Brałam udział w obserwacjach spektroskopowych oraz wykonałem 100\% redukcji danych i pomiarów prędkości radialnych. Wykonałem modelowanie
pary zaćmieniowej. Napisałem cały tekst pracy, wkład własny 85\%.}

\item [H2]
{\bf Dimitrov, W.}, Kamiński, K., Lehmann, H., Ligęza, P., Fagas, M., Bagińska, P., Kwiatkowski, T., Bąkowska, K.,
Kowalczyk, A., Polińska, M., Bartczak, P., Przybyszewska, A., Kruszewski, A., Kurzawa, K., Schwarzenberg-Czerny, A. 2015. \\
{\bf V342 Andromedae B is an eccentric-orbit eclipsing binary.} \\
{\it Astronomy and Astrophysics} \\2015, Volume 575, id.A101, IF(2014)=4.378, \\
\textit{Zorganizowałem międzynarodową kampanię obserwacyjną układu, udało się wyjaśnić hierarchię układu, stwierdzono iż składnik B jest układem 
zaćmieniowym o eliptycznej orbicie a składnik A okazał się spektroskopowo podwójny. Wykonałem część obserwacji i redukcji danych, wykonałem modelowanie
pary zaćmieniowej oraz napisałem 80\% tekstu, wkład własny 75\%.}

\item [H3]
{\bf Dimitrov, W.}, Lehmann, H., Kamiński, K., Kamińska, M. K., Zgórz, M., Gibowski, M. 2017. \\
{\bf The hierarchical triple system DY Lyncis }\\
{\it Monthly Notices of the Royal Astronomical Society} \\2017, Volume 466, Issue 1, IF(2014)=5.107, \\ 
\textit{Odkryłem trzeci spektroskopowy składnik w układzie zaćmieniowym DY Lyn, zorganizowałem międzynarodową kampanię 
obserwacyjną,  przygotowałem dane do modelowania, zinterpretowałem wyniki modelowania.  
Napisałem program, który umożliwił wyznaczanie prędkości radialnych dla obu orbit. Udało się uzyskać krzywe prędkości 
radialnych dla ciasnej i szerokiej orbity o okresie 281 d.
Napisałem 80\% tekstu publikacji, wkład własny 70\%.} 

\newpage

\item [H4]
{\bf Dimitrov W.}, Tomov T., Kamiński K., Polińska M., Iliev I., Kamińska M. K. 2018.\\
{\bf GT Ursae Majoris AB – a possible quadruple system. } \\
{\it Acta Astronomica}, 2018, Volume 68, No. 2, IF(2014)=1.980, \\
\textit{Odkryto trzeci spektroskopowy składnik w układzie. Zorganizowałem międzynarodową kampanię obserwacyjną. Udało się zaobserwować 
ruch orbitalny trzeciego składnika i pary zaćmieniowej. Udowodniłem że wizualny składnik B należy również do układu.
Wykonałem część obserwacji i redukcji danych oraz pomiary prędkości radialnych. Wyznaczyłem model układu zaćmieniowego
oraz napisałem 80\% tekstu.\\Wkład własny 75\%.}

\item [H5]
{\bf Dimitrov W.}, Żywucka - Hejzner N.,
Polińska M., Kamiński K., Kamińska M. K. 2018\\
{\bf Spectroscopy of the eclipsing binary BD-00 2862 -- possible multiplicity.} \\
{\it Acta Astronomica}, 2018, Volume 68, No. 3, IF(2014)=1.980, \\ 
\textit{Wszystkie obserwacje układu wykonano na teleskopie PST1. Brałem udział w obserwacjach oraz wyznaczyłem model układu.
Znalazłem dowody na to iż wizualny towarzysz jest częścią układu. Napisałem 80\% tekstu, a mój wkład własny wynosi 75\%.}

\end{enumerate}

\subsection{Omówienie celu naukowego w.w. prac i osiągniętych wyników}

Nasza wiedza o powstawaniu układów podwójnych i wielokrotnych wciąż wymaga uzupełnienia. Wiemy że zarówno obserwacje
obszarów gwiazdotwórczych jak i symulacje komputerowe pokazują, że gwiazdy rodzą się w grupach oraz, że 100\% gwiazd wieku zerowego 
należy do układów podwójnych lub wielokrotnych (Bate 2004). W trakcie dynamicznej ewolucji część lżejszych składników zostaje wyrzucona 
z układów. Obserwacje gwiazd pola pokazują że 60--80\% ich należy do układów.
Odsetek gwiazd wielokrotnych jest bliski 100\% w przypadku masywnych gwiazd i niższy w przypadku gwiazd mało masywnych (Tokovinin 2014).
Gwiazdy tworzą się wewnątrz zapadających się obłoków molekularnych. Proces fragmentacji obłoku napędzany jest rotacją i turbulencją,
a hamowany jest przez pole magnetyczne (Machida 2008). Obserwacyjne statystyki krotności gwiazd pozwalają ocenić warunki, 
które kiedyś panowały w obłokach z których powstały.

Aktualnie procesy gwiazdotwórcze są polem intensywnych badań. Najnowsze obserwacje ukazują dwa podstawowe procesy odpowiedzialne za formowanie się
układów wielokrotnych: fragmentacja jądra (core fragmentation) -- separacje składników rzędu $10^{3-4}$ AU (Pineda \& Offner et al. 2015) oraz
fragmentacja dysku tworząca obiekty o separacji $10^{1.5-2.5}$ AU (Tobin \& Crater 2016).
Jedna z podstawowych teorii powstawania ciasnych układów podwójnych o separacjach rzędu $10^{-1}$ AU zakłada kurczenie się orbity wewnętrznej 
w obecności trzeciego ciała na skutek cykli Kozai -- Lidov z tarciem pływowym (Eggleton \& Kiseleva-Eggleton 2001).
Najnowsze wyniki są prezentowane w licznych artykułach przeglądowych Tholine (2002), Zinnecker (2002), Bate (2004) and Moe \& Di Stefano (2017).

%Machida a powstawanie

Znamy ponad 100 par zaćmieniowych, które należą do układów wielokrotnych jednak większość z nich to układy potrójne (Zasche et al. 2009). 
Zaledwie garstka z nich to układy o wyższej krotności, które są dobrze zbadane i znamy ich parametry absolutne z dużą dokładnością.
Badanie tych obiektów pozwala poszerzać wiedzę na temat powstawania układów wielokrotnych oraz formowania się gwiazd w obłokach molekularnych.
W tym kontekście prace obserwacyjne uzupełniające statystyki i parametry absolutne dla układów wielokrotnych mają ogromne znaczenie. Temu zagadnieniu
poświęcone są wyżej wymienione prace.

