ΜΕΤΑΒΛΗΤΟΤΗΤΑ ΣΤΟ ΟΠΤΙΚΟ ΜΕΡΟΣ ΤΟΥ ΦΑΣΜΑΤΟΣ

Transcript

1 Κουτουλίδης Λάζαρος ΜΕΤΑΒΛΗΤΟΤΗΤΑ ΣΤΟ ΟΠΤΙΚΟ ΜΕΡΟΣ ΤΟΥ ΦΑΣΜΑΤΟΣ ΤΟΥ BLAZAR S Πανεπιστήμιο Πατρών Τμήμα Φυσικής Oκτώβριος 2008

2 «ΜΕΤΑΒΛΗΤΟΤΗΤΑ ΣΤΟ ΟΠΤΙΚΟ ΜΕΡΟΣ ΤΟΥ ΦΑΣΜΑΤΟΣ ΤΟΥ BLAZAR S » Κουτουλίδης Λάζαρος Επιβλέπων καθηγητής : Χ. Γούδης Πανεπιστήμιο Πατρών Τμήμα Φυσικής Οκτώβριος

3 ΕΥΧΑΡΙΣΤΙΕΣ Μετά την ολοκλήρωση ενός πρώτου κύκλου απόπειρας προσέγγισης του φαινομένου «ενεργοί γαλαξίες» αισθάνομαι ότι το μαγευτικό ταξίδι της πνευματικής αναζήτησης με έχει συνεπάρει στην απογειωτική τροχιά του. Στο ταξίδι μου αυτό οδηγοί μου» είναι η κυρία Χριστοπούλου Ε-Π, Λέκτορας του τμήματος Φυσικής και ο καθηγητής κύριος Χρίστος Γούδης που καθοδηγούν τα βήματά μου, με εμπνέουν και με στηρίζουν. Τους ευχαριστώ θερμά διότι φώτισαν τις αθέατες πλευρές της σκέψης μου δίνοντας ώθηση στα μικρά βήματά μου να γίνουν μεγαλύτερα. 3

4 ΠΕΡΙΛΗΨΗ Στόχος της παρούσης εργασίας είναι η διερεύνηση των μεταβολών της ροής της οπτικής ακτινοβολίας στα φίλτρα B, V, R στη διάρκεια μιας νύχτας του ενεργού γαλαξία S με ανάλυση παρατηρήσεων που ελήφθησαν με το τηλεσκόπιο των1.3m του αστεροσκοπείου του Πανεπιστημίου Κρήτης (από τον Δρ. Παν. Μπούμη) με τη μέθοδο της συγκριτικής φωτομετρίας. Στο πρώτο κεφάλαιο περιγράφονται τα γενικά χαρακτηριστικά των κανονικών γαλαξιών και του δικού μας γαλαξία, ενώ στο δεύτερο τα γενικά χαρακτηριστικά των ενεργών γαλαξιών ή ενεργών γαλαξιακών πυρήνων (AGN) - επειδή τα έντονα ενεργητικά φαινόμενα επικεντρώνονται στην κεντρική περιοχή του πυρήνα. Αναφέρεται η διάκρισή τους σε κατηγορίες με βάση τα παρατηρησιακά χαρακτηριστικά και εξετάζονται οι βασικές ιδέες που οδηγούν στο επικρατέστερο μοντέλο ενοποίησης, σχετικά με την ενεργειακή μηχανή τους καθώς και η εξέλιξη και τροποποίηση του με βάση τα νέα πειραματικά δεδομένα. Το τρίτο κεφάλαιο επικεντρώνεται στα ιδιαίτερα χαρακτηριστικά των blazars στα οποία ανήκει ο S Στο τέταρτο κεφάλαιο περιγράφονται συνοπτικά οι βασικές αρχές της φωτομετρίας αλλά και οι βασικές παράμετροι μιας CCD κάμερας. Στο τέταρτο κεφάλαιο γίνεται μια βιβλιογραφική παρουσίαση του S σε όλα τα μέρη του φάσματος και περιγράφονται αναλυτικά οι παρατηρήσεις, τα αρχικά στάδια επεξεργασίας των αστρονομικών εικόνων και τα αναλυτικά στάδια της φωτομετρίας του γαλαξία με τις απαραίτητες διορθώσεις. Τέλος στο έκτο κεφάλαιο κατασκευάζονται οι καμπύλες μεταβολής της ροής και σχολιάζονται τα αποτελέσματα Ακολουθεί στο παράρτημα, η περιγραφή των προγραμμάτων και των διαδικασιών που χρησιμοποιήθηκαν τόσο στην ανάλυση όσο και στην φωτομετρία μέσω των αστρονομικών πακέτων IRAF και MIDAS, ως μικρός οδηγός για τους επόμενους ενδιαφερόμενους. 4

5 ΠΕΡΙΕΧΟΜΕΝΑ ΕΙΣΑΓΩΓΗ 7 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1: ΚΑΝΟΝΙΚΟΙ ΓΑΛΑΞΙΕΣ 1.1 ΓΕΝΙΚΑ ΧΑΡΑΚΤΗΡΙΣΤΙΚΑ MILKY WAY 11 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2: ΕΝΕΡΓΟΙ ΓΑΛΑΞΙΑΚΟΙ ΠΥΡΗΝΕΣ 2.1 ΓΕΝΙΚΑ ΧΑΡΑΚΤΗΡΙΣΤΙΚΑ ΓΑΛΑΞΙΕΣ SEYFERT ΡΑΔΙΟΓΑΛΑΞΙΕΣ QUASARS ΒLAZARS ΜΟΝΤΕΛO ΕΝΟΠΟΙΗΣΗΣ ΜΕΓΕΘΟΣ ΤΩΝ ΑGN ΥΠΕΡΜΑΖΙΚΕΣ ΜΕΛΑΝΕΣ ΟΠΕΣ ΕΝΟΠΟΙΗΜΕΝΟ ΜΟΝΤΕΛΟ ΕΠΙΚΡΑΤΕΣΤΕΡΟ ΜΟΝΤΕΛΟ ΕΝΟΠΟΙΗΣΗΣ ΠΑΡΑΤΗΡΗΣΕΙΣ ΥΠΕΡΜΑΖΙΚΩΝ ΜΕΛΑΝΩΝ ΟΠΩΝ 31 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 3: ΙΔΙΑΙΤΕΡΑ ΧΑΡΑΚΤΗΡΙΣΤΙΚΑ ΤΩΝ BLAZARS ΥΠΕΡΦΩΤΕΙΝΗ ΚΙΝΗΣΗ ΕΝΔΕΙΞΕΙΣ ΓΙΑ ΤΗΝ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑ ΣΥΓΧΡΟΤΡΟ ΣΤΟΥΣ ΠΙΔΑΚΕΣ MΟΝΤΕΛΑ ΔΗΜΙΟΥΡΓΙΑΣ ΠΙΔΑΚΩΝ (JETS) ΜΗΧΑΝΙΣΜΟΣ ΒLANDFORD AND ZNAJEK ΦΑΣΜΑΤΙΚΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑΚΗ ΚΑΤΑΝΟΜΗ ΤΩΝ ΒL Lac MIΚΡOMETABLHTOTHTA METABΛHTOTHTA ΣΤΟ ΗΜ ΦΑΣΜΑ 45 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 4: ΦΩΤΟΜΕΤΡΙΑ 4.1 ΒΑΣΙΚΕΣ ΕΝΝΟΙΕΣ ΜΕΘΟΔΟΙ ΦΩΤΟΜΕΤΡΙΑΣ ΣΥΓΚΡΙΣΗ ΔΙΑΦΟΡΙΚΗΣ ΚΑΙ ΑΠΟΛΥΤΗΣ ΦΩΤΟΜΕΤΡΙΑΣ ΠΡΌΤΥΠΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ ΦΩΤΟΜΕΤΡΙΑΣ ΑΡΧΕΣ ΛΕΙΤΟΥΡΓΙΑΣ ΤΩΝ CCD 56 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 5: : ΠΑΡΑΤΗΡΗΣΕΙΣ ΚΑΙ ΑΝΑΛΥΣΗ ΔΕΔΟΜΕΝΩΝ 5.1 S

6 5.2 ΠΑΡΑΤΗΡΗΣΕΙΣ ΑΡΧΙΚΗ ΕΠΕΞΕΡΓΑΣΙΑ ΕΙΚΟΝΩΝ ΦΩΤΟΜΕΤΡΙΑ ΚΑΘΟΡΙΣΜΟΣ ΑΣΤΡΙΚΟΥ ΚΕΝΤΡΟΥ ΥΠΟΛΟΓΙΣΜΟΣ ΔΙΑΣΤΑΣΕΩΝ ΑΣΤΡΙΚΟΥ ΕΙΔΩΛΟΥ ΥΠΟΛΟΓΙΣΜΟΣ ΤΟΥ ΥΠΟΒΑΘΡΟΥ ΤΟΥ ΟΥΡΑΝΟΥ ΑΘΡΟΙΣΗ ΦΩΤΟΣ ΒΑΘΜΟΝΟΜΗΣΗ ΤΟΥ ΣΥΣΤΗΜΑΤΟΣ ΠΑΡΑΤΗΡΗΣΗΣ ΕΥΡΕΣΗ ΦΩΤΟΜΕΤΡΙΚΟΥ ΜΕΓΕΘΟΥΣ ΤΩΝ ΣΤΑΘΕΡΩΝ 83 ΑΣΤΕΡΙΩΝ ΤΟΥ ΠΕΔΙΟΥ ΤΟΥ S ΥΠΟΛΟΓΙΣΜΟΣ ΦΩΤΟΜΕΤΡΙΚΩΝ ΜΕΓΕΘΩΝ ΤΟΥ S ΔΙΟΡΘΩΣΗ ΜΕΣΟΑΣΤΡΙΚΗΣ ΣΚΟΝΗΣ ΜΕΤΑΤΡΟΠΗ ΦΑΙΝΟΜΕΝΟΥ ΜΕΓΕΘΟΥΣ ΣΕ ΡΟΗ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑΣ ΔΙΟΡΘΩΣΗ ΤΗΣ ΡΟΗΣ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑΣ ΤΟΥ ΓΑΛΑΞΙΑΚΟΥ 88 ΠΥΡΗΝΑ ΑΠΟ ΤΟΝ ΞΕΝΙΟ ΓΑΛΑΞΙΑ ΚΕΦΑΛΑΙΟ 6: ΑΝΑΛΥΣΗ ΠΑΡΑΤΗΡΗΣΕΩΝ ΚΑΙ ΤΕΛΙΚΑ 89 ΣΥΜΠΕΡΑΣΜΑΤΑ ΠΑΡΑΡΤΗΜΑ 102 ΒΙΒΛΙΟΓΡΑΦΙΑ 115 6

