ΠΡΟΓΡΑΜΜΑ ΣΠΟΥΔΩΝ ΠΡΟΧΩΡΗΜΕΝΕΣ ΣΠΟΥΔΕΣ ΣΤΗ ΦΥΣΙΚΗ ΤΙΤΛΟΣ ΔΙΠΛΩΜΑΤΙΚΗΣ ΕΡΓΑΣΙΑΣ

Transcript

1 ΕΛΛΗΝΙΚΟ ΑΝΟΙΚΤΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΣΧΟΛΗ ΘΕΤΙΚΩΝ ΣΠΟΥΔΩΝ ΚΑΙ ΤΕΧΝΟΛΟΓΙΑΣ ΠΡΟΓΡΑΜΜΑ ΣΠΟΥΔΩΝ ΠΡΟΧΩΡΗΜΕΝΕΣ ΣΠΟΥΔΕΣ ΣΤΗ ΦΥΣΙΚΗ ΔΙΠΛΩΜΑΤΙΚΗ ΕΡΓΑΣΙΑ ΤΙΤΛΟΣ ΔΙΠΛΩΜΑΤΙΚΗΣ ΕΡΓΑΣΙΑΣ Μελέτη της Ενοποίησης των AGNs & γαλαξίες Starbursts. Η συνεισφορά τους στη Κοσμική Ακτινοβολία ΟΝΟΜΑ ΦΟΙΤΗΤΗ ΓΕΩΡΓΙΟΣ ΜΟΥΣΑΣ ΟΝΟΜΑ ΕΠΙΒΛΕΠΟΝΤΑ ΚΑΘΗΓΗΤΗ ΝΕΚΤΑΡΙΑ Α. Β. ΓΚΙΖΑΝΗ ΑΘΗΝΑ ΣΕΠΤΕΜΒΡΙΟΣ 2014

2 1 ΠΙΝΑΚΑΣ ΠΕΡΙΕΧΟΜΕΝΩΝ Περίληψη... 3 Κεφάλαιο 1. Εισαγωγή Ενοποίηση των AGN Οι βασικές συνιστώσες των AGN Ταξινόμηση Βάσει της ισχύος των jets Βάσει της διεύθυνσης παρατήρησης Θεωρίες ενοποίησης Radio-quiet Radio-loud Γαλαξίες Starbursts Γενικά χαρακτηριστικά Κατηγορίες Συσχέτιση AGN - Starbursts Γενική Θεωρία Ενοποίησης Κοσμική Ακτινοβολία Φύση των κοσμικών ακτίνων Πρωτογενής Δευτερογενής Ανίχνευση και Καταγραφή της Κοσμικής Ακτινοβολίας... 48

3 2 5. Επιτάχυνση και Διάδοση της Κοσμικής Ακτινοβολίας Πηγές και Μηχανισμοί Παραγωγής AGN και Κοσμικές Ακτίνες Starbursts και Κοσμικές Ακτίνες Διάδοση των Κοσμικών Ακτίνων Κοσμική Μικροκυματική Ακτινοβολία Κοσμικά Μαγνητικά Πεδία Συμπεράσματα Παραρτήματα Αναφορές - Βιβλιογραφία

4 3 Περίληψη Οι Ενεργοί Γαλαξιακοί Πυρήνες (AGNs) αποτελούν αντικείμενο έρευνας εδώ και πέντε περίπου δεκαετίες. Στην παρούσα διατριβή γίνεται αναφορά στις συνιστώσες των AGNs και επισημαίνεται η μεγάλη ποικιλομορφία τους, που γεννά την ανάγκη για μία θεωρία ενοποίησης. Αναλύονται μοντέλα ενοποίησης και συγκεκριμένα το μοντέλο που στηρίζεται στη διαφορετική διεύθυνση παρατήρησης. Εξετάζεται και η προοπτική για μία ενιαία θεωρία ενοποίησης, βασισμένη σε ένα ιεραρχικό μοντέλο. Συζητούνται επίσης ανοικτά ζητήματα που προκύπτουν κατά την προσπάθεια ενοποίησης για ορισμένες κατηγορίες AGN. Στη συνέχεια γίνεται αναφορά στα χαρακτηριστικά και τις κατηγορίες των γαλαξιών Starbursts και αναλύεται η σχέση τους με τους AGNs, η οποία παίζει πρωταρχικό ρόλο στη δημιουργία και εξέλιξη των γαλαξιών. Επιπλέον μελετάται σε δύο φάσεις, το πεδίο έρευνας που σχετίζεται με την κοσμική ακτινοβολία. Στην πρώτη φάση, αναλύονται δεδομένα που σχετίζονται με τη φύση των κοσμικών ακτίνων (CRs), το διαχωρισμό τους σε πρωτογενείς και δευτερογενείς, το ενεργειακό τους φάσμα και τις σύγχρονες μεθόδους ανίχνευσης και καταγραφής. Η δεύτερη φάση επικεντρώνεται στην αναζήτηση των πιθανών πηγών των CRs, των μηχανισμών παραγωγής και επιτάχυνσης, τη σχέση τους με τους AGNs και τους Starbursts, ενώ ερευνώνται και οι παράγοντες που επηρεάζουν τη διάδοση της κοσμικής ακτινοβολίας. Σαν αποτέλεσμα, ιδιαίτερη βαρύτητα δίνεται στη διάδοση των κοσμικών ακτίνων πολύ υψηλής ενέργειας (UHECRs), των οποίων το ενεργειακό φάσμα αποτελεί εδώ και αρκετά χρόνια ένα από τα μεγαλύτερα ανοικτά ζητήματα στην Αστροφυσική. Abstract The Scientific Field of Active Galactic Nuclei (AGNs) is under investigation for approximately five decades. In this Thesis we study the AGNs` components and great diversity, which in turn creates the need for a Theory of Unification. We discuss several models of unification and specifically the model based on the different viewing direction. Prospects for a general theory of unification based on an hierarchical model are also examined. ``Open issues`` that arise during the unification effort for certain categories of AGN are discussed. We also study the characteristics and categories of Starburst galaxies and analyze how these galaxies correlate with AGNs. This correlation plays a key role in the creation and evolution of galaxies. The final chapters of the thesis are dedicated in the research field associated with cosmic rays (CRs). First, we probe the nature of cosmic rays, their classification as primary and secondary, their energy spectrum and we refer to the contemporary methods of their detection and recording. Second, we focus on the possible sources of CRs, possible mechanisms of their production and acceleration, on their correlation with AGNs and Starbursts and on the factors that affect their propagation. As a result the propagation of Ultra High Energy Cosmic Rays (UHECRs), is particularly studied, whose energy spectrum is, for many years one of the biggest open questions in Astrophysics.