Rozwój metod obserwacyjnych pozwala na poszerzenie naszej wiedzy o układach wielokrotnych. Optyka adaptacyjna oraz metody interferometryczne
pozwalają przełamać negatywny wpływ atmosfery ziemskiej na uzyskiwane obrazy pozwalając na detekcje składników o małej separacji kątowej.
Teleskopy kosmiczne takie jak Hubble czy Spitzer pozwalają podejrzeć dyski protogwiazdowe i protoplanetarne.
Teleskop kosmiczny Kepler służący do fotometrii oraz dedykowany do detekcji tranzytów planetarnych pozwolił po raz pierwszy na obserwacje planet 
w układach wielokrotnych. Efektem ubocznym były krzywe blasku dla gwiazd zaćmieniowych i pulsujących z niespotykaną dotąd precyzją, 
rozrzut w danych jest na poziomie $10^{-6}$.


Obecność pary zaćmieniowej w układzie wielokrotnym daje nam unikalną możliwość wyznaczenia parametrów absolutnych z dokładnością 1\% lub lepszą.
Do modelowania wybranych układów zaćmieniowych zastosowałem metodę Wilsona--Devinney (1971). Jednoczesna analiza krzywych blasku i prędkości radialnych pozwala
na wyznaczenie pełnego modelu -- masy, promienie, nachylenie orbitalne etc. Uzyskane wyniki można skonfrontować z teorią ewolucji gwiazd,
do tego celu korzystałem z wyników Yonsei-Yale (Yi et al. 2001, 2003; Kim et al. 2003).
Dodatkowo wykorzystałem wyniki z misji Hipparcos i GAIA, które dostarczyły informacji o paralaksach trygonometrycznych 
oraz ruchach własnych badanych gwiazd.


Podstawowym narzędziem badawczym w tym programie obserwacyjnym był Poznański Teleskop Spektroskopowy 1. Pracowałem w projekcie PST1 na wszystkich etapach
od projektowania i budowy poprzez wdrażanie i modernizacje oraz obserwacje i analizę danych. Drugim głównym instrumentem w programie był PST2 
pracujący w Arizonie. Teleskop okazał się bardzo produktywny dzięki wysokiemu stopniowi automatyzacji oraz dobremu astroklimatowi. 
Oba teleskopy współpracujące w projekcie GATS\footnote{\verb ~http://www.astro.amu.edu.pl/GATS}
(Globalny Teleskop Astrofizyczny) nagromadziły już ponad 20 000 widm głównie dla gwiazd pulsujących oraz zaćmieniowych. 
Oba teleskopy są wyposażone w spektrografy wysokiej rozdzielczości ($\sim$40 000), które wybudowano w IOA w Poznaniu. 
Głównym celem przy ich budowie była minimalizacja strat światła, w tym
dobre dopasowanie do parametrów światłowodu/teleskopu. Dodatkowo zadbano o stabilność termiczną spektrografów -- w ciągu jednej 
nocy rozrzut pomiarów prędkości jest na poziomie 40 $ms^{-1}$.
Korzystałem również z
danych z teleskopów klasy 2-m -- David Dunlap Observatory (Kanada), NAO Rozhen (Bułgaria) oraz Turinger Landessternwarte koło Tautenburga (Niemcy).
Dla większości badanych obiektów zorganizowałem międzynarodowe kampanie obserwacyjne.
Korzystałem z obserwacji fotometrycznych z przeglądów nieba takich jak ASAS, SAVS czy SuperWASP oraz z danych satelitarnych. Część pomiarów uzyskano na małych
teleskopach w Poznaniu.
%Analiza danych CCF, BF, LSD, disentangling
Do pomiarów prędkości radialnych stosowano metody: crosscorrelacja (CCF), broadening function (BF) oraz spectrum disentangling, a do analizy profili linii 
widmowych zastosowano metodę least square deconvolution (LSD).
Do analizy błędów przy modelowaniu metodą Wilsona-Devinney stosowałem metody Monte Carlo oraz Bootstrap.

Do analizy wybrałem dotychczas niezbadane spektroskopowo obiekty zaćmieniowe należące do układów wizualnie podwójnych lub potrójnych. Część z nich 
jest skatalogowana w katalogach gwiazd wizualnie podwójnych takich jak Washington Double Star Catalog (WDS) czy 
Catalogue of the Components of Double and Multiple Stars (CCDM). W czterech z pięciu obiektów odkryłem nowe spektroskopowe składniki. 
W dwóch przypadkach udało mi się zaobserwować spektroskopowo ruch na ciasnej i rozległej orbicie w układzie.


%=====================  HD 86222
\vspace{2cm}

\textit{HD 86222}
\\
\\
Pierwszy badany obiekt to HD 86222 (publikacja H1). Jest to para zaćmieniowa w układzie wizualnie potrójnym, dotychczas niezbadany spektroskopowo.
Główne składniki A i B znajdują się w odległości kątowej 0.5" a dalszy składnik C -- 11". Obserwacje spektroskopowe prowadzono dla 
części centralnej A/B układu, które są nierozdzielone przy krótkich ogniskowych czy dużym seeingu. 
Dane zgromadzono na 2-m teleskopie NAO Rozhen wyposażonym w spektrograf typu Coud\'e (Bułgaria) oraz 0.5-m teleskopie PST1 w Borowcu.
Dane uzyskane w Borowcu są porównywalne z tymi z 2-m teleskopu dzięki niskim stratom światła i zasilanym światłowodem spektrografie typu 
Echell\'e, który ma znacznie szerszy zakres widmowy, co daje nam znacznie większą liczbę linii do korelacji.
Uzyskane widma wskazują że mamy do czynienia
z układem spektroskopowo poczwórnym. Wszystkie cztery piki na wykresie kroskorelacji poruszają się (Rys. 1), dwa z nich o większej amplitudzie mają okres 
zgodny z okresem orbitalnym pary zaćmieniowej. Więc jeden ze składników A/B to para zaćmieniowa, a drugi para spektroskopowo podwójna.
Biorąc pod uwagę również dalszy składnik C układ jest hierarchicznym układem pięciokrotnym. Znane jest zaledwie kilka obiektów o tak wysokiej krotności 
w, których zachodzą zaćmienia i dla których znamy dobrze parametry absolutne. 
Modelowanie pary zaćmieniowej pokazało że jest to bliźniacza para gwiazd na ciągu głównym o masach $1.33\pm0.09$ oraz $1.29\pm0.09$ M$_{\odot}$.
Okres orbitalny wynosi 0.987 d co jest kłopotliwe przy gromadzeniu danych. Półoś wielka orbity wynosi 6 R$_{\odot}$.
Oszacowałem okres i rozmiar orbity wizualnej A/B na 900 lat i 100 AU. Dalszy wizualny składnik C znajduje się w odległości 3000 AU, a okres oszacowałem na 
$3\times10^3$ lat.


\begin{figure}[ht!]
\begin{center}
\includegraphics[width=7cm, clip]{CCF_hd.eps}
\end{center}
\caption{Funkcja kros korelacji dla uzyskanych widm HD 86222. Pierwsze trzy wykresy dotyczą widm z NAO Rozhen, a pozostałe z Borowca.}
\end{figure}