7 «Γαλαξίας εστί πολλών και μικρών και συνεχών αστέρων, συμφωτιζομένων αλλήλοις, συναυγασμός δια την πύκνωσιν» Δημόκριτος ( π.χ.) ΕΙΣΑΓΩΓΗ Η ιστορία της σύγχρονης αστροφυσικής περιέχει την μελέτη ενός δυναμικά εξελισσόμενου Σύμπαντος. Μελετώντας το αρχέγονο φως που φτάνει από τα μακρινά σημεία του ορατού Σύμπαντος μπορούμε να εξετάσουμε πως ήταν και πώς συμπεριφερόνταν οι γαλαξίες στα πρώτα τους χρόνια. Αυτές οι παρατηρήσεις, που είναι δυνατές λόγω του τεχνολογικού εξοπλισμού που διαθέτουμε, στην εξωγαλαξιακή αστρονομία δημιουργούν καινούρια ερωτήματα. Το σημαντικό βήμα για την εξέλιξη της αστροφυσικής στη μελέτη των γαλαξιών ήταν το 1920, όταν οι δύο διαφορετικές απόψεις που επικρατούσαν εκείνη την εποχή τέθηκαν σε αντιπαράθεση. Ο Shapley ισχυριζόταν ότι υπάρχει ένας τεράστιος γαλαξίας που περιελάμβανε στο εσωτερικό του ακόμη και τους «νεφελοειδείς», ενώ ο Curtis υποστηρικτής της δεύτερης άποψης, ισχυριζόταν ότι είχαμε να κάνουμε με έναν σχετικά μικρό Γαλαξία και ότι οι «νεφελοειδείς» αποδείκνυαν την ύπαρξη μιας πλειάδας παρόμοιων αστρικών πολιτειών πέρα και μακριά από τον δικό μας. Όπως συμβαίνει συνήθως σε τέτοιες περιστάσεις και οι δύο επιστήμονες είχαν δίκιο και άδικο. Γιατί σύντομα ανακαλύφθηκε ότι και ο Γαλαξίας μας είναι πραγματικά τεραστίων διαστάσεων αλλά και ότι το Σύμπαν είναι ακόμη πιο τεράστιο, περιλαμβάνοντας στο εσωτερικό του 100 δισεκατομμύρια άλλες αστρικές πολιτείες σαν το δικό μας Γαλαξία. Το 1926 ο Edwin Hubble κατέγραψε πλήθος γαλαξιών και έκανε την πρώτη προσπάθεια ταξινόμησης ανάλογα με την εμφάνιση και την μορφή που έχουν. Οι γαλαξίες μπορούν να διαχωριστόυν σε τέσσερις γενικές κατηγορίες: τους ελλειπτικούς, τους σπειροειδείς, τους ραβδωτούς και τους ακανόνιστους. Σε γενικές γραμμές παντως κάθε γαλαξίας αποτελείται απο τρία κύρια τμήματα: Ι) έναν λεπτό δίσκο αποτελούμενο από αστέρες, αέρια και σκόνη ΙΙ) έναν κεντρικό σφαιροειδή πυρήνα που αποτελείται μόνο από αστέρες και ΙΙΙ) ένα διάχυτο σφαιρικό φωτοστέφανο αποτελούμενο από αρχέγονους αστέρες που περιβάλλουν τα ακραία όρια του γαλαξία. 7

8 Λίγα χρόνια αργότερα ο Carl K. Seyfert ανέφερε ότι ένα μικρό ποσοστό γαλαξιών έχουν πολύ λαμπρούς πυρήνες οι οποίοι είναι η πηγή ευρειών γραμμών εκπομπής ενώ φαίνονται να απορροφούν τεράστιες ποσότητες αερίων από τη γύρω περιοχή, εμφανίζοντας συγχρόνως και πίδακες υλικών που εκπέμπονται με ταχύτητες οι οποίες κυμαίνονται από 500 έως χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο. Η βίαιη αυτή δραστηριότητα παρουσιάζεται στην κεντρική τους περιοχή η οποία δεν μπορεί να εξηγηθεί από τις συνηθισμένες αστρικές διεργασίες. Όπως ότι το φάσμα συνεχούς ακτινοβολίας από την κεντρική περιοχή δεν μοιάζει με το φάσμα που προέρχεται από θερμική εκπομπή η οποία αναμένεται λόγω συγκέντρωσης αστέρων στο κέντρο του πυρήνα. Οι πυρήνες των γαλαξιών αυτών ονομάζονται Ενεργοί Γαλαξιακοί Πυρήνες (Active Galactic Nuclei AGN). Τα τελευταία 50 χρόνια η κατηγορία αυτή υπολογίζεται ότι περιλαμβάνει περίπου το 10% όλων των γαλαξιών που υπάρχουν στο Σύμπαν. Η συνεχής αποκρυπτογράφηση των μυστικών των διαφόρων αυτών γαλαξιών είναι μία διαδικασία ενδελεχούς έρευνας και μελέτης η οποία προϋποθέτει την περαιτέρω ανάπτυξη της τεχνολογίας, η οποία με την σειρά της προϋποθέτει ανάπτυξη καινούριων μεθόδων παρατήρησης και καταγραφής των δεδομένων. 8

9 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΚΑΝΟΝΙΚΟΙ ΓΑΛΑΞΙΕΣ 1.1 ΓΕΝΙΚΑ ΧΑΡΑΚΤΗΡΙΣΤΙΚΑ Οι γαλαξίες είναι βαρυτικά συστήματα αστέρων, αερίων και σκόνης. Το σχήμα τους και το μέγεθός τους ποικίλει. Η απλούστερη ταξινόμησή τους έγινε από τον Hubble, κατά την οποία διακρίνονται τέσσερις βασικοί τύποι: οι ελλειπτικοί, οι σπειροειδείς, οι ραβδωτοί και οι ακανόνιστοι (Σχήμα. 1.1) Σχήμα 1.1: Τύποι Γαλαξιών κατά Hubble Οι ελλειπτικοί γαλαξίες δηλώνονται με το γράμμα Ε το οποίο ακολουθείται από τους αριθούς 0 έως 7, έτσι ώστε να γίνεται διακριτή η διαφορά στο ελλειπτικό τους σχήμα. Ένας γαλαξίας Ε0 δεν είναι σχεδόν καθόλου ελλειψοειδής, ενώ ένας γαλαξίας Ε7 είναι ένας επίπεδος πολύ ελλειψοειδής. Οι μικροί ελλειπτκοί είναι γαλαξίες νάνοι και δηλώνονται με de. Οι γίγαντες ελλειπτικοί διακρίνονται με cd. Αυτή η κατηγορία γαλαξιών δεν περιέχει συνήθως μεγάλες ποσότητες μεσοαστρικής ύλης. Οι σπειροειδείς γαλαξίες δηλώνονται με το γράμμα S και περιέχουν έναν κεντρικό πυρήνα ο οποίος περιστοιχίζεται από έναν επίπεδο δίσκο από αστέρες, αέριο 9

10 και σκόνη, τα οποία είναι «οργανωμένα» κατά τέτοιο τρόπο ώστε να σχηματίζουν σπειροειδείς βραχίονες. Κατηγοριοποιούνται ανάλογα με το εύρος της κεντρικής περιοχής (πυρήνας) που μπορεί να έχει ελλειπτικό σχήμα (S, κανονικοί σπειροειδείς) Σχήμα 1.2: Ο γαλαξίας Sombrero (επιμήκης σπειροειδής) σε διάφορα μήκη κύματος. ή να μοιάζει με επιμήκη ράβδο (Sb, ραβδωτοί σπειροειδείς), την περιέλιξη των σπειρών τους και την πυκνότητά τους στους βραχίονες. Ένας γαλαξίας Sa έχει ευρεία κεντρική περιοχή όπου βρίσκεται ο πυρήνας και σχετικά ομαλούς βραχίονες (Σχήμα 1.2). Ένας γαλαξίας Sb έχει μικρότερης έκτασης κεντρική περιοχή και λιγότερο απλωμένους βραχίονες οι οποίοι περιέχουν περιοχές ΗΙΙ και σμήνη νεαρών και θερμών αστέρων. Ένας γαλαξίας Sc έχει την μικρότερη κεντρική περιοχή και οι βραχίονές του κυριαρχούνται από πολυάριθμες περιοχές ΗΙΙ νεαρούς με μεγάλη μάζα αστέρες. Στους ραβδωτούς σπειροειδείς που δηλώνονται με SB, οι σπείρες δεν ξεκινούν ακριβώς από τον γαλαξιακό πυρήνα, αλλά από μία ράβδο η οποία διαπερνά τον πυρήνα. Οι S αντιπροσωπεύουν τα 2/3 του συνόλου των σπειροειδών, ενώ οι Sb το 1/3 των σπειροειδών γαλαξιών. Οι ακανόνιστοι ή ανώμαλοι γαλαξίες (Ιrr,Ιrregular) οι οποίοι δεν έχουν εμφανή πυρήνα ούτε χαρακτηριστική δομή απότελούν το 3% του συνόλου των γαλαξιών και διαχωρίζονται σε ακανόνιστους τύπου Ι «ΙrrΙ» και σε ακανόνιστους 10

11 τύπου ΙΙ «ΙrrΙΙ». Οι ακανόνιστοι γαλαξίες τύπου Ι χαρακτηρίζονται από πρόσφατη ή προοδευτική διαδικασία δημιουργίας αστέρων, κυρίως ΟΒ και περιοχών ΗΙΙ. Οι ακανόνιστοι τύπου ΙΙ φαίνεται ότι έχουν προέλθει ή από την συγχώνευση ή σύγκρουση με γειτονικούς γαλαξίες ή/και βίαιες εσωτερικές δραστηριότητες. 1.2 MILKY WAY Στο Σύμπαν υπάρχουν περίπου γαλαξίες. Σε αυτόν το μεγάλο πλήθος γαλαξιών το μεγαλύτερο ποσοστό είναι σπειροειδείς, ένα μικρότερο ποσοστό είναι ελλειπτικοί και το μικρότερο ποσοστό είναι ακανόνιστοι. Ο Γαλαξίας στον οποίο βρίσκεται το Ηλιακό μας σύστημα είναι ένας τυπικός ραβδωτός σπειροειδής γαλαξίας τύπου SBbc στην ακολουθία Hubble ο οποίος καλείται Milky Way (Σχήμα 1.3). Το όνομά του προέρχεται όπως μπορούμε να διαπιστώσουμε μία καθαρή νύχτα και με Σχήμα 1.3: Ο Γαλαξίας Milky Way σε διάφορα μήκη κύματος 11

