Αριστοτέλειο Πανεπιστήμιο Θεσσαλονίκης Σχολή Θετικών Επιστημών Τμήμα Φυσικής ΠΤΥΧΙΑΚΗ ΕΡΓΑΣΙΑ

Transcript

1 Αριστοτέλειο Πανεπιστήμιο Θεσσαλονίκης Σχολή Θετικών Επιστημών Τμήμα Φυσικής ΠΤΥΧΙΑΚΗ ΕΡΓΑΣΙΑ Κοσμικές Ακτίνες Γάμμα Υψηλών Ενεργειών: Μηχανισμοί, φάσματα και σύνδεση με τις πειραματικές παρατηρήσεις Βασιλειάδης Απόστολος, Α.Ε.Μ: Επιβλέπων Καθηγητής: Λιόλιος Αναστάσιος Μάρτιος 2011

2 2 Περίληψη Μελετάται η κοσμική ακτινοβολία και συγκεκριμένα οι ακτίνες- γ υψηλών ενεργειών από ενδογαλαξιακές και μη, πηγές. Γίνεται αναφορά στις μεθόδους παρατήρησης των ακτίνων- γ και στις μελλοντικές δυνατότητες του κλάδου. Αναλύονται οι μηχανισμοί παραγωγής ακτινοβολίας- γ (διάσπαση πιονίου, κίνηση σωματιδίων σε Η/Μ πεδία, αντίστροφη σκέδαση Compton), καθώς και τα φάσματα τους, και χρησιμοποιούνται για τη σύνθεση μοντέλων τα οποία προσαρμόζονται στα παρατηρησιακά δεδομένα. Η σύγκριση μεταξύ των θεωρητικών μοντέλων και των παρατηρήσεων γίνεται μέσω της μελέτης χαρακτηριστικών πηγών στο πεδίο της αστροφυσικής των ακτίνων- γ όπως το νεφέλωμα του Καρκίνου, τα AGNs Mkn421 και Mkn501, το blazar H και το κατάλοιπο υπερκαινοφανούς W28.

3 3 Summary This essay reviews the cosmic radiation and specifically high energy gamma ray radiation from galactic and extragalactic sources. Methods of gamma ray detection are being mentioned as well as the future prospects of the field. Gamma ray production mechanisms are analyzed (pion disintegration, particle movement into E/M fields, inverse Compton scattering) as well as their spectra, and they are used to create models which are adapted to the observational data. This comparison between observations and theoretical models is achieved by studying established sources in the field, such as the Crab nebula, AGNs Mkn421 and Mkn501, blazar H and supernova remnant W28.

4 4 Περιεχόμενα 1. Εισαγωγη 1.1 Φύση των Κοσμικών Ακτίνων - Ακτίνες- γ 1.2 Μέθοδοι ανίχνευσης κοσμικών ακτίνων- γ Τηλεσκόπια ακτίνων- γ Τηλεσκόπια ακτίνων- γ στο έδαφος Μηχανισμοί Παραγωγής Ακτινοβολίας- γ 2.1 Χαμηλής Ενέργειας ακτίνες- γ 2.2 Διάσπαση π⁰ 2.3 Σωματίδια σε Ηλεκτρομαγνητικά Πεδία 2.4 Αντίστροφη Σκέδαση Compton Πηγές Ακτινοβολίας- γ 3.1 Ενεργοί Πυρήνες Γαλαξιών (AGN) 3.2 Microquasars και Διπλά Συστήματα Αστέρων 3.3 Κατάλοιπα Υπερκαινοφανών (Supernova Remnants) 3.4 Εκλάμψεις Ακτίνων- γ (Gamma ray Bursts, GRBs) Το Νεφέλωμα του Καρκίνου 4.1 Χαρακτηριστικά της Εκπεμπόμενης Ακτινοβολίας από το Pulsar 4.2 Χαρακτηριστικά της Εκπεμπόμενης Ακτινοβολίας από το Νεφέλωμα Ενεργοί Πυρήνες Γαλαξιών Mkn 421 και Mkn Άλλες Πηγές Κοσμικών Ακτίνων- γ 6.1 Κατάλοιπο υπερκαινοφανούς W Blazar Η και η διάχυτη ακτινοβολία υποβάθρου Μελλοντικά Πειράματα και το Μέλλον της Αστροφυσικής των Ακτίνων- γ 7.1 CTA 7.2 Το μέλλον

5 5 1. Εισαγωγή Η γνώση μας για το Σύμπαν που μας περιβάλλει οφείλεται σχεδόν εξ ολοκλήρου στην ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία που φθάνει στα μάτια μας ή στους υπάρχοντες ανιχνευτές. Οι επανδρωμένες, ή μη, αποστολές στο διάστημα περιορίζονται στους κοντινούς πλανήτες, χωρίς να είναι δυνατή η περαιτέρω εξερεύνηση, ακόμα και σε αυτούς που θεωρούμε γειτονικούς αστέρες. Για τον λόγο αυτό οι ερευνητές επικεντρώνονταν στην εξερεύνηση του φωτός που φθάνει στη γη και κυρίως του οπτικού μέρους της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας. Το γεγονός αυτό δεν οφείλετο μόνο στην έλλειψη τεχνολογίας και γνώσης, αλλά και στα φυσικά χαρακτηριστικά της ατμόσφαιρας της γης. Ως γνωστόν, η ατμόσφαιρα δεν είναι διαφανής για όλα τα μήκη κύματος της ακτινοβολίας που δέχεται. Λόγω των χαρακτηριστικών του μορίου του αζώτου (N₂) και των άλλων ατόμων και μορίων που συνθέτουν την ατμόσφαιρα (O₂, Ar, CO₂, Ne, He,), ένα μεγάλο μέρος της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας (ευτυχώς) απορροφάται. Εικόνα 1: Η κοσμική ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία και η απορρόφηση της από την ατμόσφαιρα.

6 6 Στο ύψος της θάλασσας οι μόνες ακτινοβολίες που φθάνουν είναι το οπτικό μέρος (αυτό δεν αποτελεί έκπληξη, αφού οι αισθήσεις μας εξελίχθηκαν βάσει του παραθύρου αυτού), κάποιο μέρος από τις υπεριώδεις και υπέρυθρες ακτινοβολίες και όλα τα ραδιοφωνικά μήκη κύματος. Όπως διαφαίνεται και στην εικόνα 1 το πιο ενεργειακό τμήμα του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος απορροφάται πλήρως κάτω από κάποιο υψόμετρο. Αυτό, θα έλεγε κάποιος, ότι μας εμποδίζει να μελετήσουμε αστροφυσικές πηγές σε αυτά τα μήκη κύματος. Κι όμως, όπως θα δούμε παρακάτω, τα μειονεκτήματα αυτά της ατμόσφαιρας είναι που μας επιτρέπουν την ακριβή μελέτη τέτοιων πηγών στα συγκεκριμένα μήκη κύματος. Γενικά, τις αστροφυσικές παρατηρήσεις δεν μπορούμε να τις χαρακτηρίσουμε ως πειράματα διότι δεν υπάρχει έλεγχος του περιβάλλοντος μέσα στο οποίο γίνεται το πείραμα. Για παράδειγμα, ένα πείραμα που συντελείται μέσα σε ένα εργαστήριο μπορεί να επαναληφθεί όσες φορές επιθυμεί ο ερευνητής με αποτέλεσμα να μπορεί να έχει καλύτερη στατιστική των αποτελεσμάτων και μικρότερα σφάλματα. Στην περίπτωση των αστρονομικών παρατηρήσεων ο ερευνητής είναι παντελώς ανίκανος να ελέγξει το περιβάλλον του. Εδώ όμως υπεισέρχονται δύο πλεονεκτήματα που έχουν οι αστρονομικές παρατηρήσεις: τον αριθμό των πηγών που μπορούν να παρατηρηθούν και τους τρόπους με τους οποίους μπορούν να παρατηρηθούν. Παρατηρώντας τις πολλές εκδοχές που μπορεί να εμφανιστεί μία πηγή, μπορεί να υποθέσει κανείς ότι όλες αυτές σχετίζονται με την ίδια φυσική διαδικασία. Επιπλέον, με όλους τους αισθητήρες που είναι διαθέσιμοι σήμερα μπορούμε να εξερευνήσουμε κάποιο φαινόμενο σε πολλά (αν όχι όλα) μήκη κύματος του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος. Η τεχνολογία για τις παρατηρήσεις στα μη ορατά μήκη κύματος άρχισε μετά τον Δεύτερο Παγκόσμιο Πόλεμο όπου χρησιμοποιήθηκαν κατά κόρον συσκευές ραντάρ. 1.1 Φύση των Κοσμικών Ακτίνων - Ακτίνες- γ Όπως αναφέρθηκε και προηγουμένως, στο Σύμπαν κυριαρχεί η ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία. Από πού προέρχεται όμως; Τι διαδικασίες λαμβάνουν χώρα στο κενό διάστημα;

7 7 Ένα μεγάλο μέρος της είναι Θερμική Ακτινοβολία. Αυτή δεν είναι άλλη από την Ακτινοβολία Μέλανος Σώματος. Είναι το αποτέλεσμα, στην ουσία, του γεγονότος ότι όλα τα σώματα έχουν κάποια θερμοκρασία. Για παράδειγμα η Μικροκυματική Ακτινοβολία Υποβάθρου, η ακτινοβολία του Ήλιου, των άλλων αστέρων και των δίσκων προσαύξησης γύρω από τους αστέρες νετρονίων, οφείλονται σε θερμικές διαδικασίες. Όμως, μία μεγάλη συνιστώσα της ακτινοβολίας που παρατηρούμε δεν είναι θερμικής φύσης. Αποτελείται από σχετικιστικά σωματίδια των οποίων η προέλευση και η διαδικασία παραγωγής τους δεν έχει πλήρως ξεκαθαριστεί. Η μελέτη της σχετικιστικής αυτής συνιστώσας είναι δύσκολη, διότι στο Σύμπαν κυριαρχεί η Θερμική Ακτινοβολία. Υπάρχει δηλαδή ένα σταθερό υπόβαθρο που εμποδίζει τις ακριβείς μετρήσεις. Τα φάσματα όμως μεταξύ των δύο διαδικασιών είναι τελείως διαφορετικά με αποτέλεσμα να μπορούμε να τα ξεχωρίσουμε και να τα μελετήσουμε. Το φάσμα ενεργειών των σχετικιστικών σωματιδίων που φθάνουν στους υπάρχοντες ανιχνευτές είναι καθαρά μη θερμικό, όπως φαίνεται στην εικόνα 2. Εικόνα 2: Το φάσμα των κοσμικών σωματιδίων που φθάνει στη γη. Για κάποια μέρη του φάσματος ακόμα δεν έχουν δωθεί απαντήσεις σχετικά με τον τρόπο παραγωγής τους.