%====================   V342 Andromedae
\vspace{2cm}

\textit{V 342 Andromedae}
\\
\\
Kolejnym badanym obiektem to V342 Andromedae, który jest układem wizualnie podwójnym (praca H2). Separacja składników A i B  mających porównywalną jasność 
wynosi około 5". Moją uwagę na ten układ skierowało odkrycie zaćmień przez satelitę Hipparcos.
Zorganizowałem międzynarodowa kampanię obserwacyjna, w którą były zaangażowane teleskopy 1.88-m DDO oraz 2-m teleskop w Tautenburgu. W Poznaniu wykonaliśmy
widma oraz krzywą blasku.
Pierwsze widma uzyskałem w DDO na szczelinowym spektrografie w ognisku Cassegraina. Początkowo nie było wiadomo, który składnik A czy B jest zaćmieniowy.
Spektrograf nie był wyposażony w derotator pola jednak szczęśliwie kąt pozycyjny pary pozwolił na ustawienie obu składników na szczelinie i uzyskanie widm dla 
obu składników. Okazało się, że para zaćmieniowa to wizualny składnik B. Pierwszą krzywą prędkości radialnych uzyskano metodą "Broadening function" 
zastosowaną do danych z DDO. Orbita okazała się eliptyczna o mimośrodzie e=0.08.
Kolejny zestaw danych uzyskaliśmy na teleskopie PST1. Teleskop ma znacznie krótsza ogniskową więc oba wizualne składniki A i B trafiły na światłowód.
Dane z teleskopów 1.88 DDO oraz PST1 użyłem przy modelowaniu pary zaćmieniowej metodą Wilsona -- Devinney. 
Do celów analizy widmowej uzyskano widma składników A i B na 2-m teleskopie TLS w Niemczech. Wyniki te posłużyły miedzy innymi do określenia składu 
chemicznego składników pary zaćmieniowej.
Po przeanalizowaniu średniego profilu linii widmowych w danych z PST1 oraz TLS okazało się że zarówno para zaćmieniowa (B) jak i składnik A są 
spektroskopowo podwójne (Rys. 2 i 3).
Oszacowałem rozmiar wizualnej orbity A/B na 460 AU a okres na $2\times10^4$ lat. Analizując ścieżki ewolucyjne wiek układu oszacowałem na 2 -- 3 Gyr.


\begin{figure}[ht!]
\begin{center}
\includegraphics[width=5cm,height=10cm,angle=-90]{SpecAna1.eps}
\end{center}
\caption{Średni profil linii widmowej V342 And A/B dla teleskopu PST1 -- widoczne są trzy wąskie linie i szeroka składowa. 
Zewnętrzne linie związane są z parą zaćmieniową}
\end{figure}

\begin{figure}[ht!]
\begin{center}
\includegraphics[width=5cm,height=10cm,angle=-90]{SpecAna2.eps}
\end{center}
\caption{Średni profil linii dla składnika V342 And A z teleskopu TLS wskazuje na prawdopodobną podwójność składnika.}
\end{figure}







%====================   DY Lyncis
\vspace{2cm}

\textit{DY Lyncis}
\\
\\
Obiektem, dla którego w mojej opinii uzyskałem najciekawsze wyniki to DY Lyncis. W 2009 roku odkryłem, wraz z moją magistrantką, trzeci spektroskopowy 
składnik w układzie. Zaanonsowaliśmy ten wynik krótką publikacją w Sękalska \& Dimitrov et al. (2010). Zauważyłem również zmiany w prędkości radialnej trzeciego 
składnika, co skłoniło mnie do zorganizowania kampanii obserwacyjnej w nadziei, że uda się zaobserwować ruch wokół wspólnego środka mas dla dużej orbity.
Wyniki tej kampanii zostały zawarte w pracy H3. Gromadzenie danych trwało 6 lat. Długa kampania opłaciła się, udało się wyznaczyć parametry ciasnej 
i rozległej orbity.
Amplituda zmian prędkości na rozległej orbicie jest znaczna (Rys. 4). Zmierzone prędkości radialne dla trzech składników są złożeniem ruchu
na obu orbitach. Aby rozdzielić wpływ obu ruchów orbitalnych  napisałem program, który metodą iteracyjną wyznacza obie krzywe prędkości radialnych.
Orbita rozległa ma okres 281 dni i znaczny mimośród e=0.3 (Rys 5).
Dobrym potwierdzeniem uzyskanych wyników, było porównanie wyników ze spektroskopii z wynikami chronometrażu zaćmień. Na Rys. 6 pokazane są
odchyłki od efemerydy momentów zaćmień sfazowane z okresem rozległej orbity. Mamy bardzo dobrą zgodność z krzywą syntetyczna przeliczoną z 
krzywej RV dla środka mas pary zaćmieniowej. Mamy więc efekt "Light time" w układzie, który jest związany z ruchem po orbicie długookresowej.





\begin{figure}[ht!]
\begin{tabular}{cc}
\includegraphics[width=5.5cm,angle=0]{phased_obs_pst1a.eps} &
\includegraphics[width=5.5cm,angle=0]{phased_obs_pst2b.eps} &
\\
\\
%\vspace{0mm}
\includegraphics[width=5.5cm,angle=0]{phased_obs_tls1.eps} &
\includegraphics[width=5.5cm,angle=0]{rv.eps} &

\end{tabular}
\caption{Pomiary RV z trzech teleskopów przed korektą na ruch wokół wspólnego środka mas. Ostatni wykres pokazuje 
pomiary po korekcie.
}\label{RVpanel}
\end{figure}

\vspace{1cm}


\begin{figure}[ht!]
\begin{center}
\includegraphics[width=8cm,angle=0, clip]{BigOrbitRV01.eps}
\end{center}
\caption{Krzywa prędkości radialnych dla dużej orbity DY Lyncis o okresie 281 d. Kółka prezentują pomiary dla środka mas pary zaćmieniowe a punkty
dla trzeciego składnika.}
\end{figure}

\begin{figure}[ht!]
\begin{center}
\includegraphics[width=8cm,angle=0]{oc_end2.eps}
\end{center}
\caption{Odchylenia od efemerydy fotometrycznych momentów zaćmień dla DY Lyncis sfazowane z okresem dużej 281 dniowej orbity. Linia ciągła prezentuje krzywą prędkości radialnych dla 
środka mas pary zaćmieniowej przeliczoną na czas. Wyniki uzyskane z chronometrażu oraz spektroskopii wykazują bardzo dobrą zgodność potwierdzając 
poprawność uzyskanego modelu.}
\end{figure}



%====================   GT UMa
\vspace{2cm}

\textit{GT Ursae Majoris}
\\
\\
Pierwsze obserwacje układu były wykonane na 2-m teleskopie NAO Rozhen na spektrografie Coud\'e. Odkryto trzeci spektroskopowy składnik
układu. Jednak pomiary prędkości radialnych były niezadowalające. Spowodowane to było zbyt krótkim zakresem widmowym i zbyt mała ilością 
linii widmowych do pomiaru. By zwiększyć zakres widmowy zastosowałem spektrograf typu Echell\'e, 
wykonałem testowe obserwacje na PST1. Pomiary prędkości radialnych posiadały znacznie mniejsze błędy. %Wyniki były znacznie lepsze. 
Główną część danych zgromadziliśmy na teleskopie 
PST2 w Arizonie. Zaobserwowałem wyraźne zmiany prędkości 3-go składnika. Krzywa RV dla pary zaćmieniowej również wykazuje charakterystyczne 
przesunięcia. Mamy więc do czynienia z ruchem wokół wspólnego środka mas układu potrójnego.