5 4 1. Εισαγωγή Οι κεντρικές περιοχές των ενεργών γαλαξιών (AGNs) αποτελούν αντικείμενο έρευνας τις τελευταίες δεκαετίες. Ο AGN παίρνει ισχύ από το μηχανισμό προσαύξησης μάζας, ο οποίος απαιτεί την ύπαρξη στο κέντρο του γαλαξία μιας Υπερμεγέθους Μελανής Οπής και ενός δίσκου συσσώρευσης που την περιβάλλει. Σε διάφορες αποστάσεις από το κέντρο υπάρχουν διακεκριμένες περιοχές, όπως π.χ. οι περιοχές ευρέων γραμμών εκπομπής (Broad Line Region ή BLR), Torus, λεπτών γραμμών εκπομπής (Narrow Line Region ή NLR) και Starburst. Οι περιοχές αυτές μαζί με τον δίσκο προσαύξησης αποτελούν τις λεγόμενες συνιστώσες του AGN. Κάποιοι AGNs εμφανίζουν επίσης ασθενείς ή ισχυρούς πίδακες (jets), που εκτινάσσονται από την περιοχή του κέντρου. Έτσι γίνεται ένας αρχικός διαχωρισμός των AGNs σε radio-quiet (έλλειψη ή ύπαρξη ασθενών jets) και radio-loud (ύπαρξη ισχυρών jets). Οι AGNs παρουσιάζουν μεγάλη διαφοροποίηση σε διάφορα χαρακτηριστικά, όπως η εκπομπή ακτινοβολίας σε όλα τα μήκη κύματος, το μέγεθος, το σχήμα, οι γαλαξίες στους οποίους ανήκουν κ.λ.π. Ανεξάρτητα από την ταξινόμηση τους σε radio-quiet και radio-loud (ανάλογα με το μέγεθος της ραδιοεκπομπής), έγινε και ταξινόμηση σε Type I και Type II ανάλογα με τα φάσματά τους. Οι Type I εμφανίζουν φάσματα κυρίως ευρέων γραμμών, ενώ τα φάσματα των Type II χαρακτηρίζονται από ασθενείς λεπτές γραμμές. Οι radio-quiet, Type I περιλαμβάνουν τους Seyferts 1 και τα Quasi-Stellar Objects (QSOs), που διαφοροποιούνται από τους πρώτους ως προς τη λαμπρότητα. Στους radio-quiet που είναι Type II ανήκουν οι Seyferts 2 και τα QSO2s. Τα QSOs και QSO2s αποτελούν την ομάδα των Radio-Quiet Quasars (RQQ). Ειδική περίπτωση radio-quiet είναι οι LINERS. Οι radio-loud, Type I περιλαμβάνουν τους Flat Spectrum Radio Quasars (FSRQ), που εμφανίζουν επίπεδα φάσματα ευρέων γραμμών και τα BL Lacs, που έχουν μεγάλη μεταβλητότητα. Οι FSRQs και BL Lacs αποτελούν την ομάδα των Blazars. Οι radio-loud, Type II περιλαμβάνουν τους Fanaroff- Riley (FR Is και FR IIs), που αναφέρονται και σε ραδιογαλαξίες και διαφοροποιούνται μεταξύ τους ως προς την ισχύ, αλλά και τη μορφολογία των jets. Ειδικές περιπτώσεις radio-loud αποτελούν οι Steep Spectrum Radio Quasars (SSRQs), που εμφανίζουν απότομα φάσματα και οι μεταβλητοί Optically Violent Variable Quasars (OVVQs). Η ποικιλομορφία των AGNs γεννά την ανάγκη για μία θεωρία ενοποίησης. Μία τέτοια θεωρία μπορεί να βασίζεται στη διαφορετική διεύθυνση παρατήρησης και σκοπός της είναι να δείξει ότι οι Type I και Type II AGNs είναι στην ουσία παρόμοιοι στην κατηγορία των radioquiet, αλλά και στην κατηγορία των radio-loud. Η γωνία παρατήρησης θεωρείται η πιθανότερη αιτία για το γεγονός ότι φαίνονται διαφορετικά τα χαρακτηριστικά των AGNs. Είναι επίσης πιθανό ότι μπορεί να υπάρχουν κάποια ανοικτά ζητήματα στη θεωρία ενοποίησης για διαφορετικές κατηγορίες AGN (Chiaberge 2004). Το φαινόμενο του σχηματισμού άστρων με πολύ μεγάλο ρυθμό φέρει την ονομασία Starburst. Με το ίδιο όνομα χαρακτηρίζονται και οι γαλαξίες στους οποίους υπάρχει έξαρση του