8 8 Εδώ φαίνεται ο ρόλος της μελέτης της γ- ακτινοβολίας. Στις περισσότερες φυσικές διαδικασίες παράγονται ή απορροφώνται φωτόνια. Για τη Φυσική Υψηλών Ενεργειών τα φωτόνια αυτά είναι μεγάλης ενέργειας, δηλαδή ακτίνες- γ. Έτσι οι ακτίνες- γ είναι μία ένδειξη για πολλές φυσικές διαδικασίες που συμβαίνουν στο Σύμπαν. Οι ακτίνες- γ είναι φωτόνια ενέργειας από 100 kev(10⁵ev) μέχρι και πάνω από 100 EeV(10²⁰eV). Υπάρχει ένα εύρος, όπως παρατηρούμε, 15 τάξεων μεγέθους, που είναι μεγαλύτερο όλου του υπόλοιπου φάσματος της γνωστής ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας(από τα ραδιοκύματα μέχρι και τις σκληρές ακτίνες- Χ). Για το λόγο αυτό πρέπει να χρησιμοποιηθεί μια μεγάλη ποικιλία από μεθόδους ανίχνευσης για να καλυφθεί όλη αυτή η ζώνη. Επίσης, οι μηχανισμοί παραγωγής τους, οφείλονται σε τελείως διαφορετικές, μεταξύ τους, φυσικές διαδικασίες. Η ενεργειακή ζώνη των ακτίνων- γ χωρίζεται σε δύο κύρια μέρη όπως φαίνεται στην εικόνα 3: Εικόνα 3: Οι ακτίνες- γ στο ηλεκτρομαγνητικό φασμα τη ζώνη Υψηλών Ενεργειών (High Energy band, HE) από 30 MeV έως 100 GeV, και τη ζώνη Πολύ Υψηλών Ενεργειών (Very High Energy band, VHE) από 100 GeV έως 100 TeV. Η ζώνη κάτω από τα 30 MeV (1-30 MeV) συχνά αποκαλείται περιοχή Μέσων Ενεργειών (Medium Energy band, ME) και η ζώνη άνω των 100 TeV, περιοχή Υπέρ- Υψηλών Ενεργειών (Ultra High Energy band, UHE).

9 9 Οι περιοχές αυτές έχουν καθοριστεί κάπως αυθαίρετα και δεν έχουν σχέση τόσο με τον τρόπο παραγωγής των ακτίνων- γ, αλλά πιο πολύ με τον τρόπο ανίχνευσης τους. 1.2 Μέθοδοι ανίχνευσης κοσμικών ακτίνων- γ Τηλεσκόπια ακτίνων- γ Η ανίχνευση των ακτίνων- γ έχει κάποιες ιδιαιτερότητες. Για τον λόγο αυτό αναπτύχθηκε σχετικά αργά το αντικείμενο αυτό. Σχεδόν σε κάθε περιοχή του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος, οι αστρονομικές παρατηρήσεις εκμεταλλεύονται το γεγονός ότι η ακτινοβολία μπορεί να συγκεντρωθεί μέσω ανάκλασης και διάθλασης, έτσι ώστε ο ανιχνευτής του τηλεσκοπίου να είναι ένα μικρό μέρος ολόκληρης της ανιχνευτικής διάταξης. Η μέθοδος αυτή αυξάνει την ευαισθησία της διάταξης, ιδίως όταν αυτή είναι το ανθρώπινο μάτι. Στη περίπτωση των ραδιοκυμάτων, των υπερύθρων, μέχρι και των ακτίνων- Χ, χρησιμοποιείται μια στερεά επιφάνεια με σκοπό την ανάκλαση, και με την κατάλληλη γεωμετρία, τη συγκέντρωση του σήματος στον ανιχνευτή. Για φωτόνια όμως πάνω από μερικά MeV δεν υπάρχει επαρκής τρόπος ανάκλασης των ακτίνων- γ και έτσι ο ανιχνευτής πρέπει να είναι ιδίων διαστάσεων με το τηλεσκόπιο, διότι σε περίπτωση μικρών διαστάσεων ανιχνευτή, η ροή των ακτίνων- γ είναι τόσο αραιή που καθίσταται ολόκληρη η διάταξη άχρηστη. Για ασθενείς πηγές είναι απαραίτητο να υπάρχει μεγαλύτερη διάρκεια έκθεσης χωρίς να βελτιώνεται ιδιαίτερα η στατιστική των δειγμάτων. Για τον λόγο αυτό οι επιστήμονες που ασχολούνται με το αντικείμενο των κοσμικών ακτίνων- γ ήταν πάντα πρωτοπόροι στην βελτίωση των στατιστικών μεθόδων. Επίσης, λόγω τη αδιαφάνειας της ατμόσφαιρας στα μήκη κύματος που μελετούμε, όπως αναφέρθηκε προηγουμένως, τηλεσκόπια ακτίνων- γ στην επιφάνεια της γης δεν έχουν νόημα. Ακόμα και το ψηλότερο όρος δε βοηθάει στην ανίχνευση τους. Πρέπει λοιπόν η ανιχνευτική διάταξη να είναι μέρος ενός δορυφόρου ή ενός αερόστατου (Balloon Experiments, εικόνα 4)

10 10 Εικόνα 4: Επιστημονικό αερόστατο της NASA πριν την απογείωση Τα αερόστατα αυτά φθάνουν στα όρια της ατμόσφαιρας έτσι ώστε να ανιχνεύονται οι ακτίνες- γ. Στη περίπτωση αυτή παρουσιάζεται ένα άλλο πρόβλημα. Το υπόβαθρο των κοσμικών φορτισμένων σωματιδίων, λόγω της απουσίας της ατμόσφαιρας, δεν υφίσταται καμία απορρόφηση και ως εκ τούτου περιορίζει την ευαισθησία των οργάνων μας. Έτσι, η ανιχνευτική διάταξη πρέπει να είναι προσεκτικά σχεδιασμένη και καλά προστατευμένη από το υπόβαθρο αυτό. Ωστόσο, σε χαμηλές ενέργειες, η προκληθείσα ραδιενέργεια μέσα στον ανιχνευτή μπορεί να είναι σημαντική. Ο λόγος αυτός είναι η κύρια αιτία για την αργή ανάπτυξη του τομέα. Ακόμα και τώρα τα πειράματα αυτά είναι μία μερική λύση, όντας αδύνατο να εμπιστευτούμε αυτές τις μετρήσεις λόγω της πολύ μικρής ακρίβειας Τηλεσκόπια Υψηλών Ενεργειών ακτίνων- γ στο έδαφος Στη κατηγορία αυτή έχουμε μια σειρά από τηλεσκόπια τα οποία δεν ανιχνεύουν απ ευθείας φωτόνια- γ, αλλά ακτινοβολία Čerenkov. Ακτινοβολία Čerenkov είναι η ακτινοβολία που παράγει ένα φορτισμένο σωματίδιο όταν διέρχεται από ένα υλικό με μεγαλύτερη ταχύτητα από αυτή του φωτός στο υλικό αυτό. Η αλληλεπιδράσεις που λαμβάνουν χώρα είναι οι εξής: το αρχικό ενεργειακό φωτόνιο- γ(ε>10mev) αλληλεπιδρά με την ατμόσφαιρα κυρίως με παραγωγή ζεύγους ηλεκτρονίου- ποζιτρονίου τα οποία λόγω της διατήρησης της ορμής θα

11 11 εκπεμφθούν προς τη διεύθυνση του αρχικού φωτονίου- γ. Αυτό θα γίνει σε περίπου ένα μήκος ακτινοβολίας (radiation length), δηλαδή σε ύψος περίπου 20 km. Αφού λοιπόν ταξιδέψει έκαστο ένα μήκος ακτινοβολίας κατά μέσο όρο, θα αλληλεπιδράσουν με τα μόρια του αέρα δίνοντας έτσι δευτερεύουσα ακτινοβολία- γ μέσω ακτινοβολίας πέδησης (bremsstrahlung). Μετά από ακόμα ένα μήκος ακτινοβολίας οι δευτερεύουσες αυτές ακτίνες- γ θα παράγουν επίσης ένα ζεύγος ηλεκτρονίου- ποζιτρονίου. Ο δημιουργηθείς ηλεκτρομαγνητικός καταιγισμός αποκλίνει ελάχιστα από την αρχική διεύθυνση του αρχικού φωτονίου- γ. Η διαδικασία αυτή συνεχίζεται καθώς κατεβαίνουμε σε ύψος την ατμόσφαιρα με αποτέλεσμα την αύξηση του αριθμού των δευτερευόντων ηλεκτρονίων, ποζιτρονίων και φωτονίων- γ, μέχρις ότου η μέση ενέργεια φθάσει στο σημείο όπου οι απώλειες μέσω ιονισμού γίνουν ίσες με τις απώλειες ακτινοβολίας. Έτσι ο αριθμός των σωματιδίων σταδιακά φθίνει και ο καταιγισμός σβήνει. Ανάλογα με την ενέργεια του αρχικού φωτονίου- γ αυτό μπορεί να συμβεί και πολύ πριν ο καταιγισμός φθάσει στο επίπεδο της θάλασσας. Αν τα δευτερεύοντα ηλεκτρόνια και ποζιτρόνια έχουν ενέργεια πάνω από το κατώφλι που απαιτείται για ακτινοβολία Čerenkov, τότε η ατμόσφαιρα θα ακτινοβολήσει στην εμπρόσθια κατεύθυνση. Από τη στιγμή που πολλά σωματίδια θα βρίσκονται πάνω από το κατώφλι αυτό, ο ηλεκτρομαγνητικός καταιγισμός θα συνοδεύεται από μία βροχή από φωτόνια Čerenkov, τα οποία θα υποστούν ελάχιστη απορρόφηση από την ατμόσφαιρα. Τα φωτόνια Čerenkov μας επιτρέπουν να καθορίσουμε την ενέργεια των φορτισμένων σωματιδίων που τα εκπέμπουν, και ως εκ τούτου την ενέργεια του αρχικού φωτονίου- γ που τα παρήξε.