Do zbadania wizualnego towarzysza B wykorzystałem 2-m teleskop NAO Rozhen oraz nowy spektrograf typu Echell\'e ESPERO, 
w budowę którego byłem zaangażowany (Bonev et al. 2017).
Zmierzona prędkość radialna świadczy o tym, że składnik jest dynamicznie związany z głównym spektroskopowo potrójnym składnikiem A.
Inne argumenty świadczące o przynależności wizualnego składnika B do układu to zbliżone wartości paralaks oraz ruchów własnych składników A i B.
Mamy zatem do czynienia z czterokrotnym hierarchicznym układem zawierającym parę zaćmieniową.

\begin{figure}[ht!]
\begin{center}
\includegraphics[width=8cm,angle=0, clip]{gtuma_ccf_01.eps}
\end{center}
\caption{Ruch trzech pików w funkcji kros korelacyjnej dla GT UMa.}
\end{figure}


\begin{figure}[ht!]
\begin{center}
\includegraphics[width=9cm,angle=0]{SVN_02_02.eps}
\end{center}
\caption{Prędkości radialne zmierzone dla trzech spektroskopowych składników GT UMa A.}
\end{figure}


\begin{figure}[ht!]
\begin{center}
\includegraphics[width=8cm,angle=0, clip]{GTUMaB_MgIb_fit.eps}
\end{center}
\caption{Dopasowanie widma syntetycznego do obserwacji dla trypletu magnezu MgIb dla towarzysza wizualnego GT UMa B.}
\end{figure}



%====================   BD-002862
\vspace{2cm}

\textit{BD-00 2862}
\\
\\
Piąty zaćmieniowy obiekt z cyklu to BD-002862 (publikacja H5). Powodem zainteresowania się nim była obecność wizualnego towarzysza oraz 
obecność trzeciego spektroskopowego komponentu, w niektórych uzyskanych widmach. Wszystkie widma dla układu uzyskano teleskopem PST1.
Poszukiwania danych w katalogach, które potwierdzą przynależność towarzysza wizualnego B do układu zakończyły się sukcesem.
Ruchy własne składników A i B są zbliżone. Ponadto odległości wyznaczone metodą paralaksy trygonometrycznej 
przez misje GAIA DR2 (GAIA collaboration et. al 2016; Lindgren et. al 2016) dla obu składników: głównego A, czyli pary zaćmieniowej, oraz B, 
wizualnego towarzysza, są zgodne w granicach błędu.
Korzystając z uzyskanej na PST1 krzywej prędkości radialnych i obserwacji fotometrycznych z ASAS uzyskałem model układu stosując metodę 
Wilsona-Devinney. Parametry absolutne mają błędy 3\% dla mas oraz 1\% dla promieni. 
Na podstawie modelu pary zaćmieniowej, wyznaczyłem paralaksę fotometryczną. Zgodność wyznaczonej dwoma metodami odległości jest bardzo dobra 
$131\pm5$ pc z modelu oraz $130\pm4$ pc z misji astrometrycznej GAIA. 
Porównanie wyników z modelami ewolucyjnymi pokazuję że jest to bardzo młody układ znajdujący się na krótkotrwałym etapie 
przed ciągiem głównym (Rys. 11). 


\begin{figure}[ht!]
\begin{center}
\includegraphics[width=8cm,height=8cm,angle=0]{I12.eps}
\end{center}
\caption{Krzywa blasku dla BD-002862 A w okolicy zaćmień głównego i wtórnego.}
\end{figure}



\begin{figure}[ht!]
\begin{center}
\includegraphics[width=8cm,angle=0]{YY.eps}
\end{center}
\caption{Ścieżki ewolucyjne dla obu składników BD-002862 A i.e. pary zaćmieniowej. Linie ciągłe prezentują ścieżki ewolucyjne a 
punktowane zakres błędów wynikający z błędów w wyznaczeniu mas składników.}
\end{figure}


\vspace{5mm}
Dotychczasowe badania tych pięciu obiektów można kontynuować. Ciekawym kierunkiem jest badanie potencjalnych rezonansów. Przykładowo 
dla HD 86222 pomiędzy dwoma centralnymi parami spektroskopowymi. Długookresowy monitoring fotometryczny pozwoliłby na 
poszukiwanie nowych składników metodą chronometrażu zaćmień. Tą metodą można by zarejestrować też obecność masywnych planet co 
byłoby bardzo ciekawym wynikiem. Kolejnym kierunkiem przyszłych badań może być obrazowanie przy pomocy optyki adaptacyjnej oraz 
metod interferometrycznych.

\subsection{Podsumowanie}

Przedstawione powyżej publikacje poświęcone są detekcji nowych składników w układach zaćmieniowych oraz ich modelowaniu.
Główne wyniki pracy to:

\begin{itemize}
\item Odkrycie nowych spektroskopowych składników w badanych układach, w tym w układach o wysokiej krotności -- cztero i pięciokrotnych.
\item Wyjaśnienie hierarchii w badanych układach wielokrotnych.
\item Zorganizowanie międzynarodowych spektroskopowych kampanii obserwacyjnych, z wykorzystaniem teleskopów klasy 2-m w Kanadzie, Bułgarii oraz Niemczech.
\item Budowa instrumentów badawczych, teleskopów i spektrografów również zagranicznych, które były użyte do obserwacji układów wielokrotnych. 
\item Detekcja ruchu wokół wspólnego środka mas dla dużych orbit dla dwóch układów spektroskopowo potrójnych DY Lyn oraz GT UMa.
\item Wyznaczenie dokładnych parametrów rozległej 281 dniowej orbity w układzie DY Lyn.
\item Napisanie programu który pozwolił na "rozplątanie" ruchów na ciasnej i dużej orbicie w układach DY Lyn oraz GT UMa.
\item Wykrycie efektu "Light Time" w układzie DY Lyn.
\item Wyznaczenie parametrów absolutnych dla par zaćmieniowych (masy, promienie, temperatury, wiek, odległość) -- modelowanie metodą\\Wilsona--Devinney. 
\item Udowodnienie przynależności dynamicznej do układów dla niektórych wizualnych składników.