12 την βοήθεια μεγάλων χρόνων έκθεσης, από την γαλαξιακή άλω που μοιάζει σαν ποταμός να διασχίζει τον ουρανό. Ο Ήλιος (μαζί και η Γη) βρίσκονται στις παρυφές του Γαλαξία, και έτσι αυτός, καθώς τον κοιτάμε κατά μήκος, φαίνεται να σχηματίζει μία γαλακτόχρωμη αμυδρά φωτισμένη λωρίδα που διασχίζει τον ορατό από τη Γη ουρανό από τη μία άκρη στην άλλη. Εάν μπορούσαμε να τον παρατηρήσουμε βγαίνοντας έξω από αυτόν, θα παρατηρούσαμε ότι παρουσιάζει πολλές ομοιότητες με τον γαλαξία ΝGC Ο γαλαξίας αυτός όπως φαίνεται και στο σχήμα 1.4 είναι σπειροειδής και είναι παρόμοιου μεγέθους με τον δικό μας γαλαξία. Περιέχει ένα μείγμα από νεαρούς σε ηλικία αστέρες στο κυανό μέρος του φάσματος παλαιότερους αστέρες στο κίτρινο. Η συνολική μάζα του ΝGC 7331 καθώς και του Milky Way εκτιμάται ότι είναι της τάξης ηλιακών μαζών. Σχήμα 1.4: Ο γαλαξίας ΝGC 7331 του οποίου η μορφή είναι παρόμοια με τον Milky Way. Απέχει από εμάς 50 εκατομμύρια έτη φωτός και βρίσκεται προς τον αστερισμό Πήγασος. Οι κύριες συνιστώσες του Milky Way είναι ο πυρήνας στο κέντρο του, η διευρημένη κεντρική περιοχή του, οι σπειροειδείς βραχίονες γύρω από τον πυρήνα, και ο δίσκος που περιέχει σφαιρωτά σμήνη αστέρων. Η ακτίνα του δίσκου είναι 20kpc με τον Ήλιο να βρίσκεται σε απόσταση 15 kpc από το κέντρο. Ο δίσκος του Milky Way επιδεικνύει μία σπειροειδή δομή, η οποία εμφανίζεται στην κατανομή των αντικειμένων αντιπροσωπεύοντας την συνιστώσα 12

13 ουδέτερων ατόμων υδρογόνου, περιοχές ΗΙΙ δηλαδή περιοχές με ιονισμένο υδρογόνο καθώς και ανοιχτά αστρικά σμήνη, και συνιστούν τον Πληθυσμό Ι. Σε αντίθεση με τον Πληθυσμό ΙΙ στον οποίο κατατάσσοναται μεγαλύτερης ηλικίας αστέρες και σφαιρωτά σμήνη, τα οποία παρατηρούνται στην γαλαξιακή άλω του Milky Way. Οι σπείρες του Milky Way ονομάζονται ανάλογα με τους παρατηρούμενους αστερισμούς όπως φαίνεται στο σχήμα 1.5. Το Ηλιακό μας σύστημα βρίσκεται στον βραχίονα του Ωρίονα, ανάμεσα στους βραχίονες του Τοξότη και του Πήγασου. Σχήμα 1.5: Ο Γαλαξίας Μilky Way σε κάτοψη 13

14 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΕΝΕΡΓΟΙ ΓΑΛΑΞΙΑΚΟΙ ΠΥΡΗΝΕΣ 2.1 ΓΕΝΙΚΑ ΧΑΡΑΚΤΗΡΙΣΤΙΚΑ Ακόμα κι εάν παίρναμε εικόνες των γαλαξιών με σύγχρονα όργανα σε μεγάλα τηλεσκόπια, θα ήταν δύσκολο να διακρίνουμε τους γαλαξίες που ονομάζονται «ενεργοί» από τους υπόλοιπους κανονικούς γαλαξίες. Αλλά εάν μπορούσαμε να πάρουμε το φάσμα τους θα τους διαφοροποιούσαμε, γιατί οι ενεργοί γαλαξίες εκπέμπουν επιπλέον ακτινοβολία από την αναμενόμενη στα περισσότερα μέρη του φάσματος τους και έχουν ιδιαίτερα φασματικά χαρακτηριστικά. Όπως φαίνεται στο σχήμα 2.1.α όπου παριστάνεται η φασματική ενεργειακή κατανομή (spectral energy distribution, SED) ενός κανονικού γαλαξία, ο γαλαξίας εκπέμπει περισσότερη ενέργεια στο μακρά-υπέρυθρο και στο οπτικό. Σε αντίθεση η SED ενός ενεργού γαλαξία είναι πολύ πιο επίπεδη (σχήμα 2.1.β) γεγονός που δείχνει ότι εκπέμπει πολύ περισσότερη ακτινοβολία στις ακτίνες Χ και στο ραδιοφωνικό μέρος του φάσματος. Κοινό χαρακτηριστικό παρόμοιων με τον εικονιζόμενο στο σχήμα. 2.1.β ενεργών γαλαξιών είναι ότι μέγιστη εκπομπή τους ανήκει στις ακτίνες Χ και στο υπεριώδες (μη σχεδιασμένη κορυφή, γνωστή και ως «μεγάλη κυανή προεξοχή) ενώ άλλοι έχουν μέγιστη εκπομπή στο υπέρυθρο. Σχήμα 2.1.α : H φασματική ενεργειακή κατανομή (spectral energy distribution, SED) ενός κανονικού γαλαξία 14

15 Σχήμα 2.1.β: H φασματική ενεργειακή κατανομή (spectral energy distribution, SED) ενός ενεργού γαλαξία Οι ενεργοί γαλαξίες ανάλογα με τα παρατηρησιακά χαρακτηριστικά διακρίνονται σε τέσσερις κύριες κατηγορίες: γαλαξίες Seyfert ραδιογαλaξίες quasars και blazars. 2.2 ΓΑΛΑΞΙΕΣ SEYFERT Οι γαλαξίες Seyfert διακρίνονται μορφολογικά από τον πολύ λαμπρό ημιαστρικό πυρήνα τους, ο οποίος περιβάλλεται από έναν σπειροειδή γαλαξία. Σύμφωνα με την ταξινόμηση Hubble είναι τύπου Sa ή Sb. Ο πυρήνας αυτός εκλύει ενέργεια της τάξεως της ενέργειας που εκλύεται από όλους τους αστέρες που περιέχονται σε έναν κανονικό γαλαξία, δηλαδή της τάξεως erg s -1. Αυτή η τάξη των ενεργών γαλαξιακών πυρήνων ανακαλύφθηκε από τον Αμερικανό αστρονόμο Carl Seyfert ( ) το 1943 και το φάσμα τους δεικνύει ισχυρές γραμμές εκπομπής, οι περισσότερες των οποίων είναι ευρείες. Λεπτομερέστερες μελέτες ανέδειξαν ότι η τάξη των Seyfert γαλαξιών μπορεί να διαχωριστεί σε δύο βασικές κατηγορίες ανάλογα με το πλάτος των φασματικών γραμμών : τους γαλαξίες Seyfert τύπου 1 (Sy1), όπου υπάρχουν επιτρεπόμενες ευρείες γραμμές εκπομπής με πλάτη της τάξης των km s -1, αλλά και 15

16 Σχήμα 2.2: Στον γαλαξία NGC 7742 διακρίνεται ο πολύ λαμπρός πυρήνας απηγορευμένες «στενές» γραμμές με πλάτη της τάξης των 400 km s -1 (στενές σε σχέση με τις ευρείες, αλλά ευρύτερες από αυτές ενός κανονικού γαλαξία) (Σχήμα 2.2). τους γαλαξίες Seyfert τύπου 1 (Sy2) στους οποίους εμφανίζονται κυρίως οι στενές γραμμές (οι ευρείες είναι ασθενείς ή απούσες). Η ανάλυση των φασματικών γραμμών επιτρέπει τον καθορισμό της πυκνότητας των περιοχών από τις οποίες εκπέμπονται. Οι στενές γραμμές δείχνουν ότι εκπέμπονται από νέφη ιονισμένου αερίου χαμηλής πυκνότητας ne ~ cm -3. Οι ευρείες γραμμές παρατηρούνται από επιτρεπόμενες γραμμές και η απουσία απαγορευμένων γραμμών υποδεικνύει ότι εκπέμπονται από νέφη ιονισμένου αερίου πολύ μεγάλης πυκνότητας ne >10 9 cm -3. Οι πολύ υψηλές ταχύτητες της περιοχής ευρειών γραμμών εκπομπής (Broad Line Region BLR) υποδεικνύουν ότι τα νέφη που παράγουν αυτές τις γραμμές κινούνται ταχύτατα, άρα βρίσκονται πολύ κοντά σε ένα ισχυρό βαρυτικό δυναμικό. Άλλα αξιοσημείωτα χαρακτηριστικά όλων των 16

17 Σχήμα 2.3: Τα φάσματα γαλαξιών Seyfert τύπου 1 και 2 Seyfert γαλαξιών είναι: 1. Μεγάλη μεταβλητότητα κυρίως στο οπτικό μέρος του φάσματος. 2. Σημαντική και πολύ γρήγορη μεταβολή της εκπομπής στην περιοχή των ακτίνων Χ, (οι Sy 1s έχουν μεγαλύτερη εκπομπή σκληρών ακτίνων Χ από ότι οι Sy 2s) 3. Μικρή συνήθως ραδιοφωνική εκπομπή 4. Μεταβλητότητα των φασματικών γραμμών 2.3 ΡΑΔΙΟΓΑΛΑΞΙΕΣ Οι ραδιογαλαξίες (Radiogalaxies, RGs) ανακαλύφθηκαν το , όταν παρατηρήθηκε ραδιοφωνική εκπομπή σε πολύ μακρινές αποστάσεις στο χώρο έξω 17

18 από την έκταση του ορατού ξένιου γαλαξία υπό μορφή ζεύγους ραδιολοβών που εκτείνονται εκατέρωθεν του συμπαγούς πυρήνα. Ο πρώτος ραδιογαλαξίας (και ο λαμπρότερος) είναι ο Κύκνος Α που ακτινοβολεί 10 6 φορές περισσότερο στο ραδιοφωνικό μερος από την εκπομή ενός κανονικού γαλαξία και χαρακτηρίζεται από την παρουσία πίδακα (jet) που συνδέει τον δεξιό ραδιολοβό με τον πυρήνα (Σχήμα 2.4). Η παρουσία πιδάκων είναι κοινό χαρακτηριστικό των ραδιογαλαξιών καθώς σκιαγραφούν τη διαδρομή του εκτινασσόμενου υλικού από τον πυρήνα προς τους λοβούς. Συνήθως οι λοβοί περιέχουν θερμές κηλίδες (hot spots) κατά μήκος του άξονα που τους ενώνει οι οποίες σύμφωνα με το μοντέλο των Blanford, Rees και Σχήμα 2.4: (α) Ο ραδιογαλαξίας Κύκνος Α με δύο λαμπρούς ραδιολοβούς εκατέρωθεν του πυρήνα. Ο λοβός στα δεξιά συνδέεται με τον πυρήνα με ένα στενό πίδακα (β) ο ξένιος γαλαξίας του, ιδιόμορφος γίγαντας ελλειπτικός σε απόσταση 240 Mpc. 18