12 12 Εικόνα 5: Προσομοίωση Monte Carlo ενός ηλεκτρομαγνητικού καταιγισμού (αριστερά) και ενός αδρονικού (δεξιά). Παρατηρούμε την ελάχιστη απόκλιση του ηλεκτρομαγνητικού καταιγισμού από τη διεύθυνση του αρχικού φωτονίου- γ. Εν ολίγοις, η ακτινοβολία που ανιχνεύεται, αν προεκταθεί προς τα πίσω, μας δείχνει το σημείο από το οποίο προήλθε το φωτόνιο- γ (εικόνα 5), δηλαδή την πηγή ακτίνων- γ στην ουράνια σφαίρα. Από κει και πέρα μπορεί να μελετηθεί το φάσμα ενεργειών της πηγής με απλότητα και οικονομία. Η τεχνική αυτή ονομάζεται IACT(Imaging Atmospheric Cherenkov Technique, μέθοδος απεικόνισης ατμοσφαιρικής ακτινοβολίας Cherenkov). Τα κυρίαρχα πειράματα στο πεδίο αυτό είναι το H.E.S.S, το MAGIC και το VERITAS, μαζί με το CANGAROO III και το HAGAR. Εικόνα 6: Τα τέσσερα τηλεσκόπια Čerenkov του πειράματος VERITAS στην Arizona των ΗΠΑ.

13 13 2. Μηχανισμοί Παραγωγής Ακτινοβολίας- γ Κάθε εξήγηση οποιουδήποτε φαινομένου που παρατηρούμε πρέπει, εξ ορισμού, να περιέχει σαφή αναγνώριση του μηχανισμού που κρύβεται από πίσω. Αυτός άλλωστε είναι και ο σκοπός της Φυσικής γενικότερα. Στη Φυσική των κοσμικών ακτίνων- γ αυτό είναι μια ιδιαίτερη πρόκληση λόγω της αδυναμίας μας να ελέγξουμε άμεσα το περιβάλλον μέσα στο οποίο παράγονται οι ακτίνες- γ. Με λίγες εξαιρέσεις, όλες οι διαδικασίες παραγωγής ακτινοβολίας- γ έχουν μελετηθεί εις βάθος χρησιμοποιώντας τεχνικές και μεθόδους της σύγχρονης πειραματικής και θεωρητικής Φυσικής, συγκεκριμένα της ατομικής και μοριακής φυσικής, της πυρηνικής Φυσικής και φυσικά της Φυσικής υψηλών ενεργειών (Φυσικής στοιχειωδών σωματιδίων). Γενικά, στην αστροφυσική, κάθε ζώνη μηκών κύματος ακτινοβολίας χαρακτηρίζεται από ένα ή δύο βασικούς μηχανισμούς παραγωγής. Τα πράγματα όμως δυσκολεύουν στη μελέτη των κοσμικών ακτίνων- γ. Στην περίπτωση αυτή έχουμε να κάνουμε με ένα μεγάλο αριθμό μηχανισμών που ανταγωνίζονται ο ένας τον άλλον, πράγμα που κάνει τη θεωρητική μελέτη πολύ δύσκολη, αλλά και προκλητική. Για παράδειγμα, για την εξήγηση των ακτίνων- γ σε ενέργειες TeV προερχόμενες από blazars, υπάρχουν τουλάχιστον τρεις διαφορετικές εξηγήσεις όπως είναι το αντίστροφο φαινόμενο Compton (Inverse Compton Scattering), η αλληλεπίδραση πρωτονίων με ισχυρά μαγνητικά πεδία(ακτινοβολία Synchrotron), ή μεταξύ τους (ανελαστική σκέδαση p- p). Από αυτούς τους μηχανισμούς, τους οποίους θα δούμε λεπτομερώς στη συνέχεια, κανένας δε μπορεί να αποκλειστεί τελείως. Ακόμα και σε απλούστατες περιπτώσεις, όπως θα δούμε, η βασική αιτία παραγωγής ακτινοβολίας- γ παραμένει άγνωστη. Επίσης, κάποιες φορές δύο ή περισσότερες διαδικασίες παραγωγής συνεισφέρουν αμφότερες στη παρατηρούμενη ροή ακτίνων- γ, όπως συμβαίνει στη διάχυτη ακτινοβολία που παρατηρείται σε γαλαξίες σε ενέργειες των MeV και GeV. Όπως αναφέραμε και προηγουμένως, για την αναγνώριση των μηχανισμών που κρύβονται πίσω από τις ακτίνες- γ, πρέπει, εκτός από τις πειραματικές πληροφορίες που παίρνουμε για τις φασματικές, χωρικές και χρονικές ιδιότητες της ακτινοβολίας, να έχουμε μία σαφή εικόνα και κατανόηση για τα χαρακτηριστικά των στοιχειωδών διαδικασιών που λαμβάνουν χώρα, και την σχέση που έχουν μεταξύ τους.

14 14 Η παραγωγή ακτίνων- γ πολύ υψηλών ενεργειών συνδέεται με φαινόμενα μου λαμβάνουν χώρα σε αστρονομικά αντικείμενα με αποτέλεσμα τη παρατηρούμενη ροή ακτίνων- γ στη γη. Όπως και τα νετρίνο, οι ακτίνες- γ, όντας φωτόνια δεν έχουν φορτίο και έτσι οι τροχιές τους δεν επηρεάζεται από ηλεκτρομαγνητικά πεδία. Λόγω του γεγονότος αυτού δείχνουν το μέρος της γέννησης τους, αφού η τροχιά τους είναι ευθεία γραμμή, μεταφέρουν την ενεργειακή πληροφορία, όσον αφορά τη διαδικασία δημιουργίας τους μεταφέρουν επίσης, ως άμαζα σωματίδια, χρονική πληροφορία. Η ιδέα για τη μελέτη των ακτίνων- γ, προς κατανόηση των ιδιοτήτων των κοσμικών αντικειμένων, προέρχεται από τους Morrison και Hayakawa τη δεκαετία του 50 (Hayakawa, S., 1952, Prog. Theo. Phys., 8, 571, Morison, P., 1958, Nuovo Cimento, 7, 858). Οι πιο σημαντικές και εξακριβωμένες διαδικασίες παραγωγής ακτινοβολίας- γ αναφέρονται στη συνέχεια. 2.1 Χαμηλής Ενέργειας ακτίνες- γ Όταν ένα ηλεκτρόνιο και ένα ποζιτρόνιο βρεθούν σε ένα μέρος του χώρου τότε ταχύτατα εξαϋλώνονται δίνοντας δύο φωτόνια προς διατήρηση της ορμής e + e γγ. Η αλληλεπίδραση αυτή έχει ως αποτέλεσμα την παρατήρηση μιας φασματικής γραμμής στα 511 kev, η οποία οφείλεται φυσικά στη μάζα του ηλεκτρονίου (m e c 2 ). Εικόνα 7: Εξαϋλωση ηλεκτρονίου ποζιτρονίου και παραγωγή φωτονίων- γ.

15 15 Διάγραμμα 8: Ενεργειακό φάσμα από εξαϋλωση ηλεκτρονίου- ποζιτρονίου (P. Jean, J. Knodlseder, W. Gillard, N. Guessoum, K, Ferriere, A. Marcowith, V. Lonjou, and J.P. Roques, Spectral analysis of the Galactic electron- positron annihilation emission) Η φασματική αυτή γραμμή παρατηρείται εφόσον το σύστημα των δύο σωματιδίων βρίσκεται σε ηρεμία. Επίσης υπάρχουν και περιπτώσεις ακτινοβολίας- γ παρόμοιων φασμάτων, που γνωρίζουμε από την πυρηνική Φυσική, λόγω αποδιέγερσης πυρήνων, όπως για παράδειγμα του ²²Na. Αυτές οι διαδικασίες δεν αναλύονται περαιτέρω λόγω της χαμηλής ενέργειας τους. Σε ακραίες περιπτώσεις, όπως AGN, SNRs και μαύρων τρυπών, σημασία έχουν οι παρακάτω περιπτώσεις. 2.2 Διάσπαση π⁰ Η αλληλεπίδραση πρωτονίων υψηλής ενέργειας με την ύλη του διαστρικού μέσου μπορεί να παράγει αδρόνια. Τα π+, π και π⁰ δημιουργούνται με την ίδια πιθανότητα, οπότε το ένα τρίτο των π- μεσονίων που παράγονται είναι ουδέτερα. Η ζωή του π⁰ είναι πολύ μικρή (γ π sec, όπου γ π ο παράγοντας Lorentz) και η διάσπαση του παράγει δύο φωτόνια- γ. pp ppπ + π π 0 και στη συνέχεια π 0 γγ.