6 5 φαινομένου. Τα φάσματα των γαλαξιών Starbursts κυριαρχούνται από γραμμές που αντιστοιχούν σε αστρικές πηγές ενέργειας και κυρίως από περιοχές ιονισμένου υδρογόνου (H II). Η δημιουργία ενός γαλαξία Starburst απαιτεί την ύπαρξη ενός Γιγαντιαίου Μοριακού Νέφους (Giant Molecular Cloud - GMC), το οποίο δημιουργείται συνήθως από κάποια συγχώνευση γαλαξιών. Οι Starbursts χωρίζονται σε τρεις μεγάλες κατηγορίες ανάλογα με τα χαρακτηριστικά τους: Blue Compact Galaxies (BCGs), Luminous Infrared Galaxies (LIGs) και Wolf-Rayet Galaxies (WRGs). Μία υποκατηγορία των BCGs είναι οι γαλαξίες Peas που ανακαλύφθηκαν σχετικά πρόσφατα (2007) και παρουσιάζουν ιδιαίτερο ενδιαφέρον. Το φαινόμενο Starburst μπορεί να εκδηλώνεται και τοπικά μέσα σε κάποιο γαλαξία, χωρίς αυτός ο γαλαξίας να χαρακτηρίζεται σαν Starburst. Οι έρευνες έχουν αποκαλύψει επίσης την ύπαρξη περιοχών Starbursts κοντά σε AGNs και οι οποίες αναφέρονται σαν ξεχωριστές συνιστώσες. Για το λόγο αυτό εξετάζεται η σχέση AGN Starburst, η οποία φαίνεται ότι οδηγεί σε χρήσιμα συμπεράσματα ως προς τη δομή και εξέλιξη των γαλαξιών. Με βάση αυτή τη σχέση και ορισμένα ιδιαίτερα χαρακτηριστικά των quasars, εξετάζεται και η προοπτική μιας γενικής θεωρίας ενοποίησης, η οποία θα βασίζεται σε ένα ιεραρχικό μοντέλο. Η Κοσμική Ακτινοβολία αποτελεί πεδίο έρευνας στην Αστροφυσική από τις αρχές του περασμένου αιώνα. Στην παρούσα διατριβή σε πρώτη φάση εξετάζεται η σύνθεση των κοσμικών ακτίνων και γίνεται σαφής διαχωρισμός σε πρωτογενείς και δευτερογενείς. Οι πρωτογενείς προσβάλλουν τη γήινη ατμόσφαιρα από όλες τις διευθύνσεις, ενώ οι δευτερογενείς προκύπτουν σαν αποτέλεσμα της αλληλεπίδρασης των πρωτογενών με την ατμοσφαιρική ύλη. Ο διαχωρισμός των πρωτογενών ακτίνων γίνεται με βάση την ενέργειά τους και έτσι διακρίνονται σε Stellar Energetic Particles (SEPs), Anomalous Cosmic Rays (ACRs), Galactic Cosmic Rays (GCRs) και Ultra High Energy Cosmic Rays (UHECRs). Στην εργασία μας εξετάσαμε κατά πόσο ο ενεργειακός διαχωρισμός των πρωτογενών ακτίνων καθορίζει και την προέλευσή τους, η οποία μπορεί να είναι ηλιακή, γαλαξιακή ή εξωγαλαξιακή. Οι δευτερογενείς ακτίνες εμφανίζονται με τη μορφή ενός καταιγισμού σωματιδίων μέσα στην ατμόσφαιρα. Αναλύονται οι δυνατές αλληλεπιδράσεις και γίνεται διαχωρισμός σε τρεις διαφορετικές συνιστώσες (σκληρή, μαλακή και νουκλεϊνική). Μελετάται η δράση των κοσμικών ακτίνων πάνω σε μικροηλεκτρονικές συσκευές και αναλύονται μέθοδοι ανίχνευσης και καταγραφής από δορυφορικά και επίγεια συστήματα. Οι πιθανές πηγές κοσμικών ακτίνων διακρίνονται ανάλογα με την ενέργεια που μπορούν να προσδώσουν σ` αυτές. Εν συντομία γίνεται προσπάθεια της ερμηνείας των μηχανισμών παραγωγής SEPs στον Ήλιο, ACRs στην ηλιόσφαιρα και GCRs στα υπολείμματα υπερκαινοφανών (SNRs). Αναλύονται οι μηχανισμοί επιτάχυνσης, που αντιστοιχούν στους δύο μηχανισμούς Fermi 1 ου και 2 ου βαθμού. Οι μηχανισμοί παραγωγής και επιτάχυνσης μελετώνται ξεχωριστά για την περίπτωση των UHECRs, μέσω της σχέσης των κοσμικών ακτίνων με τους AGNs, που θεωρούνται πιθανές πηγές των UHECRs. Ειδικά για το σκοπό αυτό εξετάζονται κάποιοι σχετικά κοντινοί AGNs με ιδιαίτερα χαρακτηριστικά (Centaurus A, Hercules A), ως προς τη δυνατότητα παραγωγής και επιτάχυνσης σωματιδίων σε ενέργειες στην περιοχή των UHECRs.