19 Scheuer τροφοδοτούνται με υψηλής ενέργειας σωματίδια και μαγνητικά πεδία που «ακτινοβολούν» ως πίδακες (jets). Οι ραδιογαλαξίες με διπλούς λοβούς ονομάζονται τύπου Fanaroff Riley τύπου ΙΙ (FRII), ενώ αυτοί στους οποίους η περισσότερη εκπομπή προέρχεται από τους πίδακες, οι οποίοι βρίσκονται κοντά στην κεντρική πηγή είναι συνήθως ασθενέστεροι και καλούνται FRI. Η μεγαλύτερη πλειοψηφία των εξωγαλαξιακών ραδιοπηγών συνδέεται με ελλειπτικούς γαλαξίες. Το οπτικό φάσμα του πυρήνα των ραδιογαλαξιών χαρακτηρίζεται από ισχυρές γραμμές εκπομπής, συνεχή εκπομπή και μεταβλητότητα. Όπως και οι Seyfert με βάση την παρουσία ή μη ευρέων γραμμών διακρίνονται στους ραδιογαλαξίες με ευρείες γραμμές και στους ραδιογαλαξίες με στενές γραμμές. Με βάση τη ραδιοφωτεινότητα οι ραδιογαλαξίες χωρίζονται σε δύο υποκατηγορίες: Πάνω από μια μέση τιμή φωτεινότητας οι ραδιοπηγές έχουν μία γραμμική απλή δίλοβη μορφολογία ενώ οι περισσότεροι κοντινοί ραδιογαλαξίες που είναι κάτω από το όριο φωτεινότητας τείνουν να έχουν περισσότερο ή λιγότερο ασαφή μορφολογία. Η μορφή του φάσματός τους καθώς και η υψηλή πόλωση της ραδιοακτινοβολίας τους είναι ενδείξεις ότι πρόκειται για ακτινοβολία σύγχροτρο που προέρχεται από τα σχετικιστικά σωματίδια που κινούνται σε μαγνητικά πεδία περίπου 10-4 G -στις θερμές κηλίδες- και 10-6 G -στους λοβούς. Γενικά οι οι δίλοβες ραδιοπηγές αποτελούν τα εγγενώς φωτεινότερα κι άρα ενεργητικότερα αντικείμενα του Σύμπαντος. Είναι αρκετά συχνές οι περιπτώσεις που παρατηρούνται δύο ή περισσότερες διαχωρισμένες συνιστώσες που αποχωρίζονται σε διάστημα λίγων ετών κινούμενες με υπερφωτεινές ταχύτητες όπως στην περίπτωση της λαμπρότερης ραδιοπηγης 3C273. H ερμηνεία του φαινομένου είναι κινηματική και αναλύεται στο. 2.4 QUASARS H τάξη των ενεργών γαλαξιών που μας έχει δώσει τις περισσότερες πληροφορίες για την εξέλιξη του Σύμπαντος, και που συνεχίζει να μας δίνει μέχρι σήμερα είναι τα quasars. Όπως μαρτυρεί το ακρωνύμιό τους (QUAsiStellAr Radio Source) το 1960 που πρωτοανακαλύφθηκε ένα τέτοιο αντικείμενο θεωρήθηκε ημιαστρική πηγή (3C273). Με την εξήγηση του αινιγματικού οπτικού φάσματος των quasars από τον Μ. Schmidt το 1963 με βάση την μετατόπιση στο ερυθρό (z=0.158), 19

20 και την κοσμολογική ερμηνελια της τα quasars θεωρούνται οι πιο απομακρυσμένες πηγές που εκλύουν τεράστια ποσά ενέργειας. Με την ανακάλυψη κι άλλων quasars λόγω της διαφορετικής έντασης ακτινοβολίας στις ραδιοσυχνότητες η τάξη των quasars χωρίστηκε σε δύο υποκατηγορίες τα QSOs (quasi stellar objects) και τα QSRs (quasi stellar radio sources). Τα αντικείμενα QSOs υποδηλώνουν τις ασθενείς ραδιοπηγές ενώ τα QSR χαρακτηρίζουν τις ισχυρές ραδιοπηγές (Σχήμα). Τυπικές φωτεινότητες στο οπτικό μέρος για τα QSOs είναι της τάξης των erg s -1 ενώ στις ακτίνες Χ πιθανόν να φτάνει και τα erg s -1 Σχήμα 2.5: Τυπικές φασματικές κατανομές για ραδιοήσυχα (κυανή γραμμή)και ραδιο-ισχυρά (ερυθρή γραμμή) quasars. Οι δύο καμπύλες είναι παρόμοιες εκτός από το ραδιοφωνικό μέρος Λεπτομερείς μελέτες των QSO έδειξαν ότι η φασματική ενεργειακή κατανομή αυτών, ακολουθεί ένα νόμο δύναμης της μορφής F v ~ v -1 κυρίως ανάμεσα στο υπέρυθρο και στο υπεριώδες μέρος του φάσματος. Αναλυτικότερες μελέτες ανέδειξαν ότι ένα ποσοστό των QSO παρουσιάζει έντονη μεταβλητότητα γεγονός που εδραίωσε μία νέα κατηγορία τα OVV (Optically Violently Variable) quasars. Τα αντικείμενα αυτά παρουσιάζουν μεταβλητότητα κατά έναν παράγοντα 2 κατά την διάρκεια ενός έτους ή μεταβολή στο παρατηρούμενο μέγεθος 0.1 mag κατά την διάρκεια μερικών ημερών. Αυτά τα OVV έχουν ραδιοεκπομπή που κυριαρχείται από ένα επίπεδο φάσμα (flat spectrum) και γι αυτό συνήθως καλούνται ως FSRQ (Flat Spectrum Radio Quasars). 20

21 Παρ όλο που στα περισσότερα QSO η πόλωση στο οπτικό μέρος του φάσματος δεν είναι τόσο έντονη, σε ένα μικρό ποσοστό παρατηρείται έντονη γραμμική πόλωση. Η παρατήρηση της υψηλής πόλωσης κατατάσει τα αντικείμενα αυτά ( HPQ High Polarization Quasar) στο ίδιο γκρουπ με τα OVV/FRSQ. Σήμερα τα Quasars και τα QSO θεωρούνται οτι αποτελούν τους ενεργούς πυρήνες των γαλαξιών. 2.5 ΒLAZARS Τα αντικείμενα blazars έχουν την εμφάνιση αστέρα -όπως και τα quasars- αλλά συνιστούν την πιο πρόσφατη υποκατηγορία ενεργών γαλαξιών με τα εξής αξιοσημείωτα γνωρίσματα όπως : Ισχυρή πόλωση Έντονη μεταβλητότητα σε όλες τις περιοχές του φάσματος (απ όλους τους ΑGN) και ιδιαίτερα στην περιοχή του οπτικού και του υπερύθρου, σε χρονική κλίμακα ημερών ή και λιγότερο. Ισχυρή ραδιοεκπομπή και ραδιοφάσμα επίπεδης μορφής Με βάση τα παραπάνω χαρακτηριστικά αλλά και διαφορές στην παρατηρούμενη φωτεινότητα, στην ερυθρομετατόπιση και στην μορφή της εκτεταμένης ραδιοφωνικής ακτινοβολίας διακρίνονται σε δύο κύριες υποκατηγορίες Αντικείμενα BL Lac τα οποία χαρακτηρίζονται από απουσία γραμμών εκπομπής στο φάσμα τους (ή ασθενή γραμμική εκπομπή) και σχετικά μικρή ερυθρομετατόπιση. Το όνομά τους προέρχεται από το πρώτο αντικείμενο ΒL Lacertae που παρατηρήθηκε (1929) στον αστερισμό της Σαύρας (Lacerta) το οποίο θεωρήθηκε ότι ήταν ιδιόρρυθμος μεταβλητός αστέρας (γι αυτό ακολούθησε και την ονοματολογία των μεταβλητών) στον οποίο απουσίαζαν οι αστρικές γραμμές απορρόφησης. Το 1970 όμως διαπιστώθηκε ότι πρόκειται για μια λαμπρή μεταβλητή ραδιοπηγή με z=0.07. Τα BL Lac αντικείμενα χαρακτηρίζονται από ισχυρή ραδιοφωνική εκπομπή και εκπομπή στην περιοχή των ακτίνων Χ. Οι ξένιοι γαλαξίες που έχουν αναγνωριστεί από το HST (περίπου 70) είναι συνήθως ελλειπτικοί και οι αστρικές γραμμές απορρόφησής τους οδηγούν στην επιβεβαίωση της ερυθρομετατόπισης των ΒL Lac. 21

22 Οπτικά βίαια μεταβλητά αντικείμενα (OVVs) τα οποία είναι παρόμοια με τα BL Lac αλλά χαρακτηρίζονται από ισχυρότερες γραμμές εκπομπής μεγάλου πλάτους και μεγαλύτερες ερυθρομετατοπίσεις. Συνήθως περιλαμβάνουν και τα FRSQ/HPQs. Από τα 80 blazars που έχουν ανιχνευθεί από το πείραμα EGRET στο Διαστημικό Παρατηρητήριο Ακτίνων γ Compton (Compton Gamma-Ray Observatory) τα περισσότερα (περίπου 80 %) είναι FSRQ, ενώ τα υπόλοιπα είναι αντικείμενα BL Lac. Ιδιαίτερο χαρακτηριστικό των blazars είναι η εκπομπή τους υπό μορφή πίδακα που εξέρχεται από την κεντρική περιοχή του ενεργού γαλαξία, με πολύ μικρή γωνία (σχήμα 2.6). Σχήμα 2.6 : Καλλιτεχνική απεικόνιση blazar, υψηλά ενεργειακά σωματίδια κινούνται στον πίδακα, προς την ευθεία οράσεως (Γη). 2.6 ΜΟΝΤΕΛO ΕΝΟΠΟΙΗΣΗΣ ΤΩΝ ΑGN ΜΕΓΕΘΟΣ ΤΩΝ AGN Για όλους τους τύπους AGN που περιγράψαμε στο προηγούμενο κεφάλαιο, η εκπομπή ενέργειας προέρχεται από το κεντρικό μέρος τους. Η εμφάνιση των AGNs ως σημειακών πηγών στο οπτικό μέρος, η συμπαγής εμφάνισή τους ακόμα και με τεχνικές συμβολομετρίας πολύ μεγάλης βάσης (VLBI)-που μπορούν να διακρίνουν γωνιακά μεγέθη έως και 100 φορές μικρότερα- σε συνδυασμό με τη μεταβλητότητά τους θέτει ένα κατώτερο όριο στο μέγεθος τους. 22