\end{itemize}

\subsection*{Bibliografia}


\noindent


\noindent
Bate, M. R., 2004, Rev. Mex. AA Ser. Conf., 21, 175\\

\noindent
Gaia Collaboration, Brown, A. G. A., Vallenari, A., Prusti, T., de Bruijne, J. H. J., Mignard, F., et al., 2016, A\&A, special Gaia volume\\

%Eggleton \& Kiseleva-Eggleton 2001

\noindent
Lindegren, L., Lammers, U., Bastian, U., Hern\'andez, J., Klioner, S., Hobbs, D., et al., 2016, A\&A, special Gaia volume\\

\noindent
Machida, M. N., Tomisaka, K., Matsumoto, T., and Inutsuka, S.-i., 2008, ApJ, 677, 327\\

%Moe & Di Stefano 2017

\noindent
Pineda, Jaime E., Offner, Stella S. R., et al., 2015, Nature, 518, 7538\\

% Sekalska & Dimitrov 2010

\noindent
Tholine, J. E., 2002, ARA\&A, 40, 349\\

\noindent
Tobin, John, J. and Kratter, Kaitlin, M., et al., 2016, Nature, 538, 7626\\

%Tokovinin 2014

\noindent
Kim, Y.-C., Demarque, P., Yi, S. K., and Alexander, D. R., 2002, ApJS, 143, 499\\

\noindent
Yi, S., Demarque, P., Kim, Y.-C., Lee, Y.-W., Ree, C. H., Lejeune, T., and Barnes, S., 2001, ApJS, 136, 417\\

\noindent
Yi, S. K., Kim, Y.-C., Demarque, P., 2003, ApJS, 144, 259\\

\noindent
Wilson, R. E., Devinney, E. J., 1971, ApJ, 166, 605\\

%Zashe 2009

\noindent
Zinnecker, H., 2002, ASP Conf. Ser., 285, 313\\



\section{Omówienie pozostałych osiągnięć naukowo-badawczych}

\subsection{Budowa instrumentów badawczych}
W trakcie ostatniej dekady brałem udział w budowie trzech instrumentów badawczych.
Pracowałem na wszystkich etapach od projektowania poprzez budowę, pisanie oprogramowania, uruchomienia, 
szkolenia obserwatorów, oraz serwisowania i modernizacji Poznańskiego Teleskopu Spektroskopowego 1.
Byłem zaangażowany w budowie dwóch kolejnych instrumentów: PST2 oraz spektrografu Echelle dla 2-m teleskopu NAO Rozhen w Bułgarii.
Brałem również udział w modernizacji oraz serwisowaniu 
0.4-m teleskopu fotometrycznego w Borowcu k. Poznania.

Od października 2018 planuję włączyć się w budowę teleskopu satelitarnego PST3 (Poznań Satellite Telescope). Docelowo system ma
być w pełni automatyczny, ma samodzielnie planować i wykonywać obserwacje astrometryczne satelitów. Budowa systemu zaplanowana jest w 
Parku Ciemnego Nieba w Chalinie, około 70 km od Poznania. System będzie się składał z 0.7-m teleskopu CDK 700 firmy Planewave oraz 4 mniejszych
teleskopów do poszukiwania śmieci kosmicznych. 


\vspace{2mm}
{\bf Poznański Teleskop Spektroskopowy 1} -- Pracę w projekcie PST1 rozpocząłem od razu po ukończeniu doktoratu w roku 2006
na etacie naukowo technicznym. Wraz z inż. R. Baranowskim pracowałem nad montażem teleskopu i spektrografu jak również nad justowaniem optyki 
obu instrumentów. Brałem udział w projektowaniu niektórych elementów.\\
Po ukończeniu teleskopu uzyskałem pierwsze widmo. Szybko okazało się że teleskop spełnia pokładane w nim nadzieje. Zasięg oceniliśmy na 
11 mag dla 0.4-m luster, które były zainstalowane w początkowym okresie. Opracowałem procedury obserwacyjne i przeszkoliłem obserwatorów. 
W pierwszym roku obserwacji udało się zgromadzić 1800 widm. Spektrograf charakteryzuje się dobrą stabilnością. W długim okresie czasu 
rozrzut danych wynosi około 100 $ms^{-1}$ a w ciągu jednej nocy zaledwie 35 $ms^{-1}$. 

Przez wszystkie 11 lat pracy teleskopu zajmowałem się serwisowaniem i modernizacjami teleskopu. Między innymi pracowałem przy wymianie zwierciadeł,
justowaniu i czyszczeniu optyki oraz remontach kamery CCD spektrografu.
Ostatnią dużą modernizację teleskopu wykonałem w 2015 roku. Celem zmian w systemie było umożliwienie pracy zdalnej teleskopu. Aktualnie 
cały proces obserwacji można prowadzić zdalnie przez internet.

\vspace{2mm}
{\bf Poznański Teleskop Spektroskopowy 2 -- Projekt GATS}\\
Na podstawie doświadczeń z teleskopu PST1 powstał nowy teleskop PST2. Kierownikiem projektu jest dr Krzysztof Kamiński.
Teleskop był zaprojektowany do pracy zdalnej i posiada wysoki stopień automatyzacji. System składa się z 0.7-m teleskopu na montażu azymutalnym
z silnikami typu direct drive firmy Planevawe oraz spektrografu Echell\'e zbudowanego w Poznańskim obserwatorium. Teleskop posiada dwa ogniska Nasmitha,
w jednym z nich znajduje się FUI (Fiber Injection Unit), a w drugim szybka kamera Andor do obserwacji satelitów oraz fotometrii.
W projekcie GATS pracowałem głównie przy analizie uzyskanych danych oraz jako konsultant przy budowie teleskopu. Pomagałem również 
przy wykonaniu niektórych elementów instrumentu.

\vspace{2mm}
{\bf Spektrograf Echell\'e dla NAO Rozhen Bułgaria}
Współpraca przy budowie nowego spektrografu dla 2-m teleskopu NAO Rozhen rozpoczęła się od zainteresowania strony bułgarskiej 
spektrografami wybudowanymi w Obserwatorium w Poznaniu. Zostałem zaproszony na konferencje poświęcona 30-to leciu pracy teleskopu,
na której przedstawiłem wyniki naszej pracy oraz szczegóły techniczne dotyczące spektrografów. Zorganizowałem przyjazd grupy astronomów i optyków
z Bułgarii oraz zaprezentowałem szczegóły konstrukcji i działania teleskopów i spektrografów PST1 i PST2.
Dzięki tej współpracy powstał spektrograf Echell\'e dla 2-m teleskopu. Wspólne programy prowadzimy do dziś. 
Pierwsze testy i wyniki zostały opublikowane 
w pracach Bonev et al. 2014 oraz Bonev et al. 2017, których jestem współautorem. 