7 6 Η σχέση των κοσμικών ακτίνων με τους Starbursts εξετάζεται μέσω των ακτίνων γ, που εκπέμπονται από τις αλληλεπιδράσεις των κοσμικών σωματιδίων με τα πυκνά πεδία ακτινοβολίας που χαρακτηρίζουν τους Starbursts. Λαμβάνονται υπόψη οι μηχανισμοί απώλειας ενέργειας για τα κοσμικά σωματίδια (Bremsstrahlung, Synchrotron, Inverse Compton), οι οποίοι καθορίζουν σε μεγάλο βαθμό τη διατήρηση της εμπειρικής σχέσης μακρινού υπερύθρουραδιοκυμάτων (σχέση FIR-Radio). Η σχέση αυτή εκφράζει μία γραμμική αναλογία ανάμεσα στη λαμπρότητα στο υπέρυθρο (L FIR ) και στη λαμπρότητα στα ραδιοκύματα (L Radio ), που σημαίνει ότι ο λόγος L FIR / L Radio πρέπει να διατηρείται σταθερός. Εξετάζονται οι παράγοντες που επηρεάζουν τη διάδοση των κοσμικών ακτίνων, καθώς σχετίζονται άμεσα με το ενεργειακό φάσμα των UHECRs, όπως επίσης και η ύπαρξη ή όχι του ορίου αποκοπής (GZK-cutoff), που αποτελεί ένα από τα ανοικτά ζητήματα στην Αστροφυσική. Οι παράγοντες αυτοί είναι η κοσμική ακτινοβολία μικροκυμάτων (Cosmic Microwave Background - CMB) και τα κοσμικά μαγνητικά πεδία. Μελετώνται αναλυτικά οι διεργασίες photoproduction, παραγωγή ζευγών e +, e - και photodisintegration, που συνεπάγονται απώλειες ενέργειας των κοσμικών σωματιδίων λόγω αλληλεπίδρασής τους με τη CMB. Τέλος γίνεται αναφορά στις υποθέσεις για τη μορφή και την ένταση του γαλαξιακού και εξωγαλαξιακού πεδίου και τον βαθμό που μπορούν τα πεδία αυτά να επηρεάσουν τη διάδοση και κατ` επέκταση τον πιθανό εντοπισμό των πηγών των κοσμικών ακτίνων. Στο 2 ο Κεφάλαιο αναλύονται οι συνιστώσες των AGNs και τα πιθανά σχήματα ενοποίησης που προβλέπονται από τη θεωρία με βάση τη γωνία παρατήρησης και επισημαίνονται τα ανοικτά ζητήματα που προκύπτουν για την κατηγορία των radio-quiet, αλλά και των radio-loud AGNs. Τα χαρακτηριστικά και οι κατηγορίες των Starbursts αναλύονται στο 3 ο Κεφάλαιο, όπου επίσης εξετάζεται και η σχέση AGN Starburst, καθώς και η προοπτική για μία ενιαία θεωρία ενοποίησης βασισμένη σε ένα ιεραρχικό μοντέλο. Το 4 ο Κεφάλαιο επικεντρώνεται στη φύση και το ενεργειακό φάσμα των κοσμικών ακτίνων, εξετάζονται ξεχωριστά η πρωτογενής και δευτερογενής κοσμική ακτινοβολία και περιγράφονται διάφορες ανιχνευτικές διατάξεις, που χρησιμοποιούνται σε δορυφόρους ή σε άλλα πειράματα που σχετίζονται με τις κοσμικές ακτίνες. Το 5 ο Κεφάλαιο αναφέρεται στην επιτάχυνση και διάδοση των κοσμικών ακτίνων. Αρχικά γίνεται μία σύντομη ανάλυση των μηχανισμών παραγωγής και επιτάχυνσης σε σχέση με τις πιθανές πηγές κοσμικών ακτίνων και στη συνέχεια συζητείται η σχέση των κοσμικών ακτίνων με τους AGNs, καθώς επίσης και με τους Starbursts. Η τελευταία ενότητα του 5 ου Κεφαλαίου περιλαμβάνει τους παράγοντες που επηρεάζουν τη διάδοση των κοσμικών ακτίνων. Τα συμπεράσματα που προκύπτουν από τη μελέτη που πραγματοποιήθηκε στην παρούσα εργασία καταγράφονται στο 6 ο Κεφάλαιο.