23 Η κλίμακα της διακύμανσης μας δίνει την μεγαλύτερη δυνατή διάμετρο του αντικειμένου δεδομένου ότι η ταχύτητα του φωτός είναι πεπερασμένη και χρειάζεται ένα πεπερασμένο χρονικό διάστημα για το φως για να ταξιδέψει κατά μήκος του αντικειμένου. Θεωρώντας ότι ένα αντικείμενο παράγει λαμπρότητα παντού ταυτόχρονα, ο χρόνος που χρειάζεται για καταγραφεί η πληροφορία οποιασδήποτε αλληλεπίδρασης δίνεται από το λόγο της διαμέτρου / ταχύτητα φωτός. Σχήμα 2.7: Tο φως από το σημείο Β θα φτάσει στον παρατηρητή με χρονικη καθυστέρηση Δt=R/c αργότερα απ ότι το φως από το Α. Όπως φαίνεται παραστατικά στο σχήμα 2.7, το χρονικό διάστημα στο οποίο φτάνει η πληροφορία που εκπέμπεται από τα αντιδιαμετρικά σημεία Α και Β ενός αντικειμένου είναι μεγαλύτερος για το μεγαλυτέρων διαστάσεων αντικείμενο (δεύτερο). Αυτό σημαίνει ότι το φως από το σημείο Β θα φτάσει στον παρατηρητή με χρονικη καθυστέρηση Δt=2R/c αργότερα απ ότι το φως από το Α. Άρα όσο πιο γρήγορες είναι οι διακυμάνσεις της λαμπρότητας ενός αντικειμένου τόσο μικρότερες πρέπει να είναι οι διαστάσεις του και διακυμάνσεις που συμβαίνον σε χρονικκό διάστημα μικρότερο από Δt=R/c δεν μπορούν να παρατηρηθούν. Στην περίπτωση των AGN το γεγονός μπορούν να μεταβάλλουν τη λαμπρότητά τους κατά ένα παράγοντα μεγαλύτερο του δύο μέσα σε μικρό χρονικό διάστημα π.χ 10 4 sec για τον MCG όπως φαίνεται στο σχήμα 2.8 αποτελεί ισχυρή ένδειξη ότι η κεντρική μηχανή στον πυρήνα είναι ένα μόνο σώμα μικρών διαστάσεων π.χ 3 x m= 10-4 pc για το MCG

24 Σχήμα 2.8: Παράδειγμα μεταβλητότητας στις ακτίνες X, του γαλαξία Seyfert MCG με παρατηρήσεις του Παρατηρητηρίου Ακτίνων Χ Chandra. Οι πιο γρήγορες μεταβολές είναι θόρυβος αλλά η μεταβολή της ροής φωτονίων σε 10 4 s οφείλεται στην εγγενή μεταβλητότητα του Θα πρέπει να σημειωθεί ότι η μεταβλητότητα που ανιχνεύεται σε όλους τους τύπους AGN εξαρτάται απ το μήκος κύματος στο οποίο παρατηρείται π.χ στην περιοχή των ακτίνων Χ οι μεταβολές είναι ταχύτερες απ ότι στο υπέρυθρο. Άρα η πληροφορία που παίρνουμε αφορά το μέγεθος της περιοχής η οποία εκπέμπει σε μια συγκεκριμένη φασματική περιοχή. Οι παρατηρήσεις δείχνουν ότι θα πρέπει οι περιοχές εκπομπής ακτίνων Χ, οπτικού συνεχούς και του ραδιοσυνεχούς να βρίσκονται σε διαδοχικά μεγαλύτερες αποστάσεις από την κεντρική πηγή όπως φαίνεται στο σχήμα 2.9. Σχήμα 2.9: Σχηματικό διάγραμμα των διαφόρων περιοχών εκπομπής ενός ΑGN 24

25 Τα τεράστια ποσά ενέργειας (>10 45 erg/s) που εκλύονται είναι αναγκαίο να περικλείουν έναν πολύ ισχυρό μηχανισμό παραγωγής ενέργειας καθώς για παράδειγμα τα quasar συνεπάγονται την μετατροπή πολλών ηλιακών μαζών τον χρόνο σε ενέργεια. Οι παραπάνω παρατηρήσεις ενισχύουν το σενάριο σύμφωνα με το οποίο στον πυρήνα των AGN ελοχεύει μία μελανή οπή πολύ μεγάλης μάζας στην οποία η ύλη προσπίπτει στον δίσκο επαύξησης και περιστρέφεται γύρω από αυτήν μέχρι να προσπέσει σε αυτήν. Η επαύξηση ύλης είναι πολύ αποδοτικός μηχανισμός που εξηγεί τις παρατηρούμενες εκροές ενέργειας, καθώς μέρος της προσπίπτουσας μάζας μετατρέπεται σε ακτινοβολία YΠΕΡΜΑΖΙΚΕΣ ΜΕΛΑΝΕΣ ΟΠΕΣ Μία μελανή οπή είναι ένα σώμα με τόσο ισχυρό βαρυτικό πεδίο σε τόσο μικρές διαστάσεις που ούτε το φως δεν μπορεί να δραπετεύσει. Το υλικό μιας μελανής οπής περιέχεται σε τόσο μικρή ακτίνα ώστε η βαρύτητα στην «επιφάνεια» της, που ονομάζεται «ορίζοντας γεγονότων» κάνει την ταχύτητα διαφυγής να είναι μεγαλύτερη απ την ταχύτητα του φωτός. Η ακτίνα του ορίζοντα γεγονότων ονομάζεται ακτίνα Schwarzschild και δίνεται από τη σχέση R s = 2GM BH / c 2 Με βάση την παρατηρούμενη μεταβλητότητα των AGN σε κλίμακα π.χ μίας ημέρας και υιοθετώντας διάσταση R s =3 x m προκύπτει ότι η μάζα της μελανής οπής θα είναι ~ 10 8 Μ. Μια τέτοια τιμή είναι περίπου 10 7 φορές μεγαλύτερη από τις παρατηρηθείσες μελανές οπές των διπλών συστημάτων που εκπέμπουν ακτίνες Χ και οι οποίες αποτελούν τα αστρικά πτώματα μάζας >3.2 Μ αστέρων μεγάλης μάζας 1 Το αέριο και οι αστέρες που βρίσκονται ή μετά από αλληλεπιδράσεις θα βρεθούν κοντά στη μελανή οπή αναμένεται να κινηθούν σε τροχιά γύρω από το βαρυτικό πεδίο της και λόγω της διαφορικής περιστροφής τους θα σχηματιστεί 1 Ένα αστέρι στο τέλος των πυρηνικών καυσίμων του καταρρέει λόγω της βαρυτικής δύναμης η οποία υπερνικά την πίεση στο εσωτερικό του αστέρος κι έτσι τα εξωτερικά στρώματα του αρχίζουν να καταρρέουν προς το κέντρο. Η ολοκληρωτική έλλειψη πιέσεως του αστέρος και η κατάρρευσή του υπό την επίδραση του βάρους του θα μετατρέψει τον αστέρα σε «αστρικό πτώμα» η τελική κατάληξη του οποίου εξαρτάται από τη μάζα του αστέρα που έχει μετά το τέλος των πυρηνικών του καυσίμων. Αν ο αστέρας μετά το τέλος των πυρηνικών του καυσίμων έχει μάζα που είναι μικρότερη των 1.4 Μ τότε ο αστέρας θα μεταπέσει σε λευκό νάνο, αποτελούμενος από εκφυλισμένο ηλεκτρονικό αέριο, αν έχει μάζα μικρότερη των 3.2 Μ θα καταλήξει σε αστέρα νετρονίων, αποτελούμενο από εκφυλισμένο αέριο νετρονίων, ενώ αν έχει μάζα μεγαλύτερη των 3.2 Μ θα μεταπέσει σε μελανή οπή, σε αστρικό πτώμα με ισχυρό βαρυτικό πεδίο. 25

26 περιστρεφόμενος δίσκος επαύξησης (accretion disk) έξω από τον ορίζοντα γεγονότων. Καθώς το αέριο περιστρέφεται και επαυξάνεται στο δίσκο θερμαίνεται λόγω τριβής και ακτινοβολεί σε απόσταση έως και πέντε ακτίνες Schwarzschild. Η ενέργεια που απελευθερώνεται κατά την πρόσπτωση ύλης και τροφοδοτεί τους AGNείναι L GM M/ R όπου M & ο ρυθμός επαύξησης ύλης. Θα πρέπει να σημειωθεί ότι το όριο της μάζας της μελανής οπής επιβάλλεται από το γεγονός η παραγόμενη ισχύς θα πρέπει να είναι μικρότερη από το όριο Eddington που δίνεται απ τη σχέση L E (W) =1.3 x M (Μ ) και το οποίο αποτελεί και το πρακτικά ανώτερο όριο της φωτεινότητας μιας μελανής οπής μάζας Μ. Για L E =10 38 W=10 45 erg/s προκύπτει Μ= 7.7 x10 6 Μ. Εάν το ποσοστό επαύξησης της ύλης που προσπίπτει σε μία υπέρμαζη μελανή οπή είναι M = 10 M / yr με αποδοτικότητα ε = 0.06 τότε έχουμε ακτινοβολία L = 3 x erg s -1 που είναι μια τυπική ακτινοβολία για έναν quasar. Aνακεφαλαιώνοντας, το όριο Eddington σημαίνει ότι η παρατηρούμενη φωτεινότητα των quasars απαιτεί μια επαυξάνουσα μελανή οπή με μάζα της τάξης του 10 8 Μ, ρυθμό επαύξησης 1 Μ κι ακτίνα της τάξης των R s =3 x m. 2.7 ΕΝΟΠΟΙΗΜΕΝΟ ΜΟΝΤΕΛΟ Σύμφωνα με το πρώτο μοντέλο ενοποίησης όλα τα AGN έχουν στον πυρήνα τους μία υπέρμαζη μελανή οπή η οποία ήταν υπεύθυνη για τα τεράστια ποσά ενέργειας που παρατηρούνταν και η οποία περιβάλλεται από ένα τόρο σκόνης. Μελετώντας λεπτομερέστερα τις τάξεις των AGN η ενοποίηση που προτείνονταν δεν ήταν τόσο ξεκάθαρη. Η βασική ιδέα της εκδήλωσης κι άρα της παρατήρησης διαφορετικών χαρακτηριστικων ανάλογα με τη γωνία παρατήρησης του AGN (ευθεία οράσεως), έδωσε καινούρια ώθηση στο μοντέλο ενοποίησης. Σύμφωνα με αυτό όλοι οι ραδιοϊσχυροί AGN μπορούν να ενοποιηθούν υπό την προϋπόθεση ότι παρατηρούνται με προσανατολισμό προς την διεύθυνση του πίδακα ο οποίος παίζει τον κυρίαρχο ρόλο. Αλλά και οι ραδιοήσυχοι AGN μπορούν να ενοποιηθούν κάτω από το πρίσμα της παρατήρησης με κατεύθυνση όπου ο τόρος σκόνης, που αποκρύπτει τον πυρήνα, παίζει τον κυρίαρχο ρόλο. 26