\subsection{Testy nowych metod kalibracji widm}
W ciągu pierwszych lat pracy teleskopu PST1 przeprowadziłem różne testy i eksperymenty dotyczące kalibracji widm w długości fali.
Spektrograf jest dobrze ustabilizowany termicznie, nie posiada jednak stabilizacji ciśnieniowej, która jest zbyt skomplikowana i kosztowna.
Stabilizacja temperatury jest pasywna i aktywna. Za aktywną stabilizację odpowiada termostat i grzejnik, które utrzymują temperaturę pomieszczenia
spektrografu $20\pm 1^{\circ}$C. Obudowa spektrografu to podwójna skrzynia aluminiowa z 5-cio cm warstwą styropianu pomiędzy. We wnętrzu znajduje się 
300 kg płyta granitowa, która zapewnia stabilność mechaniczną i działa jak akumulator ciepła, który nie pozwala na szybkie wahania temperatury 
we wnętrzu spektrografu. Całość oparta jest na 4 podporach z warstwami antywibracyjnymi które pochłaniają różne częstotliwości.
Kamera spektrografu chłodzona jest 5-cio stopniowym blokiem Peltiera do temperatury --100$^{\circ}$C, a ciepło odprowadzane jest wężami z płynem chłodniczym 
o temperaturze 15$^{\circ}$C. Standardowo teleskop pracuje w klasycznym trybie kalibracji, przed i po widmie obiektu wykonywane są
widma kalibracyjne lampy torowo-argonowej. 
Pierwsze testy jakie prowadziłem to wykonywanie długich serii widm obiektu bez widm kalibracyjnych bazując na dobrej stabilności spektrografu.
Na początku i końcu trzygodzinnej serii wykonywałem pięć ramek kalibracyjnych do uśrednienia. Wynik takiego testu pokazuje Fig. 12. Uzyskałem 
rozrzut w danych 35 $ms^{-1}$ oraz dużą częstość próbkowania. Jest to krzywa prędkości radialnych dla gwiazdy pulsującej $\gamma$ Pegassi.


\begin{figure}[ht!]
\begin{center}
\includegraphics[width=8cm, angle=0]{gam_Peg1.eps}
\end{center}
\caption{Krzywa prędkości radialnych dla $\gamma$ Pegassi.}
\end{figure}


%    icell
W ramach jednego z grantów na teleskopie PST1 w Borowcu testowałem komórki jodowe. Są to prawdopodobnie pierwsze w Polsce obserwacje
gwiazd przy pomocy komórki jodowej. Idea stosowania komórki w celu zwiększenia dokładności pomiarów prędkości radialnej polega na 
przepuszczeniu światła obiektu przez opary jodu, które dają dużą ilość wąskich linii absorpcyjnych w okolicy 5000-6000 \AA.
Linie te stosowane są jako markery długości fali. Naświetlane są jednocześnie z liniami obiektu więc wszelkie przesunięcia powodowane 
zmianami ciśnienia i temperatury są jednakowe dla obiektu i widma kalibracyjnego. Technika ta stosowana jest w przypadkach kiedy 
wymagana jest dokładność poniżej 10 $ms^{-1}$, głównie do obserwacji efektów dynamicznych wywołanych planetami pozasłonecznymi.
Komórka jodowa była zamontowana przed wejściem do światłowodu zasilającego spektrograf w ognisku teleskopu.
Testy wykazały, że jesteśmy w stanie w przypadku PST1 za pomocą komórki jodowej zejść z dokładnością co najmniej do 17 $ms^{-1}$ (Rys. 13).


\begin{figure}[ht!]
\begin{center}
\includegraphics[width=10cm, angle=0, clip]{w2.ps}
\end{center}
\caption{Obserwacje Polaris przy pomocy komórki jodowej.}
\end{figure}


%   mieszanie thar
Jednoczesne naświetlanie widma obiektu i kalibracyjnego pozwala na zwiększenie dokładności kalibracji. Przeprowadziłem testy 
mieszania światła kalibracyjnego z tym od obiektu. Do tego celu lampa kalibracyjna wraz z układem optycznym dającym równoległą wiązkę 
były zamontowane na wejściu teleskopu i skierowane na zwierciadło główne równolegle do osi optycznej. Na Rys. 14 widać widmo gwiazdy
z nałożonymi liniami emisyjnymi lampy kalibracyjnej które są naszymi markerami długości fali.


\begin{figure}[ht!]
\begin{center}
\includegraphics[width=10cm, angle=0]{thar_obj_mieszanie.eps}
\end{center}
\caption{Mieszanie światła od obiektu i lampy kalibracyjnej.}
\end{figure}




%   koncepcja aktywnej korekty lambda
Spektrograf PST1 posiada stabilizację termiczną jednak stabilizacja ciśnieniowa jest zbyt kosztowna i  posiadają ją tylko najlepsze 
spektrografy na świecie. 
Rozpocząłem również testy możliwość wprowadzania poprawek do pomiarów RV na podstawie pomiarów ciśnienia i temperatury. 
Badania te kontynuował dr K. Kamiński na teleskopie PST2, po zakupieniu wysokiej klasy mierników ciśnienia i temperatury.

Testy i eksperymenty wykonane na PST1 posłużyły i będą służyć w przyszłości przy rozwoju Poznańskich Teleskopów Spektroskopowych. 
W przyszłości planuję wprowadzenie jednoczesnego naświetlania widma ThAr i obiektu jako dwa równoległe widma stosując dwa światłowody.
Technika ta jest stosowana między innymi w przypadku HARPS.

\subsection{Obserwacje oraz modelowanie\\ planet pozasłonecznych}
Kolejnym kierunkiem zainteresowań w mojej pracy badawczej są planety pozasłoneczne. Zajmowałem sie obserwacjami spektroskopowymi 
oraz zastosowaniem metody Wilsona--Devinney do modelowania par gwiazda macierzysta planeta. 
Zajmowałem się elipsoidalnymi zmianami blasku oraz plamami na powierzchni gwiazdy macierzystej indukowanymi planetą.
Opiekowałem się dwoma pracami magisterskimi z zakresu badań planet pozasłonecznych.
Teleskop oraz spektrograf PST1 okazały się wystarczająco stabilne do obserwacji jasnych układów, o dużej amplitudzie zmian 
prędkości radialnej dla gwiazdy macierzystej. Takim obiektem jest $\tau$ Bootis A, który posiada planetę o masie około 7 M$_{jup}$.
Amplituda zmian prędkości wynosi około 500 $ms^{-1}$, a okres 3.3 doby. W ramach jednej z prac magisterskich uzyskano krzywą prędkości 
radialnych (Rys. 15). Wykres pokazuje długookresową stabilność spektrografu, w przypadku tego obiektu rozrzut danych wynosi 83 $ms^{-1}$.


\begin{figure}[ht!]
\begin{center}
\includegraphics[width=10cm, angle=0]{tBoo.ps}
\end{center}
\caption{Krzywa prędkości radialnych dla gwiazdy macierzystej $\tau$ Bootis~A.}
\end{figure}


\subsection*{Bibliografia}


\noindent
Bonev, T. et al., 2014, The Astronomer's Telegram, No. 5829, 1B\\
\noindent
Bonev, T. et al., 2017, Bulgarian Astronomical Journal, Vol. 26, p. 67\\