16 16 Εικόνα 9: Παραγωγή π- μεσονίων Από τη σχετισκιστική κινηματική προκύπτει ότι η ελάχιστη ενέργεια που πρέπει να έχει το πρωτόνιο για να παράγει ένα π⁰ είναι E th = 2m πc 2 (1+ m π ) 4m p 280MeV, όπου m π η μάζα του π⁰ που είναι 134,97 MeV. Η ενέργεια των φωτονίων- γ που εκπέμπονται όταν το πιόνιο βρίσκεται σε ηρεμία είναι E γ = 1 2 m π c2 67,5MeV. Αν το πιόνιο κινείται με ταχύτητα u = β c τότε η ενέργεια των φωτονίων στο σύστημα εργαστηρίου θα είναι E γ = 1 2 m πc β cosθ γ 1 β 2, όπου θ γ η γωνία μεταξύ της διεύθυνσης του φωτονίου ως προς το π⁰. Τα φορτισμένα πιόνια έχουν σαφώς μεγαλύτερο χρόνο ζωής ( 2, sec). Η διάσπαση τους δίνει μιονικά νετρίνο (ν µ, v µ ) και μιόνια. Στη συνέχεια τα μιόνια διασπώνται με τη σειρά τους για να δώσουν ηλεκτρόνια και ηλεκτρονικά νετρίνο

17 17 (ν e, v e ). Τα φάσματα των νετρίνων που παράγονται είναι παρόμοια με αυτά των ακτίνων- γ από τα π⁰. Παρ όλα αυτά, σε υψηλές ενέργειες προλαβαίνουν να συμβούν αντιδράσεις με τα π+ και π προτού αυτά διασπαστούν και δώσουν νετρίνα. Το αποτέλεσμα είναι να παρατηρούμε πολύ μικρότερη ροή νετρίνων συγκρινόμενη με αυτή των ακτίνων- γ. Ίδιων ενεργειών νετρίνα και ακτίνες- γ, είναι η ισχυρότερη ένδειξη της αδρονικής συνιστώσας σε Ενεργούς Πυρήνες Γαλαξιών (Active Galactric Nuclei, AGN). 2.3 Σωματίδια σε Ηλεκτρομαγνητικά Πεδία Φορτισμένα σωματίδια, κυρίως ηλεκτρόνια, αλλά και πρωτόνια, πολλές φορές επιταχύνονται από ηλεκτρικά πεδία παραγόμενα από πυρήνες ή ιόντα. Η επιτάχυνση αυτή δεν έχει να κάνει με την αύξηση του μέτρου της ταχύτητας του σωματιδίου αλλά με τη διεύθυνση του. Όταν λοιπόν το σωματίδιο παρεκκλίνει από την αρχική του πορεία, εκπέμπεται ακτινοβολία που ονομάζεται ακτινοβολία πεδησης, ή όπως έχει επικρατήσει bremsstrahlung. Εικόνα 10: Ακτινοβολία Bremsstrahlung από αποκλινόμενη πορεία ηλεκτρονίου το φάσμα που παίρνουμε από την ακτινοβολία πέδησης είναι εκθετικής μορφής. Υπάρχει και μία άλλη αλληλεπίδραση σωματιδίων με ηλεκτρομαγνητικά πεδία, πιο σημαντική για τα αστρικά φαινόμενα. Η ακτινοβολία Synchrotron. Τη δεκαετία του 1940 η ανάπτυξη της Φυσικής των στοιχειωδών σωματιδίων οδήγησε στην ανάπτυξη πολλών τύπων επιταχυντών σωματιδίων εκ των οποίων ένας ήταν το Synchrotron. Αυτού του τύπου οι επιταχυντές χρησιμοποιούν ισχυρούς μαγνήτες για να επιταχύνουν σωματίδια (ηλεκτρόνια) σε υψηλές ενέργειες. Με την λειτουργία τους παρατηρήθηκε ότι εκπέμπεται μια έντονη ακτινοβολία από τα ηλεκτρόνια (πολωμένη στο επίπεδο της τροχιάς του ηλεκτρονίου). Η θεωρία της

18 18 ακτινοβολίας αυτής ερευνήθηκε από τον Schwinger το 1949, ο οποίος ήταν ο πρώτος που εξήγαγε το ενεργειακό φάσμα της ακτινοβολίας. Λίγα χρόνια αργότερα (1953) συνειδητοποιήθηκε η σχέση της ακτινοβολίας Synchrotron με την αστροφυσική. Ο Shklovsky πρότεινε ότι τα ραδιοκύματα και κάποιο μέρος, τουλάχιστον, από το οπτικό μέρος της ακτινοβολίας που εκπέμπεται από το νεφέλωμα του Καρκίνου μπορεί να εξηγηθεί μέσω της ακτινοβολίας Synchrotron. Σύντομα, η άποψη αυτή έγινε αποδεκτή ως ο κύριος τρόπος παραγωγής ραδιοκυμάτων από τον Γαλαξία, τα κατάλοιπα υπερκαινοφανών και τους ραδιογαλαξίες. Η φυσική πόλωση της ακτινοβολίας Synchrotron χρησιμοποιείται συνήθως ως το δακτυλικό αποτύπωμα για την αναγνώριση της. Εικόνα 11: Ακτινοβολία Synchrotron από ελικοειδή τροχιά ηλεκτρονίου σε μαγνητικό πεδίο Αν επιλέξουμε ως σύστημα αξόνων αυτό όπου το ηλεκτρόνιο βρίσκεται σε ηρεμία, τότε το μαγνητικό πεδίο, μέσα στο οποίο κινείται το ηλεκτρόνιο, μπορεί να θεωρηθεί ως ηλεκτρικό, σύμφωνα με τους μετασχηματισμούς Lorentz E = γβ B, όπου γ ο παράγοντας Lorentz του ηλεκτρονίου και β ο λόγος u c. Χρησιμοποιώντας τη σχέση του Larmor, η συνολική εκπεμπόμενη ισχύς στο σύστημα αναφοράς του ηλεκτρονίου είναι P = 2e2 3c 3 e γβ B m = 2σ Τ cγ 2 2 B 2 β 8π, 2 όπου σ Τ είναι η ενεργός διατομή της σκέδασης Thomson.

19 Αν γενικεύσουμε τον τύπο της εκπεμπόμενης ισχύος για μια ισότροπη κατανομή ταχυτήτων, έχουμε αρχικά για τις ταχύτητες των ηλεκτρονίων β 2 = β 2 sinα 2 dω = 2β 2 4π 3, όπου Ω είναι η στερεά γωνία και α η γωνία μεταξύ της ταχύτητας και του μαγνητικού πεδίου. Το αποτέλεσμα είναι P = 4 3 σ cγ 2 Τ β 2 U B, 19 όπου U B η πυκνότητα ενέργειας του μαγνητικού πεδίου. Η ισχύς αυτή είναι αναλλοίωτη κάτω από τους μετασχηματισμούς Lorentz, οπότε P = 4 3 σ Τ cγ 2 β 2 U B. Όσον αφορά την ένταση της ακτινοβολίας, παραθέτουμε τις τελικές εξισώσεις (Longair, 1994), οι οποίες είναι δύο, μία για την κάθετα πολωμένη συνιστώσα και μία για την παράλληλα I (ω) = 3e2 γ sina p (F(x) + G(x)) 8πε 0 c 2 I ΙΙ (ω) = 3e2 γ sina p 8πε 0 c 2 (F(x) G(x)), όπου a p η γωνία μεταξύ της ταχύτητας του ηλεκτρονίου και του μαγνητικού πεδίου, ω η γυροσκοπική συχνότητα του ηλεκτρονίου, F(x) = x G(x) = xk 2 3 (x) και Κ είναι οι τροποποιημένες συναρήσεις Bessel. x K 5 (z) dz και 3 Αυτό που μένει ώστε να βρούμε την φωτεινότητα και, ως εκ τούτου, το εκπεμπόμενο φάσμα, είναι προσθέσουμε τους δύο όρους έντασης και να διαιρέσουμε με τον χρόνο στον οποίο εκπέμφθησαν. L(ω) = I + I ΙΙ Τ r = 3e3 Bsina p 8π 2 ε 0 cm F(x),

20 20 όπου T r = 2πγ m eb η περίοδος της τροχιάς του ηλεκτρονίου. Στην εικόνα 12 βλέπουμε το δημιουργούμενο φάσμα ενός ηλεκτρονίου για τις τιμές B = 10 4 T, γ = 10 4 και a p = 45. Εικόνα 12: Δημιουργούμενο φάσμα ενός σπειροειδώς κινούμενου ηλεκτρονίου παρουσία μανητικού πεδίου για τις τιμές B = 10 4 T, γ = 10 4, a p = 45. Η ακτινοβολία synchrotron είναι σημαντική μόνο για τα ηλεκτρόνια, αφού η φωτεινότητα είναι αντιστρόφως ανάλογη του m. Αυτό σημαίνει ότι η ακτινοβολία που δημιουργούν επιταχυνόμενα πρωτόνια είναι αμελητέα. Η ενέργεια που παράγεται από τη διαδικασία αυτή έχει μία κορυφή, της οποίας η θέση είναι ανάλογη της εγκάρσιας συνιστώσας του μαγνητικού πεδίου B, και του παράγοντα Lorentz γ e του ηλεκτρονίου: E max = B γ e.

21 21 Ισχυρά μαγνητικά πεδία βρίσκονται στους πίδακες των AGN. Ηλεκτρόνια και πρωτόνια επιταχυνόμενα μέσα στον πίδακα εκπέμπουν ακτινοβολία synchrotron, της οποίας το φάσμα, όπως είδαμε, έχει ένα ευρύ μέγιστο. Στα blazars που εκπέμπουν ακτίνες- γ ενέργειας TeV, το μέγιστο βρίσκεται σε ενέργειες των kev (ακτίνες- Χ).