8 7 2. Ενοποίηση των AGN 2.1 Οι βασικές συνιστώσες των AGN Ενεργοί Γαλαξίες (Active Galaxies) χαρακτηρίζονται εκείνοι που φαίνεται να εμφανίζουν διαφορετικές ιδιότητες από τους κανονικούς (normal), όπως: α) πολύ μεγάλη λαμπρότητα με εκπομπή σε όλες τις περιοχές του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος, β) εξαιρετικά λαμπρό πυρήνα, γ) ισχυρές γραμμές εκπομπής, δ) μεγάλη μεταβλητότητα, ε) ύπαρξη πιδάκων (jets) σε πολλές περιπτώσεις. Η κεντρική περιοχή των Ενεργών Γαλαξιών ονομάζεται Ενεργός Γαλαξιακός Πυρήνας (Active Galactic Nucleus), συντομογραφικά AGN. Ισχυροί λόγοι κάνουν τους επιστήμονες να υποστηρίζουν ότι στο κέντρο ενός AGN βρίσκεται μία Υπερμεγέθης Μελανή Οπή (Super Μassive Black Hole - SMBH), η οποία πιθανότατα σχηματίστηκε κατά τα πρώτα στάδια εξέλιξης του γαλαξία, όταν υπήρχε μεγάλη πυκνότητα ύλης λόγω συγκέντρωσης άστρων στο κέντρο, με αναπόφευκτες συγκρούσεις και συγχωνεύσεις. Η μάζα της υπολογίζεται να βρίσκεται στην περιοχή ( - ) όπου η μάζα του Ήλιου. Η Εικόνα 2.1 παρουσιάζει τον Ενεργό Γαλαξία Μ 87 στο ορατό μέρος του φάσματος. Εικόνα 2.1: Το jet του γαλαξία Μ 87 μήκους 1.5 Kpc εκτινάσσεται από τον ενεργό πυρήνα του. Το κυανίζον χρώμα οφείλεται στην εκπεμπόμενη ακτινοβολία synchrotron ( Στη συνέχεια αναλύονται οι βασικές συνιστώσες, που μαζί με τη SMBH συνθέτουν ένα AGN και που ενδέχεται ο ρόλος τους να είναι σημαντικός στην παραπέρα μελέτη για μία θεωρία ενοποίησης. Προτείνεται (Alloin, Johnson & Lira 2005), ότι οι περιοχές συνιστώσες ενός

9 8 AGN, οι αποστάσεις από το κέντρο (Location) και οι αριθμητικές πυκνότητες (Density) είναι αυτές που φαίνονται στον Πίνακα 1 (τα ακρωνύμια εξηγούνται παρακάτω). Πίνακας 1: AGN Components (Alloin, Johnson & Lira 2005) Component Location (pc) Density (cm -3 ) Accretion Disk ~ BLR ~ Torus HIG ~ 1 NLR ~ Starburst Region ~ 1000 Α) Accretion Disk (Δίσκος Προσαύξησης). Ο δίσκος που δημιουργείται από τη σπειροειδή κίνηση της ύλης με κατεύθυνση προς τη SMBH. Είναι περιοχή μεγάλης πυκνότητας και ο ρόλος του στην εκπομπή και απορρόφηση ακτινοβολίας είναι σημαντικότατος, με καθοριστική παράμετρο τη γεωμετρία του δίσκου. Η λαμπρότητα του δίσκου λόγω συσσώρευσης μάζας δίνεται από τη σχέση Eddington: = η όπου = ο ρυθμός συσσώρευσης μάζας και η η απόδοση της διαδικασίας. Β) BLR (Broad Line Region). Περιοχή εκπομπής ευρέων γραμμών πολύ θερμή (Τ= Κ), για τη δυναμική της οποίας οι επιστήμονες δεν μπορούν ακόμα να αποφανθούν με απόλυτη βεβαιότητα (Alloin, Johnson & Lira 2005). Φαίνεται ότι περιλαμβάνει νέφη αερίου που κινούνται με ταχύτητες της τάξης των 3000 Km/s και πιστεύεται ότι παρουσιάζουν εξαιρετικά υψηλό ιονισμό. Γ) Torus. Περιοχή μεγάλης έκτασης η οποία μπορεί να βρίσκεται σε απόσταση pc από το κέντρο του AGN, όπου το αέριο φαίνεται να εμφανίζεται οπτικά παχύ και σε χαμηλές θερμοκρασίες. Μόνο οι σκληρές ακτίνες Χ ( KeV) μπορούν να το διαπεράσουν. Οι συνθήκες δείχνουν να μοιάζουν με εκείνες που επικρατούν σε μοριακά νέφη αερίου του Γαλαξία. Πιθανότατα, η περιοχή αυτή περιλαμβάνει τεράστια ποσά σκόνης, με εκπομπή και απορρόφηση στο υπέρυθρο. Δ) HIG (High Ionization Gas). Περιοχή λίγο έξω από τα όρια της BLR όπου η παράμετρος ιονισμού είναι φορές μεγαλύτερη από ότι στη BLR με χαρακτηριστικά στοιχεία εκπομπής και απορρόφησης στην περιοχή των ακτίνων Χ.