27 Ραδιοήσυχοι (Radio Quiet) AGN: H κυριότερη ένδειξη ότι οι διαφορές ανάμεσα στους Seyfert τύπου 1 και Seyfert τύπου 2 γαλαξίες μπορούν να εξηγηθούν λόγω διαφορετικών γωνιών παρατήρησης, προέκυψε από την ανακάλυψη ότι η πολωμένη εκπομπή μερικών Sy2 έδειξαν την παρουσία ευρέων γραμμών οι οποίες ήταν «κρυμμένες» από τις πολύ πιο ισχυρές στενές γραμμές. Αυτό ερμηνεύθηκε ότι ο παρατηρητής δε μπορούσε να δει άμεσα την BLR σε έναν Sy2, η οποία όμως περιοχή υπήρχε, αλλά συνήθως αποκρύπτονταν από έναν οπτικά παχύ τόρο, ο οποίος ήταν μεγαλύτερος της BLR αλλά μικρότερος της NLR. Γι αυτό το λόγο από κοινού Sy2 s και Sy1 s καταδεικνύουν στενές γραμμές, αλλά μόνο οι Sy1 s μας επιτρέπουν την παρατήρηση των BLR. Ο αδιαφανής δίσκος, ο οποίος πιθανότατα αποτελείται από μικρότερα και ψυχρότερα νέφη που περιέχουν σκόνη κατά μήκος μιας τοροειδούς ζώνης, εξηγεί γιατί το μη θερμικό συνεχές στο οπτικό δεν είναι ορατό ή πολύ ασθενές στους Sy2 s και γιατί ληταν πιο ασθενείς πηγές ακτίνων Χ. Οι στατιστικές μελέτες υπέδειξαν ότι εάν παρατηρήσουμε με γωνία ~40 ο από τον άξονα του τόρου θα δούμε έναν AGN με χαρακτηριστικά τύπου 1 Seyfert ενώ για μεγαλύτερς γωνίες λαμβάνοντας υπ όψιν και τη συμβολή του τόρου παρατηρούμε Seyfert τύπου 2. Η κύρια διαφορά των Seyfert τύπου 1 και των QSO είναι ότι παρ όλο που τα φάσματά τους έχουν την ίδια μορφή η συνολική ισχύς που εκπέμπουν διαφέρει. Μία δεύτερη διαφορά είναι ότι στις μεγαλύτερες χρονικές κλίμακες το όριο αλλαγής της φωτεινότητάς τους διαφέρει. Μπορούμε να ενοποιήσουμε αυτές τις δύο κατηγορίες AGN με την προϋπόθεση ότι τα QSO διακρίνονται για το υψηλότερο ποσοστό προσαύξησης στις υπέρμαζες μελανές οπές και ότι για τους Sy1 s και για τα QSO μπορούμε να παρατηρήσουμε τη συνεχή συνιστώσα και τις BLR. Όλα τα μεγέθη και οι διαστάσεις είναι μεγαλύτερα για τα QSO από ότι στους Sy1 s. Για παράδειγμα Μ BH,SY ~ M סּ ενώ M BH,QSO ~ M סּ για αυτό το μοντέλο ενοποίησης. Σε αυτό το μοντέλο κυρίαρχη είναι η άποψη ότι τα QSO αξελίσσονται σε Seyfert τύπου1. Αλλά το μεγαλύτερο πρόβλημα αυτού του μοντέλου ενοποίησης είναι ότι δεν έχουμε ανάλογη εικόνα για τα Seyfert 2s λόγω του ότι δεν έχουν παρατηρηθεί ανάλογα quasars που θα εξελιχθούν σε τύπου 2, με μόνο ορατές τις στενές γραμμές. Η ανακάλυψη των υπερφωτεινών υπερυθρων γαλαξιών (ultra luminous infrared galaxies,ulirgs) παρέχει μία την δυνατότητα ώστε να είναι οι πιθανοί υποψήφιοι τύπου 2 quasars. Σε πολλούς Seyferts παρατηρήθηκε ότι το πολύ ισχυρά ιονισμένο αέριο βρίσκεται πολύ κοντά στην κεντρική πηγή σε απόσταση ~ pc. Για τις περιοχές των 27

28 στενών γραμμών (NLR) οι παρατηρήσεις αποκαλύπτουν ότι βρίσκονται σε μεγαλύτερες αποστάσεις >10pc. Σχήμα 2.10: Ενοποιημένο μοντέλο των AGN Ραδιοϊσχυροί (Radio Loud) AGN: Στην τάξη αυτή των AGN ανήκουν τα αντικείμενα που παρουσιάζουν κοινές ιδιότητες όσον αφορά την ραδιομορφολογία τους και το φάσμα τους. Οι AGN αυτοί είναι : FR-I (Fanaroff Riley I) radio galaxies οι οποίοι παρουσιάζουν χαμηλές ραδιοφωτεινότητες Lradio < ergs/s, οι FR-II, οι radio loud quasars και τα blazars. H κύρια ένδειξη που ενισχύει ότι όλα τα παραπάνω αντικείμενα AGN συνιστούν μία ενοποιημένη κατηγορία είναι η γωνία παρατήρησης του πίδακα. Οι διάφορες φαινόμενες υπέρφωτες κινήσεις που παρατηρούνται σε πολλά quasars αλλά 28

29 όχι σε FRIIRG s επίσης ενισχύει το μοντέλο ενοποίησης καθώς αποδίδεται στην διεύθυνση του πίδακα. Για τις πιο ασθενείς, στο μοντέλο αυτό, ραδιοπηγές BL Lac η εξήγηση που δίνεται είναι ότι τις παρατηρούμε με γωνία ~10 ο στην ευθεία οράσεως και μάλιστα γίνεται συσχέτιση μεταξύ BL Lac και FRI s αντικειμένων. Αν ισχύει αυτή η ένδειξη τότε όντως τα BL Lac είναι ασθενέσερα από ότι τα άλλα AGN, αλλά η παρατηρούμενη εκπομπή τους ενισχύεται από σχετισκιστικά φαινόμενα που λαμβάνουν χώρα στον πίδακα. Επίσης πιο πρόσφατες μελέτες επισημαίνουν ότι τα OVV s έχουν κοινές ιδιότητες με τα FRIIRG s. Το σενάριο αυτό ενισχύεται αν θεωρήσουμε ότι η εξέλιξη των FRIIRG s δημιουργεί τα OVV s. 2.8 ΕΠΙΚΡΑΤΕΣΤΕΡΟ ΜΟΝΤΕΛΟ ΕΝΟΠΟΙΗΣΗΣ Σύμφωνα με τις ιδιότητες στο με τα πιο πρόσφατα παρατηρησιακά δεδομένα στο οπτικό και στο υπεριώδες το ενοποιημένο μοντέλο θα πρέπει να λάβει υπόψιν:. Περίπου το 15-20% των AGN είναι ραδιοϊσχυροί δηλαδή έχουν ποσοστό ροής στο ραδιοφωνικό (5GHz) προς το οπτικό (Β-band) Fs / FB >10 (Kellermann et al 1989) αν και αυτή η περιοχή αυξάνει με τις φωτεινότητες στο οπτικό (Padovanni 1993, La Franca 1994) και στις ακτίνες Χ (Della Geca 1994) φτάνοντας για παράδειγμα ~50% σε ΜΒ < Με μερικές εξαιρέσεις, στο οπτικό στο υπεριώδες και από το υπέρυθρο στις μαλακές ακτίνες Χ τα φάσματα εκπομπής των ραδιοϊσχυρών και ραδιοήσυχων AGN είναι παρόμοια και πρέπει να παράγονται με περίπου τον ίδιο τρόπο. H εμφάνιση ισχυρής ραδιοφωνικλης ακτινοβολίας πιθανόν να σχετίζεται κατά έναν τρόπο με τον τύπο του ξένιου γαλαξία (Smith 1986) ή με την περιστροφή της μελανής οπής (Blandford 1990), οι οποίοι μάλλον παρέχουν τη δυνατότητα σχηματισμού ισχυρότατων σχετικιστικών πιδάκων. Βασιζόμενοι στα χαρακτηριστικά του φάσματος στην περιοχή του οπτικού και του υπεριώδους οι AGN μπορούν να διαχωριστούν σε τρεις τύπους: 1. Αυτούς με πολύ λαμπρό συνεχές και ευρείες γραμμές εκπομπής από θερμό, πολύ υψηλής ταχύτητας αέριο, πιθανώς ευρισκόμενο πολύ κοντά στο βαρυτιακό δυναμικό της μελανής οπής, γνωστοί ως τύπου 1 AGN. Στο γκρουπ των radio quiet εμπεριέχονται οι Seyfert τύπου 1 γαλαξίες, οι οποίοι έχουν σχετικά χαμηλές φωτεινότητες, και παρατηρούνται σε σχετικά κοντινές αποστάσεις ώστε να ληφθεί υπ όψιν και ο γαλαξίας ξενιστής, και τα υψηλότερης φωτεινότητας ραδιοήσυχα quasars (QSO) τα οποία 29