22 Αντίστροφη Σκέδαση Compton (Inverse Compton Scattering, IC) Από την ατομική Φυσική είναι γνωστή η Σκέδαση Compton, όπου ένα ηλεκτρόνιο σκεδάζεται με ένα φωτόνιο, με αποτέλεσμα τη μείωση της ενέργειας του φωτονίου και αύξηση αυτής του ηλεκτρονίου. Η αλληλεπίδραση αυτή ήταν μάλιστα ήταν και μία από τις αποδείξεις της σωματιδιακής φύσης του φωτός. Όταν όμως σχετικιστικά ηλεκτρόνια σκεδάζονται σε χαμηλής ενέργειας φωτόνια, μεταφέρουν μέρος της ενέργειας τους με αποτέλεσμα την παραγωγή ακτινοβολίας- γ υψηλής ενέργειας. Η διαδικασία αυτή είναι γνωστή ως Αντίστροφη σκέδαση Compton (IC). Στο σύστημα ηρεμίας του ηλεκτρονίου, η ενέργεια του αρχικού φωτονίου δίνεται από τη σχέση hv = γ hv(1+ β cosθ), όπου h η σταθερά Planck, v* η συχνότητα του φωτονίου στο σύστημα εργαστηρίου, γ ο παράγοντας Lorentz, v η συχνότητα του φωτονίου στο σύστημα ηρεμίας του ηλεκτρονίου, β ο λόγος u e c και θ η γωνία σκέδασης. Υποθέτοντας ισοτροπική κατανομή των αρχικών φωτονίων, η ενέργεια τους είναι γhv. Στη περίπτωση όπου γhv<<mc², όπου m η μάζα του ηλεκτρονίου, η σκέδαση θα είναι στην ουσία ελαστική (σκέδαση Thomson). Άρα η ενέργεια των τελικών φωτονίων θα είναι h v = γ hv (1+ cosφ) γ 2 hv, όπου v η συχνότητα του τελικού φωτονίου, φ η γωνία εκπομπής στο σύστημα ηρεμίας του ηλεκτρονίου. Η ακριβής ενέργεια του φωτονίου, παίρνοντας τον μέσο όρο όλων των γωνιών σκέδασης είναι h v = 4 3 γ 2 hv. Από τη προηγούμενη σχέση μπορεί να υπολογιστεί ο ρυθμός απώλειας ενέργειας του ηλεκτρονίου, η οποία δίνεται από τη σχέση de dt = 4 3 σ T cuγ 2,

23 όπου σ T = 8 3 πr 02, η ενεργός διατομή της σκέδασης Thomson, U η πυκνότητα 23 ενέργειας της ακτινοβολίας nhv (n είναι η ποσότητα των αρχικών φωτονίων)και ( ) 1 ο παράγοντας Lorentz. γ = 1 β 2 Εικόνα 13: Αντίστροφη σκέδαση Compton Το φάσμα της παραχθείσας ακτινοβολίας- γ έχει ένα μέγιστο για ενέργεια E max 4γ 2 E 0, όπου Ε₀ είναι η ενέργεια των αρχικών φωτονίων πριν την κρούση και αντιστοιχεί στη κατά μέτωπο κρούση. Η σχέση δείχνει ότι για υψηλούς παράγοντες Lorentz (γ~10² - 10³), η ενέργεια που μπορεί να κερδίσει ένα φωτόνιο είναι της τάξης των 10⁴ - 10⁶. Στη περίπτωση των υπερσχετικιστικών ηλεκτρονίων (γ 1 ) η σκέδαση δεν μπορεί πλέον να θεωρηθεί ως ελαστική λόγω κβαντικών φαινομένων και η ενεργός διατομή πρέπει να επανεξεταστεί και να γίνει 2 m σ KN = πr e c 2 e (ln2ε + 0.5), ε όπου σ KN η ενεργός διατομή Klein- Nishina. Εικόνα 14: Δημιουργούμενο φάσμα σκεδασμένων ισοτροπικών φωτονίων συχνότητας v₀ από μονοενεργειακά ηλεκτρόνια ενέργειας Ε= γmc²

24 24 Η διαδικασία αυτή είναι ιδιαίτερα σημαντική για την παραγωγή ακτίνων- γ στους πίδακες των AGN: η αντίστροφη σκέδαση Compton φωτονίων synchrotron από σχετικιστικά ηλεκτρόνια είναι ικανή να παράγει ακτινοβολία- γ στη ζώνη των Πολύ Υψηλών Ενεργειών η οποία παρατηρείται στα blazars TeV ενεργειών. Υπάρχει και η περίπτωση της λεγόμενης σκέδασης Synchrotron- Self Compton. Αυτή συμβαίνει όταν ηλεκτρόνια σκεδάζονται σε φωτόνια που έχουν παραχθεί από τα ίδια ηλεκτρόνια, μέσω ακτινοβολίας Synchrotron. Πρωτόνια υψηλής ενέργειας μπορούν επίσης να αλληλεπιδράσουν με φωτόνια χαμηλής συχνότητας, αλλά η απώλεια ενέργειας είναι μειωμένη κατά έναν παράγοντα m e ( m p ) , οπότε δε λαμβάνονται υπ όψιν. Μπορούμε να πάρουμε μια εποπτική εικόνα των φασμάτων, που παράγονται μέσω των μηχανισμών που αναφέραμε, από την εικόνα 15. Παρατηρούμε ότι υπάρχει μια εξάρτηση μεταξύ ακτινοβολίας synchrotron και IC, όπως θα δούμε πιο αναλυτικά στη συνέχεια από τη μελέτη ακτινοβολίας- γ από blazars. Το φάσμα που παίρνουμε από τις αδρονικές αλληλεπιδράσεις (ακτίνες- γ από π⁰) είναι σχήματος τραπεζοειδούς. Εικόνα 15: Ποιοτικά σχήματα των ενεργειακών φασμάτων για ακτινοβολία από synchrotron, IC και παραγωγή πιονίων.

25 25 3. Πηγές Ακτινοβολίας- γ Η αστρική τοποθεσία από την οποία λαμβάνουμε την ακτινοβολία- γ είναι πολύ σημαντική, όσον αφορά την ταυτοποίηση του μηχανισμού παραγωγής, λόγω της ιδιαιτερότητας της εκάστοτε περίπτωσης. 3.1 Ενεργοί Πυρήνες Γαλαξιών (AGN) Οι ενεργοί πυρήνες γαλαξιών είναι μία συμπαγής περιοχή στο κέντρο ενός γαλαξία, που έχει πολύ μεγαλύτερη λαμπρότητα από το σύνηθες. Έχει παρατηρηθεί υπερβολική εκπομπή ακτινοβολίας, όχι μόνο γ, αλλά και σε όλο το μήκος του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος από τα ραδιοφωνικά μήκη έως τα υπεριώδη και τις ακτίνες- Χ. Η εκπεμπόμενη αυτή ακτινοβολία πιστεύεται ότι έχει να κάνει με την ύπαρξη μιας μελανής οπής στο κέντρο των γαλαξιών αυτών, οι οποίοι ονομάζονται ενεργοί γαλαξίες. Εικόνα 16: Φωτογραφία από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble ενός πίδακα μήκους 5000 ετών φωτός, εκπεμπόμενος από τον ενεργό πυρήνα του γαλαξία M87 Σε αυτούς ανήκει μία ποικιλία από αστρικά αντικείμενα, των οποίων οι εκπομπές παρουσιάζουν πολύ διαφορετικά χαρακτηριστικά γνωρίσματα, όπως quasars, γαλαξίες Seyfert, γαλαξίες Fanaroff- Riley (FR) και ραδιογαλαξίες. Η διαφορά μεταξύ των παρατηρούμενων ιδιοτήτων των γαλαξιών αυτών εξαρτάται από τον προσανατολισμό του άξονα στροφής που έχουν σε σχέση με την δική μας οπτική γωνία. Οι εκπομπές ακτίνων- γ χαρακτηρίζονται από μεγάλη ποικιλότητα. Πιστεύεται ότι η VHE ακτινοβολία- γ παράγεται από την αλληλεπίδραση μεγάλης ενέργειας ηλεκτρονίων, ή πρωτονίων, με φωτόνια χαμηλής ενέργειας μέσα στους πίδακες (αντίστροφο φαινόμενο Compton).

26 26 Οι γαλαξίες, των οποίων η διεύθυνση του πίδακα περνάει από τη γη, λέγονται blazars. Τα quasars, οι ραδιογαλαξίες και οι γαλαξίες Seyfert έχουν πιθανότατα την ίδια δομή με τα blazars. Η αλλαγής της οπτικής γωνίας παρατήρησης φαίνεται στην εικόνα 17. Εικόνα 17: Διαφορετικές οπτικές γωνίες ενός AGN 3.2 Microquasars και Διπλά Συστήματα Αστέρων Πολύ μεγάλης μάζας αστέρες μπορούν να κλέβουν ύλη από άστερες που βρίσκονται σε τροχιά γύρω από τους πρώτους. Η σύνδεση αυτή δημιουργεί τα λεγόμενα διπλά συστήματα, τα οποία μπορούν να έχουν διαφορετικά χαρακτηριστικά ανάλογα με τα αστρικά αντικείμενα που τα απαρτίζουν. Για παράδειγμα τα διπλά συστήματα ακτίνων- Χ αποτελούνται από έναν συμπαγή αστέρα, όπως ένας αστέρας νετρονίων, ή μια μαύρη τρύπα, και έναν συνοδεύοντα αστέρα που μπορεί να είναι είτε μπλε γίγαντας, είτε λευκός νάνος. Τα Microquasars είναι μια μορφή διπλού συστήματος. Αποτελείται από μία μελανή οπή, η οποία παράγει σχετικιστικούς πίδακες (που παρατηρούμε στα ραδιοφωνικά, οπτικά, μέχρι και τα μήκη κύματος ακτίνων- Χ και γ) και έναν συνοδεύοντα αστέρα, υπεύθυνο για την προσαύξηση μάζας της μελανής οπής. Το όνομα τους προέρχεται από τις παρατηρούμενες μορφολογικές και φυσικές ιδιότητες με τα quasars. Η μάζα των microquasars είναι περίπου 7 τάξεις μεγέθους μικρότερη από αυτή των quasars, όπως άλλωστε αναμένεται αφού τα πρώτα είναι διπλά συστήματα αστέρων, ενώ τα δεύτερα είναι τύπος γαλαξιών. Είναι ενδιαφέροντα διότι οι διαδικασίες που λαμβάνουν χώρα στους AGN μπορούν να μελετηθούν σε μικρότερο χρόνο στα microquasars, αφού θεωρούνται από πολλές απόψεις η μικρότερη εκδοχή τους.