10 9 Ε) NLR (Narrow Line Region). Θεωρείται ότι βρίσκεται στα όρια του AGN όπως αναγράφονται στον Πίνακα 1 και έχει χαμηλή πυκνότητα. Αν και έχει βαθμό ιονισμού της ίδιας τάξης μεγέθους με την BLR, λόγω της χαμηλής πυκνότητας, οι φυσικές διεργασίες είναι πολύ διαφορετικές σε αυτή την εκτεταμένη περιοχή. Το γεγονός αυτό έχει σαν αποτέλεσμα να παρατηρούνται στο φάσμα απαγορευμένες γραμμές, ενώ οι επιτρεπόμενες γραμμές εμφανίζονται σχετικά ασθενέστερες. ΣΤ) Starbursts Regions είναι περιοχές με ασυνήθιστα μεγάλο ρυθμό δημιουργίας άστρων στις οποίες θα αναφερθούμε αναλυτικά στο κεφάλαιο 3. Η Εικόνα 2.2 δείχνει μία σχηματική αναπαράσταση των συνιστωσών ενός AGN. Εικόνα 2.2: Διακρίνονται οι συνιστώσες ενός AGN με jets και μία τομή της περιοχής Torus ( 2.2 Ταξινόμηση Η μεγάλη ποικιλομορφία που παρουσιάζουν οι διάφορες κατηγορίες AGNs, έχει επικρατήσει να εκφράζεται με τον όρο ``Galaxy Zoo`` Βάσει της ισχύος των jets Στα ραδιοκύματα οι AGNs χωρίζονται σε δύο βασικές κατηγορίες, με πρώτο και βασικό κριτήριο την ύπαρξη ή όχι πιδάκων (jets). Έτσι τους διακρίνουμε σε:

11 10 Radio-quiet: Ανύπαρκτα ή ασθενή jets στα ραδιοκύματα Radio-loud: Ισχυρότατα jets Οι σπειροειδείς γαλαξίες θεωρείται ότι είναι εκείνοι που φιλοξενούν radio-quiet AGN, ενώ αντιθέτως radio-loud φαίνεται να είναι τα ενεργά κέντρα των ελλειπτικών γαλαξιών (Marziani, Calvani & Sulentic 1997). Στο ίδιο άρθρο προτείνεται ο διαχωρισμός σε radio-loud και radioquiet, με βάση τη γωνία ανάμεσα στο spin της SMBH και το διάνυσμα της στροφορμής του δίσκου προσαύξησης. Συγκεκριμένα υποστηρίζεται ότι στην περίπτωση των radio-loud δεν υπάρχει προτιμώμενη διεύθυνση για το επίπεδο του δίσκου προσαύξησης και η γωνία που αναφέρθηκε προηγουμένως μπορεί να παίρνει μεγάλες τιμές (π.χ. ακόμα και 60 ο ). Όμως στην περίπτωση των radio-quiet, το επίπεδο του δίσκου θα πρέπει σχεδόν να ταυτίζεται, ή να παρουσιάζει πολύ μικρή απόκλιση σε σχέση με το ισημερινό επίπεδο της SMBH. Αυτή η θέση του δίσκου σε σχέση με το ισημερινό επίπεδο της SMBH στην περίπτωση των radio-loud, έχει άμεσες συνέπειες τόσο στο οπτικό όσο και στο υπεριώδες φάσμα σε σχέση με τους radio-quiet και έτσι γίνεται ο διαχωρισμός των AGNs στα δύο αυτά είδη. Οι κυριότερες κατηγορίες Radio-quiet (Βλ. Υποενότητα 2.3.1) είναι: α) Seyferts. Εμφανίζουν συνεχή εκπομπή στο ορατό, καθώς επίσης λεπτές (narrow) και σε πολλές περιπτώσεις ευρείες (broad) γραμμές. Διακρίνονται σε: Seyferts 1, Seyferts 1.5, Seyferts 1.8, Seyferts 1.9, Seyferts 2, Narrow-Line Seyferts 1. β) Radio Quiet Quasars (RQQs). Πρόκειται για AGNs που χαρακτηρίζονται σαν πιο λαμπρές ``εικόνες`` των Seyferts. Στην κατηγορία αυτή ανήκουν τα QSOs (Quasi Stellar Object) και QSO2s. γ) Low Ionization Nuclear Emission-line Regions (LINERS). Εμφανίζουν μόνο ασθενείς γραμμές εκπομπής. Οι κυριότερες κατηγορίες Radio-loud (Βλ. Υποενότητα 2.3.2) είναι: α) Blazars. Γενικά χαρακτηρίζονται από μεταβλητότητα, πολωμένο φώς, ραδιοεκπομπή και εκπομπή ακτίνων Χ. Χωρίζονται σε: Steep Spectrum Radio Quasars (SSRQs) με απότομα φάσματα, Flat Spectrum Radio Quasars (FSRQs) με επίπεδα φάσματα και τα μεταβλητά BL-Lac Objects. Οι SSRQs μπορεί να είναι: Low Polarization Quasars (LPQs) και Lobe- Dominated. Οι FSRQs μπορεί να είναι: High Polarization Quasars (HPQs), Optically Violent Variable Quasars (OVVQs) και Core-Dominated. β) Radio Galaxies. Χαρακτηριστικό τους είναι η εκτεταμένη ραδιοεκπομπή. Διακρίνονται σε: Fanaroff-Riley I (FR Is) και Fanaroff-Riley II (FR IIs), λόγω διαφοροποίησης ως προς τα jets και ως προς την ισχύ στα ραδιοκύματα.