%Bate, M. R., 2004, Rev. Mex. AA Ser. Conf., 21, 175\\

\newpage

\subsection{Autorstwo i współautorstwo publikacji naukowych}
Jestem współautorem ogółem 16 publikacji z bazy Journal Citation Reports (JCR), część A, z których
14 ukazały się po uzyskaniu przeze mnie stopnia naukowego doktora.
Jestem również autorem lub współautorem 19 innych publikacji.
Łączna liczba cytowań 
wg. SAO/NASA Astrophysic Data System (ADS) wynosi 144. Na podstawie bazy Web of Knowledge wynosi 87. \\
\noindent
Mój indeks Hirscha wynosi 6. \\
\noindent
Szczegółowa lista publikacji w załączeniu.\\

\noindent
W większości prac przyjąłem pisownie nazwiska "Dimitrov", które oryginalnie jest pisane cyrylicą.
Jednak w paru pracach użyto pisowni "Dymitrov" lub "Dimitrow".
Pełną listę moich publikacji można znaleźć na stronie www 
\textsf{http://pallas.astro.amu.edu.pl/$\sim$voyager/ ~~ \\odnośnik: PUBLIKACJE}

\subsection{Udział w projektach badawczych}

\noindent
Wykonawca w grancie ESA {\it "Space Surveillance and Tracking in Observational Network with Event-based Sensors"},
Contractors: 6ROADS, OA UAM, ITTI, UZH Zurich, 12 miesięcy, 2018/2019 r.\\

\noindent
Wykonawca w grancie  {\it "System optycznych robotycznych sensorów satelitarnych"},
kierownik grantu dr Krzysztof Kamiński,\\ grant aparaturowy MNiSW 6725/IA/SP/2017.1, 2017-2019 r.\\

\noindent
Wykonawca w grancie  {\it "Globalny Teleskop Astrofizyczny"},
kierownik grantu dr Krzysztof Kamiński, 2011/01/D/ST9/00427, 2011--2016 r.\\

\noindent
Wykonawca w grancie {\it „Badanie cefeid za pomocą prędkości radialnych”}, 
kierownik grantu: dr hab. T. Kwiatkowski, 1P03D 025 29, zakończenie grantu listopad 2008 r.\\

\noindent
Wykonawca w grancie {\it „Spektroskopia i fotometria układów zaćmieniowych do ich kalibracji jako kosmologicznych wskaźników odległości”},\\
kierownik grantu: dr hab. T. Kwiatkowski, 5P03 D002 20, 2001--2003 r.\\

\noindent
Wykonawca w grancie KBN, CAMK, {\it "SHAPE: Odległości Cefeid z kształtu ich krzywej blasku"},
kierownik  prof. Aleksander Szchwarzenberg-Czerny, KBN 2P03 D018 18, 2000--2002 r.\\



\newpage

\subsection{Nagrody i wyróżnienia}

\begin{itemize}\setlength{\itemsep}{-0.5\baselineskip}

\item Nagroda Zespołowa II stopnia Rektora UAM za osiągnięcia naukowe, 2016r.
\\
\item Wniosek o Nagrodę Zespołową II stopnia Rektora UAM za osiągnięcia naukowe w 2018r. Wniosek został poparty przez Radę Wydziału.


\end{itemize}






\subsection{Udział w  konferencjach międzynarodowych}

\begin{itemize}

\item „Wrocław HELAS Workshop – Interpretation of astroseismic data”\\
(23 - 27 czerwca 2008), Wrocław, Poland\\
{\bf Referat: Radial-velocity observations of pulsating stars\\
with a new Poznań Spectroscopic Telescope}\\

\item „Binaries – Key to Comprehension of the Universe” \\
(8 - 12 czerwca 2009),
Masaryk University, Brno, Czech Republic.  \\
{\bf Poster: FM Leonis - the tale of twins}, (współautor)\\

\item „Rozhen National Astronomical Observatory: Thirty Years Eyes on the Sky”
(26 - 29 września 2011),
Bułgarska Akademia Nauk\\
{\bf Referat zaproszony: \\Fiber Fed Echelle Spectroscopy in Poznań}\\

\item „Second National Congress on Physical Sciences, Bulgaria”\\
25--29 September 2013, Sofia \\
Union of Physicists in Bulgaria, Bulgarian Academy of Sciences, Sofia University St. Kliment Ohridski, Ministry of Education, Youth and Science

\item „KOLOS Slovakia - variable stars”\\
3 – 5  December 2015, Slovakia
Vihorlat Observatory, Humenné\\
{\bf Referat:\\ Spectroscopy of multiple stars with eclipsing component}

\item „International meeting on variable stars research”\\
1 - 3 December 2016, Slovakia,
Vihorlat Observatory, Humenné\\
{\bf Referat: Echelle spectroscopy in Poznań}

\end{itemize}





\subsection{Konferencje krajowe}


\begin{itemize}
\item „GATS Workshop”, 
(20-21 Maja 2017)\\
Instytut Obserwatorium Astronomiczne UAM, Poznań\\
%{\em http://pallas.atro.amu.edu.pl/GATS_Workshop/}\\
{\bf główny organizator\\
Referat: Teleskop w Borowcu (PST1)\\
Referat: Modernizacja teleskopu PST1}

\item „Wykorzystanie Małych Teleskopów II”
(16 - 17 czerwca 2011)
Instytut Fizyki Uniwersytetu Opolskiego\\
{\bf Referat: Poznański Teleskop Spektroskopowy} \\
{\bf Poster (współautor)}

\item „XXXV Zjazd Polskiego Towarzystwa Astronomicznego ”
(11 - 15 września 2011)
Instytut Fizyki Uniwersytetu Opolskiego\\
{\bf Referat: Poznański Telekop Spektroskopowy} \\
{\bf Poster (współautor)}

\item „50 lat zaćmień U Geminorum” 
(5 grudnia 2011 roku)
Centrum Astronomiczne im. Mikołaja Kopernika PAN 

\item „Wykorzystanie małych teleskopów”
(Kraków-Koninki  10-12 Maja 2013)
Katedra Astronomii Uniwersytetu Pedagogicznego w Krakowie,\\
{\bf Członek SOC,\\ Referat: Globalny Teleskop Astrofizyczny} (współautor Krzysztof Kamiński)

\item „Software Systems for Astronomy”
7-18 July 2014, Poznań
Institute Astronomical Observatory, Faculty of physics, 
Adam Mickiewicz University\\
{\bf Referat zaproszony: Spectroscopy with PST1}

\item „Polska w Kosmosie”
26-27 listopada 2015, \\Warszawa,
Instytut Lotnictwa

\item „Udział Polski w europejskim programie SSA (Space Situational Awareness)”
6 kwietnia 2016, Poznań
Polska Agencja Kosmiczna - POLSA i Instytut Obserwatorium Astronomiczne, Wydział Fizyki, Uniwersytet im. Adama Mickiewicza

\item „Warsztaty praktyczne ESO” 
7 lutego 2017, Warszawa
Ministerstwo Nauki i Szkolnictwa Wyższego, Centrum Astronomiczne im. Mikołaja Kopernika PAN (CAMK PAN) oraz 
Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego 

\item „Spotkanie z przedstawicielem NASA Arturem B. Chmielewskim (Rosetta PI) oraz przedstawicielami polskich firm branży kosmicznej” 
4 czerwca 2018, Poznań
Instytut Obserwatorium Astronomiczne, Wydział Fizyki, Uniwersytet im. Adama Mickiewicza


\end{enumerate}

%Na wszystkich w.w. konferencjach prezentowano referat i/lub plakat.