27 27 Εικόνα 18: Καλλιτεχική απεικόνιση διπλού συστήματος αστέρων. Μπορούν να εκπέμπουν φωτόνια ενέργειας μέχρι 10² GeV, τα οποία δεν είχαν ανιχνευτεί από τα προηγούμενης γενιάς τηλεσκόπια Čerenkov. Ήταν ωστόσο καλοί υποψήφιοι για τα υψηλότερης ευαισθησίας και χαμηλότερου κατωφλίου όργανα μέτρησης νέας γενιάς. Και φυσικά δε διαψεύστηκαν αφού τον Ιούλιο του 2005 το H.E.S.S ανακοίνωσε την ύπαρξη VHE ακτίνων- γ από το διπλό σύστημα LS 5039, ένα υποψήφιο microquasar. 3.3 Κατάλοιπα Υπερκαινοφανών (Supernova Remnants) Όταν ένα άστρο φθάνει στο τέλος της ζωής του, μην έχοντας άλλα καύσιμα διαθέσιμα προς διατήρηση των πυρηνικών αντιδράσεων, μία από τις πιθανότητες εξέλιξης του έχει να κάνει με την απουσία ισορροπίας μεταξύ της εσωτερικής πίεσης και της βαρυτικής συστολής, που το ωθεί στη κατάρρευση. Το αποτέλεσμα είναι μία τεράστια έκρηξη, το εξωτερικό κέλυφος της οποίας σχηματίζει ένα νεφέλωμα και στο εσωτερικό μένει ένας συμπαγής αστέρας που μπορεί να είναι είτε αστέρας νετρονίων, είτε μαύρη τρύπα, αναλόγως τη μάζα του αρχικού άστρου. Στη περίπτωση όπου έχουμε αστέρα νετρονίων, το σύστημα ονομάζεται Κατάλοιπό Υπερκαινοφανούς (SNR). Μερικά SNR είναι γνωστοί εκπομποί VHE ακτίνων- γ που προέρχονται από το νεφέλωμα, ενώ ο κεντρικός αστέρας εκπέμπει παλμική ακτινοβολία. Το πιο διάσημο και πιο μελετημένο SNR είναι το Νεφέλωμα του Καρκίνου, το οποίο θα δούμε και στη συνέχεια.

28 Εκλάμψεις Ακτίνων- γ (Gamma- ray Bursts, GRBs) Οι εκλάμψεις ακτίνων- γ είναι το πιο ενεργητικό και πιο βίαιο σύντομο φαινόμενο που συμβαίνει σε κοσμολογικές αποστάσεις. Κατά τη διάρκεια της ζωής τους (που ποικίλει από δέκατα του χιλιοστού, έως μερικά εκατοστά του δευτερολέπτου) οι εκπομπές ακτίνων- γ μπορούν να είναι ισχυρότερες από κάθε άλλη πηγή ακτίνων- γ, με μια μεγάλη ποικιλία από χρονικές και φασματικές ιδιότητες. Έχουν μελετηθεί στο παρελθόν από τους δορυφόρους BATSE και EGRET. Η πιο αποδεκτή ερμηνεία του φαινομένου είναι γνωστή ως μοντέλο πύρινης σφαίρας (fireball model). Σύμφωνα με αυτό, κατά τον σχηματισμό ενός συμπαγούς αντικειμένου (π.χ μαύρη τρύπα) η ενέργεια που απελευθερώνεται από την έκρηξη γίνεται κινητική ενέργεια ενός κελύφους σωματιδίων(πύρινη σφαίρα) το οποίο διαστέλλεται με ταχύτητα κοντινή με αυτή του φωτός. Αρχικά η πυκνότητα της εκρηγνυόμενης ύλης είναι τόσο υψηλή που ακόμη και τα φωτόνια και τα νετρίνο δε μπορούν να δραπετεύσουν. Καθώς όμως η πύρινη σφαίρα διαστέλλεται, τα φωτόνια διαφεύγουν ανεμπόδιστα. Οι ισχυρές ακτίνες- γ που παρατηρούνται είναι δυνατόν να παράγονται από ακτινοβολία synchrotron, ή από αντίστροφη σκέδαση Compton, λόγω ισχυρά επιταχυνόμενων ηλεκτρονίων στη περιοχή. Λόγω της κοσμολογικής τους απόστασης θα πρέπει να είναι εξαιρετικά λαμπρές πηγές, απελευθερώνοντας περίπου 10⁵² erg ακτίνων- γ σε ένα δευτερόλεπτο. Oι δορυφόροι HETE- 2 (εκτοξεύθηκε το 2000 και έχει εύρος ενεργειών 1 kev kev) και Swift (εκτοξεύθηκε το 2004 και έχει εύρος ενεργειών 15 kev kev) μας παρέχουν νέες πληροφορίες για το φαινόμενο. Για μεγαλύτερες ενέργειες όμως, τα τηλεσκόπια Čerenkov είναι καταλληλότερα. Τα μεγαλύτερα προβλήματα που παρουσιάζονται λόγω κοσμολογικών αποστάσεων είναι η απορρόφηση των GeV φωτονίων από την διάχυτη ακτινοβολία υποβάθρου (αναλυτικά παρουσιάζεται το φαινόμενο στη παράγραφο 6.2) και η πολύ μικρή διάρκεια του φαινομένου. Για τους λόγους αυτούς χρειάστηκε αναβάθμιση των τηλεσκοπίων Čerenkov σε τομείς όπως η γρήγορη στροφή τους προς οποιοδήποτε σημείο στον ουρανό. Επίσης, χρησιμοποιήθηκε και η βοήθεια ενός δορυφόρου, που υποδεικνύει το σημείο της έκλαμψης ακτίνων- γ, έτσι ώστε να βρίσκονται σε ετοιμότητα οι επίγειες εγκαταστάσεις.

29 29 4. Το Νεφέλωμα του Καρκίνου Προτού μπούμε στη μελέτη και ανάλυση των φασμάτων ακτίνων- γ από διάφορες πηγές, πρέπει να αναφέρουμε τα χαρακτηριστικά μιας πηγής, η οποία λαμβάνεται ως σημείο αναφοράς, όχι μόνο στη Φυσική των ακτίνων- γ, αλλά και σε όλα σχεδόν τα σχετικά πεδία. Αναφερόμαστε στο Νεφέλωμα του Καρκίνου(Crab Nebula). Το νεφέλωμα αυτό είναι η καθιερωμένη πηγή ακτίνων- γ στο βόρειο ημισφαίριο. Βρίσκεται στον αστερισμό του Ταύρου σε απόσταση περίπου 1930 parsec και σχηματίστηκε από μία έκρηξη υπερκαινοφανούς το 1054 μ.χ, της οποίας κατάλοιπα παρατηρούμε σήμερα*. Εικόνα 19: Το νεφέλωμα του Καρκίνου Το Νεφέλωμα του Καρκίνου, επίσης γνωστό και ως M1, αποτελείται και από ένα pulsar που βρίσκεται στη μέση του νεφελώματος. Δεν υπάρχουν όμως ενδείξεις για ύπαρξη δίσκου προσαύξησης. Το νεφέλωμα είναι ένα από τα πιο καλά μελετημένα αστρονομικά αντικείμενα, αφού μπορεί να μελετηθεί επαρκώς σε όλα τα υπάρχοντα μήκη κύματος. * Χαρακτηριστικά αναφέρεται από Κινέζικα έγγραφα ότι εμφανίστηκε στις 4 Ιουλίου του 1054 και παρέμεινε ορατό κατά τη διάρκεια της ημέρας για 23 μέρες και στο νυχτερινό ουρανό για 653 μέρες.

30 Χαρακτηριστικά της Εκπεμπόμενης Aκτινοβολίας από το Pulsar Το pulsar του Νεφελώματος του Καρκίνου είναι πηγή παλμικής ακτινοβολίας με περίοδο 33 ms. Από την ανακάλυψη τους, τα pulsar έχουν μελετηθεί σε ένα ευρύ φάσμα μηκών κύματος. Ο ανιχνευτής EGRET έχει μετρήσει εκπομπές από πολλά υψηλής ενέργειας pulsar, μέχρι και ενέργειες που φθάνουν τα 10 GeV. Ενέργειες μεταξύ 20 και 100 GeV παρέμεναν ανεξερεύνητες ως το 2008 που εκτοξεύτηκε ο δορυφόρος Fermi ο οποίος ανιχνεύει ακτίνες- γ στη περιοχή 20 MeV με 300 GeV. Το ενεργειακό φάσμα του pulsar φαίνεται στην εικόνα 20. Αναμενόταν θεωρητικά σε υψηλές ενέργειες ένα απότομο κόψιμο, το οποίο παρατηρήθηκε πειραματικά μεταξύ GeV. H παρατήρηση αυτή είναι σημαντική διότι μπορούμε να διακρίνουμε τους μηχανισμούς παραγωγής που λαμβάνουν χώρα στο pulsar. Όσον αφορά τις ενέργειες που παρατηρούμε, υπάρχουν δύο μοντέλα που εξηγούν την εκπομπή ακτίνων- γ από pulsars, τα οποία διαφέρουν στην υπόθεση σχετικά με το πού λαμβάνει χώρα η επιτάχυνση των σωματιδίων. Τα ισχυρά ηλεκτρικά πεδία που υπάρχουν στο pulsar είναι υπεύθυνα για τη δημιουργία ζευγών ηλεκτρονίου- ποζιτρονίου, τα οποία στη συνέχεια δραπετεύουν στις έξω περιοχές. Οι περιοχές αυτές μπορεί να είναι κοντά στην επιφάνεια του συμπαγούς αστέρα, στους πόλους, ή σχετικά μακριά από αυτήν. Εικόνα 20: Ενεργειακό φάσμα, προερχόμενο από το pulsar του νεφελώματος του Καρκίνου. Ο κύριος παλμός μετρήθηκε με το δορυφόρο EGRET. Επίσης φαίνονται τα άνω όρια των πειραμάτων CELESTE, HEGRA Whipple και CAT. (Aharonian F.A. et al)