12 Βάσει της διεύθυνσης παρατήρησης Αρχικά οι AGNs διαχωρίστηκαν σε Type I και Type II ανάλογα με το εάν παρουσιάζουν στα φάσματά τους ισχυρές γραμμές εκπομπής ή όχι. Η ποικιλομορφία όμως των συνεχώς παρατηρούμενων AGNs και των χαρακτηριστικών τους σε διάφορα μήκη κύματος με την ταυτόχρονη ανάπτυξη της τεχνολογίας των τηλεσκοπίων σε αυτά τα μήκη, οδήγησαν σε μία άλλη ταξινόμηση η οποία στηρίζεται στη γωνία παρατήρησης. Η γωνία αυτή, έστω θ, ορίζεται από την διεύθυνση παρατήρησης και την κάθετη ευθεία στο επίπεδο του δίσκου προσαύξησης και όπως θα φανεί αργότερα στο υποκεφάλαιο 2.3, παίζει πρωτεύοντα ρόλο στη θεωρία ενοποίησης των AGNs. Για θ = η παρατήρηση γίνεται κατά μήκος του δίσκου προσαύξησης (edge on), ενώ για θ = η παρατήρηση γίνεται κάθετα στο δίσκο (face on). Έτσι, γίνεται ο διαχωρισμός σε Type I και Type II ως εξής ( Για τους radio-quiet, αν η γωνία θ παίρνει τιμές < θ < χαρακτηρίζονται σαν Type I, ενώ για τιμές < θ < χαρακτηρίζονται σαν Type II. Για τους radio-loud, αν η γωνία θ βρίσκεται στα όρια < θ < θα είναι Type I, ενώ αν βρίσκεται στα όρια < θ < τότε χαρακτηρίζονται σαν Type II. Σύμφωνα με ό,τι έχει αναφερθεί ως τώρα, προκύπτει το συμπέρασμα ότι αν η γωνία θ είναι πολύ μεγάλη, ο παρατηρητής δέχεται ακτινοβολία κυρίως από την περιοχή NLR και τότε o AGN χαρακτηρίζεται σαν Type II. Αν η γωνία θ είναι μικρή, ο παρατηρητής δέχεται ακτινοβολία από εσώτερες περιοχές του AGN όπως είναι η περιοχή BLR και ο AGN χαρακτηρίζεται σαν Type I. Στην ακραία περίπτωση face on, ο παρατηρητής ``βλέπει`` ακόμα και τα εσώτερα τμήματα του δίσκου προσαύξησης. Επειδή όμως κάθε περιοχή του AGN εκπέμπει και απορροφά σε διαφορετικά μήκη κύματος και επειδή ό,τι λαμβάνει ο παρατηρητής εξαρτάται από τη γωνία θ, το γεγονός αυτό καθιστά τη γωνία θ ως το κυριότερο εργαλείο για τη θεωρία ενοποίησης των radio-quiet αλλά και των radio-loud AGN. Η μεγάλη διαφορετικότητα των AGNs μπορεί να εξηγηθεί λαμβάνοντας υπόψη τρείς παραμέτρους: α) Τη γωνία παρατήρησης β) Την παρουσία ή όχι jets γ) Το λόγο L/ όπου το όριο Eddington (βλ. Παράρτημα Α.1). Αν L/ < 0.01, τότε αυτό σημαίνει ότι δεν υπάρχει περιοχή BLR, ή αποκρύπτεται πλήρως από την περιοχή Torus (obscuring Torus). ( 2.3 Θεωρίες Ενοποίησης Σύμφωνα με τον Miller (1995) υπάρχουν τρεις τρόποι ενοποίησης των AGN: α) Γωνία παρατήρησης: Η ταξινόμηση μπορεί να γίνει με διαφορετικό τρόπο, ο οποίος εξαρτάται από τη διεύθυνση παρατήρησης του AGN.