30 παρατηρούνται σε μεγαλύτερες αποστάσεις. Για το γκρουπ των ραδιοϊσχυρών εμπεριέχονται για τις σχετικά χαμηλές φωτεινότητες οι Broad Line Radio Galaxies (BLRG) και στις υψηλότερες φωτεινότητες οι ραδιοϊσχυροί quasars (Steep Spectrum Radio Quasars SSRQ ή Flat Spectrum Radio Quasars FSRQ). 2. Στους τύπους 2 ΑGN οι οποίοι εμφανίζουν ένα ασθενές συνεχές και μόνο στενές γραμμές εκπομπής που εξηγείται στο γεγονός ότι δεν παρουσιάζουν υψηλής ταχύτητας αέριο ή όπως είναι το επικρατέστερο σενάριο είναι «κρυμμένοι» (obscured) από ένα παχύ τείχος από απορροφητικό υλικό. Οι ραδιοήσυχοι τύπου 2 AGN είναι οι γαλαξίες Seyfert 2 στις χαμηλές φωτεινότητες. Για τις υψηλές φωτεινότητες δεν είναι τόσο ξεκάθαρο με τους πιθανότερους υποψηφίους πάντως να είναι οι infrared luminous IRAS AGN οι οποίοι επιδυκνύουν κάποια αξιοσημείωτα χαρακτηριστικά τύπου 2 στο φάσμα τους. Για τους radio loud τύπου 2 AGN συγκαταλλέγονται οι Narrow Line Radio Galaxies (NLRG) οι οποίοι εμπεριέχουν δύο διακριτούς μορφολογικολυς τύπους: τους χαμηλής φωτεινότητας Fanaroff Riley τύπου 1 ραδιογαλαξίες, οι οποίοι επιδεικνύουν συχνά συμμετρικούς ραδιοπίδακες των οποίων η ένταση ελαττώνεται καθώς απομακρυνόμαστε από τον πυρήνα, και στους υψηλής φωτεινότητας Fanaroff Riley τύπου ΙΙ ραδιογαλαξίες οι οποίοι επιδεικνύουν θερμές κηλίδες. 3. Ένας μικρός αριθμός AGN έχει ιδιαίτερα και αξιοσημείωτα χαρακτηριστικά στο φάσμα. Τους αποκαλούμε τύπου 0 AGN και σχετίζονται με την μικρή γωνία στην ευθεία οράσεως ( κοντά στους 0 βαθμούς) Αυτού του τύπου AGN εμπεριέχουν τα αντικείμενα BL Lacertae τα οποία είναι ραδιοήσυχα ΑGN, τα οποία δεν εμφανίζουν ισχυρές γραμμές εκπομπής ή συνιστώσες απορρόφησης. Επιπλέον περίπου το 10% των radio quiet AGN έχουν ασυνήθιστες ευρείες γραμμές στο οπτικό και στο υπεριώδες και είναι γνωστά ως Broad Absorption Line (BAL) quasars (Tumshek 1984) Ένα υποσύνολο των τύπου 1 quasars που εμπεριέχει τα OVV, τα HPQ και τα Core Dominated Quasars (CDQ) ή FSRQ πιθανών να παρατηρούνται υπό μικρή γωνία στην ευθεία οράσεως. Το συνεχές τους παρουσιάζει έντονες ομοιότητες με αυτό των αντικειμένων BL Lac. Όπως και στα BL Lac έτσι και στο παραπάνω υποσύνολο είναι χαρακτηριστική η πολύ γρήγορη μεταβλητότητα και η υψηλή πόλωση και οι 30

31 πολύ υψηλές επιφανειακές λαμπρότητες (brightness temperatures) και υπέρφωτες ταχύτητες. Γι αυτό το λόγο συνολικά τα BL Lacs και τα FSRQ ονομάζονται blazars. Σχήμα 2.11 : Επικρατέστερο μοντέλο ενοποίησης 2.9 ΠΑΡΑΤΗΡΗΣΕΙΣ ΥΠΕΡΜΑΖΙΚΩΝ ΜΕΛΑΝΩΝ ΟΠΩΝ Αν και ο τόρος σκόνης του ενοποιημένου μοντέλου των AGN δεν μπορεί να αναλυθεί ακόμα και σε εικόνες υψηλής διακριτικής ανάλυσης, σε πολλούς γαλαξίες υπάρχουν ενδείξεις της παρουσίας ενός εκτεταμένου δίσκου αερίου και σκόνης γύρω από τον πυρήνα, όπως στον NGC 4261 (3C 270) που βρίσκεται σε απόσταση 31 Mpc (σχήμα 2.12). Με βάση τις παρατηρούμενες ταχύτητες περιστροφής αστέρων και αερίου γύρω από το κέντρο των γαλαξιών μπορεί να υπολογιστεί η μάζα της κεντρικης πηγής τους. Το μέγεθος των νεφών BLR έχει προσδιοριστεί για αρκετούς Seyferts με την βοήθεια της 31

32 τεχνικής «reverberation mapping» δηλαδή την χρονική υστέρηση των μεταβολών των γραμμών σε σχέση με το οπτικό συνεχές. Για τον NGC 4151 (Sy1) προκύπτει ότι θα πρέπει να βρίσκεται σε απόσταση 10 ημερών φωτός από την κεντρική πηγή και δεδομένου ότι το πλάτος των γραμμών είναι της τάξης των 7000 km/s προκύπτει ότι το η μάζα της κεντρικής πηγής θα πρέπει να είναι Μ~ r υ 2 /G~ 10 8 Μ סּ... Σχήμα 2.12: Αριστερά : Παρατήρηση του δίσκου επαύξησης του ραδιογαλαξία NGC 4261 στο ραδιοφωνικό (ερυθρό) και στο οπτικό (λευκό) μέρος του φάσματος από επίγεια τηλεσκόπια. Δεξιά: Εικόνα του δίσκου επαύξησης του ραδιογαλαξία NGC 4261 στο οπτικό μέρος του φάσματος από το HST (NASA/STScI) αποκαλύπτει την παρουσία δίσκου σκόνης Το 2005 ο δορυφόρος Chandra ανακάλυψε ότι περισσότεροι από 50 υπέρμαζοι αστέρες, με μάζα Μ סּ, ήταν συγκεντρωμένοι σε ένα δαχτυλίδι σκόνης στο κέντρο του Γαλαξία Milky Way όπου πιθανολογείται ότι κυριαρχεί μία υπέρπυκνη μελανή οπή. Οπως παρατηρούμε και στο παρακάτω σχήμα 2.13, οι μεταβλητές πηγές ακτίνων Χ, (Α-D), πιθανότατα μελανές οπές ή αστέρες νετρονίων σε δυαδικά συστήματα, διαγράφουν τροχιές γύρω από την υπέρπυκνη μελανή οπή που βρίσκεται στο κέντρο του Milky Way. 32

33 Σχήμα 2.13: Το κέντρο του Milky Way από το Chandra (επάνω εικόνα). Οι 4 παρατηρούμενες πηγές ακτίνων Χ στο δαχτυλίδι σκόνης (εικόνα κάτω). Η υπέρμαζη μελανή οπή βρίσκεται στον SgrA* προς τον αστερισμό του Τοξότη (Sagittarius). Από τις τροχιές των αντικειμένων έχει προσδιορισθεί ότι η μελανή οπή στο κέντρο του Milky Way έχει μάζα 3.7 x10 6 Μ סּ και το μέγεθός της είναι μικρότερο από την έκταση του Ηλιακού μας συστήματος. Είναι πια σχεδόν βέβαιο ότι οι περισσότεροι γαλαξίες έχουν μία μελανή οπή στο κέντρο τους όπως ο κοντινότερος σπειροειδής στον δικό μας, ο γαλαξίας της Ανδρομέδας (Μ31), μάζας 3x10 7 Μ סּ ακόμα και ο μικρός ελλειπτικός του συνοδός ο Μ32 με μάζα 2x10 6 Μ סּ. Άλλες όμως είναι ενεργές ακτινοβολώντας τεράστια ποσά ενέργειας στις ακτίνες Χ ενώ άλλες είναι ήσυχες μη φανερώνοντας εύκολα την παρουσία τους όπως αυτή στο κέντρο του δικού μας γαλαξία. Άλλοι όμως γαλαξίες, όπως ο κοντινός σπειροειδής Μ33 εάν περιέχει μελανή οπή θα έχει μάζα το πολύ μέχρι 3000 Μ סּ. 33

34 KΕΦΑΛΑΙΟ 3 ΙΔΙΑΙΤΕΡΑ ΧΑΡΑΚΤΗΡΙΣΤΙΚΑ ΤΩΝ ΒLAZARS Η μεταβλητότητα που παρατηρείται αποδίδεται στον πίδακα του blazar που φαίνεται να κινείται προς την κατεύθυνση της Γης, σύμφωνα με το επικρατέστερο μοντέλο της σχετικιστικής ακτινοβολίας (relativistic beaming). Σύμφωνα με αυτό η ταχύτητα του κυρίως τμήματος του πλάσματος από το οποίο αποτελείται ο πίδακας μπορεί να είναι της τάξης (95-99) % της ταχύτητας του φωτός. Αυτή η ταχύτητα δεν είναι η ταχύτητα ενός μεμονωμένου ηλεκτρονίου ή πρωτονίου μέσα στον πίδακα. Τα μεμονωμένα σωμάτια κινούνται σε τυχαίες διευθύνσεις έτσι ώστε το πλάσμα να έχει την παραπάνω ταχύτητα. Η σχέση μεταξύ της φωτεινότητας που εκπέμπεται στο σύστημα αναφοράς του πίδακα και της φωτεινότητας που παρατηρείται από τη Γη εξαρτάται από τα χαρακτηριστικά του πίδακα. Αυτά είναι είτε ότι η φωτεινότητα προκύπτει από το μέτωπο ενός κύματος shock ή μιας σειράς από φωτεινότερα τμήματα του πίδακα, είτε από λεπτομέρειες του μαγνητικού πεδίου μέσα στον πίδακα και την αλληλεπίδρασή του με τα κινούμενα σωματίδια. Μερικά blazars εκπέμπουν το μέγιστο της ενέργειάς τους κοντά στο υπέρυθρο, ενώ άλλα έχουν παρατηρηθεί ότι εκπέμπουν στην περιοχή του υπεριώδους / οπτικού. Ένα επιπλέον αξιοσημείωτο είναι ότι η φασματική ενεργειακή κατανομή ορισμένων blazars κόβεται πολύ απότομα στις υψηλές ενέργειες, ενώ σε ορισμένα άλλα blazars η φασματική ενεργειακή κατανομή εκτείνεται έως τις πολύ υψηλές ενέργεις όπως του Mrk 421 (Petterson). H έντονη μεταβλητότητα που παρατηρείται στα blazars καθώς και η ισχυρή πόλωση ενισχύουν σημαντικά τη μη θερμική φύση του συνεχούς. Οι ροές στο οπτικό των blazars παρατηρούνται να αλλάζουν αρκετά μεγέθη σε κλίμακες χρόνου ωρών έως χρόνων. Επίσης παρατηρείται μικρομεταβλητότητα (microvariability) της τάξεως 0.1 mag σε χρονική κλίμακα ωρών. Οι παρατηρήσεις σε διάφορα σε διάφορα μήκη κύματος δείχνουν ότι οι μεταβλητότητες σε χαμηλότερες ενέργειες (υπεριώδες), ακολουθούν τις μεταβλητότητες στις υψηλότερες ενέργειες, (ακτίνες Χ), με μία καθυστέρηση της τάξεως 2-3 ωρών. Αυτές οι παρατηρήσεις ενισχύουν τον μηχανισμό του σύγχροτρου αυτοαπορροφούμενο Compton SSC. Οι παρατηρήσεις συνφωνούν ότι πρώτα γίνονται αντιληπτές οι μεταβλητότητες στα μικρά μήκη κύματος και μετά από κάποιο χρονικό διάστημα εμφανίζονται σε μεγαλύτερα μήκη κύματος. 34