31 To Πολικό μοντέλο (polar cap model) υποθέτει ότι οι διαδικασίες επιτάχυνσης και ακτινοβολίας λαμβάνουν χώρα κοντά στην επιφάνεια του αστέρα νετρονίων, στη περιοχή των πόλων. Το μοντέλο προβλέπει ένα απότομο κόψιμο στο ενεργειακό φάσμα λίγο κάτω από τα 10 GeV, λόγω της απορρόφησης των TeV ακτίνων- γ από τα ισχυρά μαγνητικά πεδία που δημιουργεί το pulsar. Στη περίπτωση των pulsars με περίοδο της τάξης των millisecond, λόγω των σχετικώς ασθενών μαγνητικών πεδίων (Β 10⁸- 10⁹ G) αυτές οι ακτίνες- γ δραπετεύουν. Σε αυτή τη περίπτωση το φασματικό κόψιμο θα συμβεί σε μεγαλύτερες ενέργειες. Στο μοντέλο Εξωτερικής Περιοχής (outer gap model) η ζώνη επιτάχυνσης βρίσκεται στην εξωτερική μαγνητόσφαιρα του pulsar, σε σχετικά μεγάλη απόσταση από την επιφάνεια του αστέρα νετρονίων, όπου το μαγνητικό πεδίο έχει μειωθεί αρκετές τάξεις μεγέθους. Στη περιοχή αυτή δεν είναι πιθανός κανένας μηχανισμός απορρόφησης. Προβλέπεται μια σκληρή συνιστώσα ακτίνων- γ σε μια στενή περιοχή γύρω στα μερικά TeV, η οποία είναι και το φασματικό κόψιμο και καθορίζεται από την ενέργεια των επιταχυνθέντων ηλεκτρονίων. Υπάρχουν και κάποια άλλα μοντέλα τα οποία διαφέρουν τελείως από τα προηγούμενα δύο, όπως το μοντέλο Ανέμου Αστέρα Νετρονίων(neutron star wind model). Ο άνεμος του pulsar αποτελείται από ηλεκτρόνια και ποζιτρόνια που δημιουργούνται στη μαγνητόσφαιρα του. Μεταξύ της μαγνητόσφαιρας και της περιοχής του νεφελώματος υπάρχει μια περιοχή όπου τα ηλεκτρόνια κινούνται μαζί με το μαγνητικό πεδίο, προτού δημιουργηθεί το κρουστικό κύμα (unshocked wind) και έτσι δεν εκπέμπεται ακτινοβολία synchrotron. Η περιοχή αυτή μπορεί να παρατηρηθεί μέσω του αντίστροφου φαινομένου Compton. Τα πιθανά φασματικά χαρακτηριστικά της ακτινοβολίας που παράγεται στον άνεμο του pulsar θα πρέπει να εξαρτώνται πολύ από τον παράγοντα Lorentz και τη γεωμετρία του ανέμου. Εικόνα 21: Ακτινοβολία ανέμου αστέρα νετρονίων. Απεικόνιση των τριών περιοχών εκπομπής VHE ακτίνων- γ. 31

32 Χαρακτηριστικά Εκπεμπόμενης Ακτινοβολίας από το Νεφέλωμα Το ενεργειακό φάσμα του νεφελώματος του Καρκίνου (εικόνα 22) είναι συνεχές, δεν είναι θερμικής φύσης και εκτείνεται από ραδιοφωνικές συχνότητες μέχρι και TeV ακτίνες- γ. Εικόνα 22: Ενεργειακό φάσμα του Νεφελώματος του Καρκίνου. Τα δεδομένα προέρχονται από πολλά πειράματα σε όλα τα προσβάσιμα μήκη κύματος Υπάρχουν τρία ενεργειακά κοψίματα και τέσσερις συνιστώσες που σβήνουν εκθετικά. Η χαμηλή κορυφή στην περιοχή των VHE ακτίνων- γ, που συχνά ερμηνεύεται ως κορυφή Synchrotron, εκτείνεται μέχρι μερικά MeV. Αυτή προδίδει την παρουσία σχετικιστικών ηλεκτρονίων μέχρι 10¹⁶ ev που υπέστησαν επιτάχυνση σε μαγνητικό πεδίο μεγαλύτερο από 100 μg. Η πρώτη ανίχνευση TeV από το νεφέλωμα έγινε το 1989 από το πείραμα Whipple. Από τότε έχουν γίνει πάνω από δέκα ανεξάρτητες παρατηρήσεις σε αυτή την ενεργειακή περιοχή από επίγειες ανιχνευτικές διατάξεις. Οι εκπομπές αυτές μπορούν να φανούν και από το βόρειο και από το νότιο μαγνητικό ημισφαίριο, ενώ η σταθερότητα των εκπομπών το έχει καθιερώσει ως τη μόνιμη πηγή ακτίνων- γ, που λαμβάνεται ως σημείο αναφοράς στη Φυσική των κοσμικών ακτίνων. Η προέλευση των παρατηρούμενων φωτονίων πολύ υψηλών ενεργειών (VHE) πιθανόν να προέρχονται είτε από αντίστροφη σκέδαση Compton ηλεκτρονίων ενέργειας PeV, από διάσπαση ουδέτερων πιονίων π⁰. Το pulsar επιταχύνει έναν άνεμο από σχετικιστικά σωματίδια, τα οποία σχηματίζουν τελικά ένα κρουστικό κύμα. Η επιτάχυνση των σωματιδίων μπορεί να εξηγηθεί με αρκετά πιθανά σενάρια.

33 33 Το πιο αποδεκτό μοντέλο για την εξήγηση της μη θερμικής εκπομπής είναι γνωστό ως μοντέλο MHD (magnetohydrodynamics) και αναπτύχθηκε από τους Kennell και Corinti το Τα ηλεκτρόνια του ανέμου επιταχύνονται στο τέλος του κρουστικού κύματος και εισέρχονται στο νεφέλωμα. Εκεί προστίθεται μια νέα συνιστώσα ηλεκτρονίων που εκπέμπει στα ραδιοφωνικά μήκη κύματος. Οι TeV ακτίνες- γ παράγονται από την αντίστροφη σκέδαση Compton σχετικιστικών ηλεκτρονίων με φωτόνια που υπάρχουν στο χώρο όπως ακτινοβολία Synchrotron, υπέρυθρη θερμική ακτινοβολία, ή τη μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου. Οι διάφορες παράμετροι του μοντέλου καθορίζονται από τα πειραματικά δεδομένα. Το αποτέλεσμα είναι η συμπαγής γραμμή στο διάγραμμα της εικόνας 21 σε πολύ καλή συμφωνία με τις παρατηρήσεις. Αξίζει να αναφερθούμε στο γεγονός ότι στο μοντέλο MHD υπετέθη σφαιρική συμμετρία για το νεφέλωμα, παρά το γεγονός ότι στη πραγματικότητα η συμμετρία που παρατηρείται είναι μια πολύπλοκη κυλινδρική. Η ασύμμετρη αυτή δομή έχει ως αποτέλεσμα, η ενέργεια, στη συγκεκριμένη περίπτωση ο άνεμος σωματιδίων, να ρέει στο επίπεδο του ισημερινού του pulsar. Οι αλληλεπιδράσεις μεταξύ του ανέμου του pulsar και του νεφελώματος δεν έχουν ακόμα αποσαφηνιστεί. Μελέτες των περιοχών εκπομπής του νεφελώματος έδειξαν ότι το μέγεθος της περιοχής εκπομπής μειώνεται καθώς αυξάνεται η ενέργεια των φωτονίων που παρατηρούνται. Η κεντρική περιοχή παρουσιάζει ποικιλότητα σε ακτίνες- Χ, ραδιοφωνικά και οπτικά μήκη κύματος, χωρίς κάποια εμφανή εξήγηση. Μελέτες για τις εκπομπές ακτινοβολίας- γ, ειδικά στις GeV ενέργειες, μπορούν ακόμα να αποκαλύψουν πολύ ενδιαφέρουσες πτυχές της Φυσικής που λαμβάνει χώρα σε τέτοιες, κοσμολογικών διαστάσεων, τοποθεσίες.