\newpage


\subsection{Członkostwo w międzynarodowych i krajowych organizacjach 
i towarzystwach naukowych}

\begin{itemize}

\item Jestem członkiem Międzynarodowej Unii Astronomicznej

\end{itemize}

\subsection{Staże w zagranicznych ośrodkach naukowych lub akademickich}

\begin{itemize}

\item Bułgaria, wielokrotne wyjazdy na obserwacje do obserwatorium NAO Rozhen -- obserwacje spektroskopowe na 2-m teleskopie Ritchey-Cretien Coud\'e.
\item Kanada, miesięczny wyjazd do David Dunlap Obserwatory -- obserwacje spektroskopowe na 1.88-m teleskopie.
\end{itemize}

%\subsection{Recenzje} 
%\noindent
%Recenzja doktoratu Gordany Apostolovskiej z Faculty of Natural Sciences 
%and Mathematics, Sts. Ciril and Methodius University, Skopje, Republika Macedonii 
%pt. ,,Determination of some dynamical characteristics of chosen asteroids'',
%2004.\\
%\noindent
%Recenzje artykułów do Icarus'a, Meteoritics and Planetary Science, 
%Planetary and Space Science, Astronomy and Astrophysics.


\subsection{Szkolenia z zakresu obsługi teleskopu \\spektroskopowego PST1 oraz redukcji danych}
Poza corocznymi praktykami dla studentów z Polski prowadziłem również szkolenia dla doktorantów i adiunktów z obsługi teleskopu PST1,
z redukcji danych z spektrografu Echelle oraz pomiarów prędkości radialnych.

\begin{itemize}
\item Tomasz Zdrawkow -- obserwacje gwiazd pulsujących\\ -- doktorant, CAMK Warszawa
\item Sebastian Kurowski -- obserwacje układów zaćmieniowych\\ -- doktorant, Kraków
\item dr Waldemar Ogłoza -- obserwacje układów zaćmieniowych\\ -- adiunkt, UP Kraków
\end{itemize}
 

\newpage
\subsection{Kierownictwo i opieka nad pracami magisterskimi}
W trakcie ostatnich 10 lat byłem kierownikiem lub zajmowałem się opieką nad 8 pracami magisterskimi. 
%Wszystkie zostały ocenione na stopień bardzo dobry lub dobry. 
Pomagałem studentom włączyć się w pracę naukowa zespołu spektroskopowego.
Cztery osoby z którymi pracowałem kontynuowały kształcenie z zakresu astronomii na studiach doktoranckich w Polsce 
lub za granicą. 

Opiece nad studentami poświęciłem ogromną ilość czasu. Abym mógł poświęcić się przygotowaniu rozprawie habilitacyjnej, decyzją dyrekcji IOA,
zostałem zwolniony z kierowania pracami magisterskimi od 2014 r.

%W latach 2007-2013 opiekowałem się ośmioma pracami magisterskimi.  W pierwszych czterech pracach wykonałem większość zadań związanych z 
%opieką i kierowaniem, jednak ze względów formalnych nie mogłem być promotorem/kierownikiem. Taką zgodę uzyskałem dla trzech kolejnych prac.

\noindent
\\
{\it Wyznaczenie parametrów układów podwójnych zaćmieniowych\\FM Leo i FK Leo}\\
Milena Ratajczak (Poznań 2008)\\
aktualnie: ukończyła doktorat CAMK Warszawa\\
-- opiekun pracy\\
\\
{\it Modelowanie układów zaćmieniowych BD-002862 i HD 67894}\\
Rafał Szudera (Poznań 2009)\\
-- opiekun pracy (nieformalne kierownictwo pracy)\\
\\
{\it Badania planet pozasłonecznych – zastosowanie metody Wilsona-Devinney}\\
Elżbieta Andrzejewska (Poznań 2010)\\
-- opiekun pracy (nieformalne kierownictwo pracy)\\
\\
{\it Obserwacje spektroskopowe oraz modelowanie układu HD 65498}\\
Justyna Sękalska (Poznań 2010)\\
-- opiekun pracy (nieformalne kierownictwo pracy)\\
\\
{\it Obserwacje spektroskopowe układów zaćmieniowych pół-rozdzielonych}\\
Patrycja Bagińska (Poznań 2011) \\
aktualnie doktorant UAM Poznań\\
-- kierownik pracy\\
\\
{\it Obserwacje spektroskopowe planety pozasłonecznej $\tau$ Bootis\\
 - badanie stabilności spektrografu}\\
Tomasz Kowalczyk (Poznań 2011)\\
-- kierownik pracy\\
\\
{\it Obserwacje spektroskopowe oraz modelowanie układów HT Vir i RR Lyn}\\
Katarzyna Bensch (Poznań 2012)\\
aktualnie doktorant IAA Hiszpania\\
-- opiekun pracy (nieformalne kierownictwo pracy)\\

\newpage
%\\
\noindent
{\it Analiza obserwacji spektroskopowych gwiazd zaćmieniowych i pulsujących}\\
Natalia Żywucka (Poznań 2013)\\
aktualnie doktorant UJ Kraków\\
-- kierownik pracy\\

\noindent
\\
{\it Modelowanie gwiazdy symbiotycznej SY Mus na podstawie obserwacji fotometrycznych i spektroskopowych}\\
Aleksandra Leśniewska (Poznań 2018)\\
-- pomagałem przy analizie danych nie będąc kierownikiem ani opiekunem pracy\\



\subsection{Pomoc przy pracach doktorskich}


\noindent
\\
{\it Oscylacje hybrydowe gwiazd typu B ciągu głównego}\\
Warszawa 2013\\
dr Tomasz Zdrawkow, CAMK\\
-- pomagałem w obserwcjach i redukcji danych\\
\\
{\it Spektroskopia gwiazd podwójnych}\\
Patrycja Bagińska, doktorant UAM, Poznań\\
-- pomagałem w obserawacjach, analizie danych i pisaniu publikacji\\
-- po otwarciu przewodu doktorskiego będę promotorem pomocniczym lub promotorem\\
\\
{\it Spektroskopia gwiazd pulsujących}\\
Ewa Kosturkiewicz, doktorant UAM, Poznań\\
-- pomagałem w redukcji danych i przygotowaniu do konferencji\\


\end{document}