35 Από τα παραπάνω παρατηρησιακά δεδομένα γίνεται αντιληπτό ότι δεν υπάρχει κάποιο μοντέλο που να εξηγεί τον μηχανισμό που κυριαρχεί σε όλα τα blazars. Το επικρατέστερο σενάριο που εξηγεί επιτυχώς την μεταβλητότητα και την ισχυρή πόλωση εμπεριέχει μέτωπα shock που διαδίδονται σε ένα μη ομογενές πλάσμα, που αποτελεί τον πίδακα. 3.1 YΠΕΡΦΩΤΕΙΝΗ ΚΙΝΗΣΗ (SUPERLUMINAL MOTION) Πολλές είναι οι παρατηρήσεις που καταγράφουν υπέρφωτες ταχύτητες στους πίδακες των blazars. Για την ερμηνεία του φαινομένου αυτού, η οποία δεν αντιβαίνει στους νόμους της Φυσικής είναι η σχετικιστική κίνηση του αερίου κατά μήκος της ευθείας οράσεως. Για την καλύτερη κατανόηση θεωρούμε δύο πηγές που βρίσκονται αρχικά στο σημείο Β την χρονική στιγμή t 1 οι οποίες ανιχνεύονται από έναν παρατηρητή την χρονική στιγμή t 1 καθώς τα φωτόνια έχουν διανύσει την απόσταση AB. Tην χρονική στιγμή t 2 = t 1 + δt μία από τις πηγές μετατοπίζεται σε μία απόσταση uδt. Παρατηρώντας ξανά τις δύο πηγές σε χρόνο t 2, λαμβάνοντας υπ όψιν την απόσταση που διανύουν τα φωτόνια μέχρι να φτάσουν στον παρατηρητή, η απόσταση Σχήμα 3.1 : Υπερφωτεινή κίνηση μεταξύ των σημείων Α και Β είναι D + u δt cosθ, παρ όλα αυτά εξαιτίας της κίνησης της μίας από τις δύο πηγές σε ακτινική διεύθυνση η απόσταση ανάμεσα στον παρατηρητή που βρίσκεται στο σημείο Α και της κινούμενης πηγής στο σημείο Β είναι D. Κατά τη διάρκεια της δεύτερης παρατήρησης η γωνιακή μεταβολή ανάμεσα στις δύο πηγές είναι Δ ϕ = uδ t sin θ D 35

36 Η χρονική στιγμή κατά την οποία ο παρατηρητής μετρά ανάμεσα στις δύο παρατηρήσεις προκύπτει Οπότε t D+ uδ tcosθ = t + και t c ' 1 1 ' ' uδ tcosθ Δ= t t2 t1= t2 t1 = δt(1 βcos θ) c = t + ' 2 2 όπου β = u / c. Οπότε η κάθετη ταχύτητα συμπεραίνεται από τον παρατηρητή ότι είναι uτ D Δφ usinθ βsinθ βτ = = = = c c Δt c(1 β cos θ) 1 βcosθ Όπου β Τ είναι η φαινόμενη ταχύτητα και β η πραγματική ταχύτητα. Παραγωγίζοντας την παραπάνω εξίσωση ως προς την γωνία παρατήρησης θ βτ β cos θ ( βcos θ)( βsin θ) = 2 θ 1 βcos θ (1 βcos θ) Και εξισώνοντας με το μηδέν καταλήγουμε β cos θ(1 βcos θ) = β sin θ= β β cos θ D c Λαμβάνοντας υπ όψιν τον παράγοντα Lorentz γ = (1 β ) Έχουμε β max Τ β (1 β ) = = 2 1 β βγ Οπότε για β-1 έχουμε max β Τ γ το οποίο είναι πολύ υψηλό. Για παρατηρήσεις με μικρή γωνία θ cos 1 β ο παρατηρητής είναι πολύ πιθανό να ανιχνεύσει προβαλλόμενες κάθετες ταχύτητες φαινομενικά παραπλήσιες ή ακόμα και μεγαλύτερες από την ταχύτητα του φωτός της τάξης γ c. Συγκρίνοντας την εκπομπή στην περιοχή των ακτίνων Χ και στο ραδιοφωνικό μπορούμε να εκτιμήσουμε τον παράγοντα Doppler δ ο οποίος δίνεται από την σχέση : όπου γ ο παράγοντας Lorentz Ένας άλλος τρόπος για τον υπολογισμό του παράγοντα Doppler και πιο εύκολος είναι να μετρήσουμε τον χρόνο μεταβλητότητας 36

37 Δt rad = Δt cross / S που είναι Δt = s D / c όπου D είναι η απόσταση s το γωνιακό άνοιγμα και c η ταχύτητα του φωτός και Δt cross είναι ο χρόνος που κάνει να διασχίσει η ακτινοβολία την περιοχή. 3.2 ΕΝΔΕΙΞΕΙΣ ΓΙΑ ΤΗΝ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑ ΣΥΓΧΡΟΤΡΟ ΣΤΟΥΣ ΠΙΔΑΚΕΣ ΤΩΝ ΕΝΕΡΓΩΝ ΓΑΛΑΞΙΩΝ Οι πίδακες των AGN παράγουν ακτινοβολία σύγχροτρο μέσω των σχετικιστικών ηλεκτρονίων που κινούνται στις σπείρες των ασθενών μαγνητικών πεδίων. Η συνεχής εκπομπή στο ραδιοφωνικό μέρος του φάσματος που παρατηρείται στους AGN είναι σύγχροτρο. Μάλιστα σε πολύ ισχυρούς πίδακες είναι δυνατόν να παρατηρήσουμε την ακτινοβολία σύγχροτρο από την εκπομπή στο οπτικό και στις ακτίνες Χ. Αυτό που παρατηρούμε και μας οδηγεί στο να συμπεράνουμε ότι πρόκειται για ακτινοβολία σύγχροτρο είναι: Το φάσμα σχεδόν σε όλα τα μήκη κύματος το οποίο δεν περιέχει γραμμές εκπομπής. Το σχήμα του φάσματος φαίνεται να ακολουθεί έναν νόμο δύναμης (power law) σε μεγάλο εύρος συχνοτήτων. Αν θεωρήσουμε την ροή S v ανά μονάδα συχνότητας από μία πηγή, καταλήγουμε ότι S v ~v -α με το α να κυμαίνεται μεταξύ (Σχήμα 3.2) Στην εκπομπή παρατηρούμε ισχυρή γραμμική πόλωση 37

38 Σχήμα 3.2: Χαρακτηριστικά φάσματα που ακολουθούν νόμο δύναμης Διαμόρφωση φάσματος της ακτινοβολίας σύγχροτρο Για ένα μη σχετικιστικό ηλεκτρόνιο που κινείται σε ελικοειδή τροχιά σε ένα μαγνητικό πεδίο Β ισχύει ο τύπος: e m e υ r 2 = eυ B όπου η γυροσυχνότητα ισούται με : υ eb ω = =. Εάν όμως το ηλεκτρόνιο είναι σχετικιστικό τότε : ω rel r m υ eb = =. r γ m Οπότε ένας παρατηρητής που εξετάζει ένα ηλεκτρόνιο θα παρατηρήσει μία σειρά από παλμούς οι οποίοι εμφανίζονται σε κάθε χρονικό διάστημα 2π / ω rel που έχουν την μορφή του παρακάτω σχήματος. e 38

39 Σχήμα 3.3 : Παλμοί ακτινοβολίας σύγχροτρο από σχετικιστικό ηλεκτρόνιο Για να μελετήσουμε την ακριβή μορφή του παλμού χρειαζόμαστε έναν «σχετικιστικό» μετασχηματισμό για την ισχύ του διπόλου με καλύτερη προσέγγιση χρησιμοποιώντας 1/γ. Υποθέτωντας ότι ο παλμός εκπέμπεται τη χρονική στιγμή t=0 και ο παρατηρητής τον μετρά σε t + = R/c έχοντας διανύσει απόσταση (L-R) οπότε παρατηρείται την χρονική στιγμή t_ =L/u +(R-L)/c. Η διάρκεια του παλμού που L u μετρά ο παρατηρητής είναι Δ t = 1 u c.γνωρίζοντας ότι L και ότι u γω 1rel 1 u 1 2 c 2γ καταλήγουμε ότι η συνολική διάρκεια του παλμού είναι : 2γ 3 ωrel Δ t 1 m ή Δ t e 2. Στην πραγματικότητα όμως δεν παρατηρούμε παλμούς, από ένα 2γ Be ηλεκτρόνιο, αλλά μία υπέρθεση παλμών από το πλήθος των σχετικιστικών σωματιδίων που αποτελούν το πλάσμα. Οπότε χρησιμοποιώντας τους κατάλληλους μετασχηματισμούς Fourier καταλήγουμε στη μορφή του φάσματος που ακολουθεί η ακτινοβολία σύγχροτρο έχοντας λάβει υπ όψιν και τον παράγοντα Lorentz γ. 39

40 Σχήμα 3.4: Φάσμα σύγχροτρο από κατανομή ηλεκτρονίων με μέγιστο στο γω rel 3.3 MΟΝΤΕΛΑ ΔΗΜΙΟΥΡΓΙΑΣ ΠΙΔΑΚΩΝ (JETS) Το κύριο ερώτημα πώς δημιουργείται ο πίδακας και ποιός είναι ο μηχανισμός που τον τροφοδοτεί με ενέργεια είναι ακόμα ανοιχτό στην επιστημονική κοινότητα. Δύο είναι τα επικρατέστερα μοντέλα: ΜΟΝΤΕΛΟ Ι : μη αρκετή ακτινοβολία πιέσεως Οι βασικές συνιστώσες του μοντέλου αυτού είναι: Ι) γεωμετρικά παχύς δίσκος προσαύξησης που λειτουργεί ως χωνί «funnel» II) Ένας εσωτερικός δίσκος προσαύξησης που είναι εξογκωμένος έχει πολύ ισχυρή πυκνότητα ακτινοβολίας στο κέντρο του. Οπότε είναι δυνατόν να παραχθεί ισχυρή εκροή. Το shock που δημιουργείται δημιουργεί έναν πίδακα (Σχήμα 3.5). Τα ερωτήματα που δεν απαντά το μοντέλο αυτό είναι ότι αν ο πίδακας αποτελείται από πλάσμα ηλεκτρονίων-πρωτονίων και το γεγονός ότι το φαινόμενο Compton αναμένεται να καταστέλλει έναν ισχυρό πίδακα ΜΟΝΤΕΛΟ ΙΙ: Μαγνητικά πεδία Βασικές παράμετροι του μοντέλου αυτού είναι : Ι) Ένα τοροειδές μαγνητικό πεδίο Β είναι ένας φυσικός μηχανισμός για την ευθυγράμμιση του πίδακα. ΙΙ) Είναι πολύ πιθανό να παραχθεί ενέργεια από την μελανή οπή γιατί μία μελανή οπή μπορεί να άγει και να παράγει ένα dynamo effect. 40