34 34 5. Ενεργοί Πυρήνες Γαλαξιών (AGN) Mkn 421 και Mkn 501 Οι ενεργοί πυρήνες γαλαξιών αποτελούν τον κύριο πληθυσμό των εξωγαλαξιακών πηγών πολύ υψηλών (HE) και πάρα πολύ υψηλών (VHE) ακτίνων- γ. Είναι τα κύρια αντικείμενα που παρατηρούνται με την τεχνική Čerenkov. Υπάρχει ένα μοντέλο που παριστά το τι είναι ένας AGN: μια υπερμεγέθης μαύρη τρύπα που βρίσκεται περικυκλωμένη από έναν δίσκο προσαύξησης πλάσματος σε μεγάλη θερμοκρασία. Καθώς το πλάσμα έλκεται συνεχώς από τη μαύρη τρύπα, δημιουργούνται πίδακες από υπερσχετισκιστικά σωματίδια, ουσιαστικά κάθετα στο επίπεδο του δίσκου προσαύξησης. Επιπλέον, γύρω από τη μαύρη τρύπα υπάρχει ένα σύννεφο σκόνης σε σχήμα τόρου, το οποίο εμποδίζει την απευθείας παρατήρηση στο κεντρικό μέρος του AGN. Ανάμεσα στον τόρο και τους πίδακες υπάρχουν μοριακά νέφη τα οποία γεμίζουν τον κενό χώρο. Οι παρατηρούμενες διαφορές στα φάσματα των AGN, οφείλονται στο προσανατολισμό των πιδάκων ως προς τη γη, τη μάζα του συμπαγούς άστρου που βρίσκεται στο κέντρο, το ρυθμό προσαύξησης και το στάδιο εξέλιξης τους. Στις εκπομπές υψηλών ενεργειών παρατηρείται μία ποικιλία δεδομένων, που οφείλεται στην ελκόμενη ύλη από το δίσκο προσαύξησης στη μαύρη τρύπα. Για την εξήγηση του σχηματισμού των πιδάκων και τη σύνδεση τους με το δίσκο προσαύξησης υπάρχουν διάφορα μοντέλα. Μία από τις πιο αποδεκτές οπτικές είναι η εξαγωγή ενέργειας και στροφορμής από το δίσκο προσαύξησης μέσω μαγνητικού πεδίου, δημιουργώντας μια ροή ύλης από το δίσκο, ως συνέπεια της διατήρησης της στροφορμής. Η ύλη που εκτινάζεται, αποκλίνει ελάχιστα σε μεγάλες αποστάσεις λόγω της τοροειδούς συνιστώσας του μαγνητικού πεδίου. Η πρώτη εξωγαλαξιακή παρατήρηση TeV ακτίνων- γ ήταν από το AGN Mrk421 το Η ίδια πηγή έχει επίσης τις πιο γρήγορες μεταβολές ροής στις ενέργειες των TeV. Η μελέτη των εκπομπών πολύ υψηλών ενεργειών των AGN έχει να κάνει με την ανάπτυξη μοντέλων που προσπαθούν να εξηγήσουν τις φυσικές διαδικασίες που προκαλούν τις παρατηρήσεις διαφορετικών ανιχνευτών. Συνδυάζονται δεδομένα και μοντέλα για τη δημιουργία μιας, όσο το δυνατόν, συνεπούς εικόνας, υποθέτοντας ότι στους μηχανισμούς παραγωγής κυριαρχεί η επιτάχυνση ηλεκτρονίων. Τα φάσματα των AGN, όπως φαίνεται στην εικόνα 23, σχηματίζουν δύο μέγιστα.

35 35 Εικόνα 23: Ενεργειακά φάσματα των AGN Mkn 421 και Mkn 501. (Costamante L. and Ghisellini G., A&A 384,2001) Το πρώτο μέγιστο (περίπου στα 10¹⁸ Hz), σχεδόν ομόφωνα, αποδίδεται στην ακτινοβολία synchrotron που παράγουν ηλεκτρόνια που κινούνται μέσα στα ισχυρά μαγνητικά πεδία των πιδάκων. Η προέλευση του δεύτερου μεγίστου (περίπου στα 10²⁶ Hz) βρίσκεται ακόμα υπό συζήτηση μεταξύ δύο μοντέλων, του λεπτονικού και του αδρονικού. Πιθανότατα οφείλεται σε αντίστροφη σκέδαση Compton μεγάλης ενέργειας ηλεκτρονίων με χαμηλής ενέργειας φωτόνια, που μπορεί να προέρχονται είτε από ακτινοβολία synchrotron (synchrotron self- Compton), είτε από φωτόνια από το θερμό δίσκο προσαύξησης του AGN. Στα λεπτονικά μοντέλα, τα οποία είναι και τα πιο δημοφιλή, σχετικιστικά ηλεκτρόνια, ή ποζιτρόνια, προσκρούουν σε χαμηλής ενέργειας φωτόνια και παράγουν ακτίνες- Χ και ακτίνες- γ μέσω αντίστροφου φαινομένου Compton. Υπήρχαν ενδείξεις ότι οι έντονες ροές ακτίνων- Χ και ακτίνων- γ, που παρατηρούνται στους Mkn421 και Mkn501, συνδέονται. Η παρατήρηση αυτή οδήγησε στη δημιουργία ενός μοντέλου που συνδέει τη προέλευση των VHE φωτονίων με τα φωτόνια synchrotron. Όπως αναφέρθηκε και στη παράγραφο 2.4, όταν φωτόνια synchrotron σκεδάζονται μέσω αντίστροφου φαινομένου Compton με τα ίδια ηλεκτρόνια που τα παρήγαγαν, αποκτούν μεγάλη ενέργεια και μετατρέπονται σε ακτίνες- γ (synchrotron self- Compton, SSC). Το μοντέλο αυτό είναι το πιο αποδεκτό για τη περιγραφή των VHE ακτίνων- γ από αντικείμενα με ασθενή δίσκο προσαύξησης όπως συμβαίνει με πολλούς AGNs. Εκτός από τα λεπτονικά μοντέλα, έχουν προταθεί και άλλα μοντέλα για να εξηγήσουν τις ακτίνες- γ πολύ υψηλών ενεργειών από τους AGN. Αυτά είναι τα

36 36 αδρονικά μοντέλα, σύμφωνα με τα οποία θεωρείται ότι οι πίδακες των ενεργών πυρήνων περιέχουν και συνιστώσα πρωτονίων, η οποία επιταχύνεται μαζί με τη λεπτονική συνιστώσα. Ακτίνες- γ μπορούν να παραχθούν από τη διάσπαση των ουδέτερων πιονίων π⁰ ( 2.2), τα οποία έχουν δημιουργηθεί από τις συγκρούσεις μεταξύ πρωτονίων και χαμηλής ενέργειας φωτονίων. Οι ακτίνες- γ που παράγονται από τα πιόνια στη συνέχεια μπορούν να αλληλεπιδράσουν με φωτόνια synchrotron οδηγώντας σε δημιουργία ζεύγους, το οποίο ξεκινά έναν ηλεκτρομαγνητικό καταιγισμό στον πίδακα. Τα φωτόνια αυτά στη συνέχεια ανιχνεύονται στη περιοχή TeV ενεργειών, ή χαμηλότερα. Τα φωτόνια που αλληλεπιδρούν με αυτά των πιονίων, δεν είναι απαραίτητο να προέρχονται από ακτινοβολία synchrotron, αλλά και από φωτόνια που παρήχθησαν έξω από τον πίδακα. Μία άλλη περίπτωση είναι επίσης η σκέδαση πρωτονίου- πρωτονίου, που συμβαίνει όταν υψηλής πυκνότητας ύλη κινείται μέσα στον πίδακα. Στη συνέχεια ακολουθεί παραγωγή πιονίων, όπως περιγράφηκε παραπάνω. Τα πρωτόνια μπορούν και αυτά να παράγουν ακτίνες- γ μέσω ακτινοβολίας synchrotron, αν βρεθούν μέσα σε πολύ ισχυρό μαγνητικό πεδίο (~100 G). Σε περίπτωση που ισχύει το αδρονικό μοντέλο, θα πρέπει να παρατηρηθούν (εκτός από φωτόνια- γ) και νετρίνα. Τα νετρίνα παράγονται από τη διάσπαση μεσονίων, τα οποία δημιουργούνται από διασπάσεις πιονίων, ή άλλων αδρονίων. Η παρατήρηση νετρίνο θα επιβεβαιώσει την αδρονική συνιστώσα των ακτίνων- γ, χωρίς βέβαια να έχει αυτό κάποια επίπτωση στα λεπτονικά μοντέλα. Από την άλλη μεριά, ένα από τα μεγάλα προβλήματα των αδρονικών μοντέλων είναι ότι οι διαδικασίες επιτάχυνσης είναι πολύ αργές. Αυτό έρχεται σε αντίθεση με τα παρατηρησιακά δεδομένα, όπου υπάρχουν μεταβλητότητες στη ροή των AGN, που συμβαίνουν σε πολύ μικρά χρονικά διαστήματα (ο Mkn521 διπλασίασε τη ροή του σε λιγότερο από 20 λεπτά και ο Mkn501 σε μία μέρα). Μέχρι στιγμής, και τα δύο μοντέλα (με μια ελαφρά προτίμηση στη διαδικασία SSC) περιγράφουν τις παρατηρήσεις. Οι φυσικές παράμετροι δεν εξαρτώνται από το μοντέλο που χρησιμοποιούμε, αλλά από τα παρατηρησιακά δεδομένα αυτά καθεαυτά. Οι φυσικές παράμετροι είναι το μέγεθος της περιοχής εκπομπής, η ένταση του μαγνητικού πεδίου μέσα στον πίδακα, ο παράγοντας Doppler και Lorentz των επιταχυνόμενων σωματιδίων και η πυκνότητα των φωτονίων που προϋπάρχουν στους AGN.

37 37 Ένα σημαντικό ζήτημα που προκύπτει από την παρατήρηση των AGN σε πολύ μακρινές αποστάσεις, είναι η αλληλεπίδραση των φωτονίων υποβάθρου με τις εκπεμπόμενες ακτίνες- γ. Αυτό που παρατηρούμε είναι ο συνδυασμός εκπομπής από τους AGN και απορρόφησης. Η αλληλεπίδραση αυτή μεταβάλλει τα ενεργειακά φάσματα που παρατηρούμε, τα οποία εγγενώς ακολουθούν εκθετική μείωση. Όπως αναφέραμε και προηγουμένως, αναμένεται από τα φάσματα των AGN ένα απότομο κόψιμο (λόγω αδυναμίας των πεδίων να επιταχύνουν περαιτέρω τα σωματίδια). Αλλά, είναι δύσκολο να διακρίνουμε αν το κόψιμο αυτό οφείλεται στην αρχική εκπομπή από τον AGN, ή την απορρόφηση από την υπέρυθρη ακτινοβολία που υφίστανται τα φωτόνια κατά το ταξίδι τους προς τη γη. Παρατηρήσεις διαφορετικών AGN θα μας επιτρέψουν να καταλάβουμε αν ισχύει το πρώτο, ή το δεύτερο.