13 12 β) Παρόμοιοι φυσικοί μηχανισμοί: Οι ενεργοί γαλαξίες είναι δυνατόν να μπορούν να ενοποιηθούν, αν υπάρχουν ενδείξεις ότι είναι παρόμοιες οι φυσικές διεργασίες που συντελούνται στο εσωτερικό όλων αυτών των σωμάτων. γ) Ενοποίηση με βάση τον χρόνο. Με τον τρόπο αυτό εξετάζεται η περίπτωση κατά την οποία η σημερινή μορφή κάποιων AGNs, πιθανόν να είναι το αποτέλεσμα της εξέλιξής τους από διαφορετικό τύπο κατά το παρελθόν Radio-quiet Τα γενικά χαρακτηριστικά των radio-quiet AGNs είναι η σχετικά χαμηλή ραδιοεκπομπή και η έλλειψη jets, χωρίς όμως αυτά να θεωρούνται απόλυτα. Θα αναφερθούμε πρώτα σε προσπάθειες ενοποίησης που έχουν γίνει στην κατηγορία των Seyferts. Με το όνομα αυτό (προς τιμήν του Karl Seyfert), περιγράφονται εκείνοι οι ενεργοί γαλαξίες, οι οποίοι εμφανίζουν τα εξής κύρια χαρακτηριστικά: Περικλείουν AGN μεγάλης λαμπρότητας, των οποίων το φάσμα παρουσιάζει γραμμές εκπομπής υψηλού ιονισμού, αλλά η λαμπρότητα του γαλαξία είναι χαμηλή σε σύγκριση με αυτή των quasars. Σε αντίθεση με τους quasars, οι γαλαξίες Seyfert που περικλείουν αυτούς τους AGN, είναι περισσότερο ευδιάκριτοι. H παρατηρούμενη υπεριώδης ακτινοβολία προέρχεται από το δίσκο προσαύξησης του AGN. Στο οπτικό μέρος οι Seyferts φαίνονται σαν κανονικοί σπειροειδείς γαλαξίες, αλλά με πολύ λαμπρό πυρήνα, που σε άλλα μήκη κύματος, η λαμπρότητά του είναι συγκρίσιμη με τη λαμπρότητα ενός ολόκληρου γαλαξία, όπως π.χ. ο Milky Way. Αρχικά οι Seyferts ταξινομήθηκαν σαν Type Ι και Type ΙΙ σε σχέση με τις γραμμές εκπομπής που παρατηρήθηκαν στο φάσμα τους. Το φάσμα των Type Ι εμφανίζει περιοχές ευρέων επιτρεπόμενων γραμμών, όπως H I, He I, He II, αλλά και λεπτότερων απαγορευμένων γραμμών όπως [O III] (βλ. Παράρτημα Α.2). Το φάσμα των Type ΙΙ δείχνει επίσης επιτρεπόμενες και απαγορευμένες γραμμές, αλλά πολύ λεπτότερες. Σε κάποιες περιπτώσεις, το φάσμα δείχνει και ευρείες αλλά και λεπτές επιτρεπόμενες γραμμές, με αποτέλεσμα να προταθούν (Osterbrock 1981) υποκατηγορίες Seyferts οι 1.5, 1.8 και 1.9. Οι υποκατηγορίες αυτές τείνουν προς τους Type II Seyferts. Ο αρχικός διαχωρισμός των Seyferts σε Type I και Type II με βάση τα φάσματά τους πρέπει να διατηρείται και με βάση τη γωνία παρατήρησης, ώστε να στηριχθεί η υπόθεση της ενοποίησης. Ο Πίνακας 2 παρουσιάζει κάποιους επιλεγμένους Seyferts, μαζί με τον τύπο τους που είναι καταγεγραμμένοι στον κατάλογο NGC (New General Catalogue).

14 13 Πίνακας 2: Παραδείγματα Seyferts NGC Type Η Εικόνα 2.3 δείχνει τον ενεργό γαλαξία NGC 1068 τύπου Seyfert 2 στο ορατό, που όπως θα φανεί παρακάτω, η μελέτη του έπαιξε πρωταρχικό ρόλο στην υπόθεση ενοποίησης των Seyferts. Εικόνα 2.3: Ο γαλαξίας NGC 1068 τύπου Seyfert 2. Εύκολα διακρίνεται η σπειροειδής δομή του ( O NGC 1068 δείχνει να είναι ένας τυπικός Seyfert 2, δηλαδή Type II, εμφανίζοντας τη χαρακτηριστική φασματική εικόνα λεπτών γραμμών, οι οποίες είναι και απαγορευμένες και επιτρεπόμενες γραμμές επανασύνδεσης. Οι απαγορευμένες φασματικές γραμμές του διπλά ιονισμένου οξυγόνου [O III] φαίνονται ισχυρότερες από τις γειτονικές (γραμμές Balmer) του υδρογόνου. Επιστημονική μελέτη (Antonucci & Miller 1985) έδειξε ότι ο NGC 1068 περικλείει

15 14 έναν γαλαξιακό πυρήνα τύπου Seyfert 1, κρυμμένο κατά τη διεύθυνση παρατήρησης. Με φασματοπολαριμετρικές παρατηρήσεις οι ερευνητές ανακάλυψαν ευρείες επιτρεπόμενες γραμμές και γραμμές εκπομπής Fe II, που είναι χαρακτηριστικές για γαλαξία τύπου Seyfert 1. Έτσι, προτάθηκε ότι η κεντρική περιοχή του AGN κρύβεται κατά τη διεύθυνση παρατήρησης από κάποια περιοχή αερίου μεγάλου οπτικού πάχους (βλ. Παράρτημα Α.3), η οποία πιθανότατα είναι η Torus, ή κάποιος δίσκος υλικού. Σύμφωνα με την έρευνα αυτή, η ακτινοβολία από τις κεντρικές περιοχές διαφεύγει κατά μήκος του ραδιο-άξονα και σκεδάζεται από υλικό (αναφέρεται ότι πρόκειται μάλλον για ηλεκτρόνια), το οποίο πολώνει την ακτινοβολία που ανακλάται κατά τη διεύθυνση παρατήρησης. Σε άλλη έρευνα (Miller, Goodrich & Mathews 1991) βρέθηκε ότι η κρυμμένη κεντρική πηγή ακτινοβολεί προς περιοχές σκόνης μέσα στον γαλαξία. Παρατηρώντας την πολωμένη ακτινοβολία από αυτές τις περιοχές, επιβεβαιώθηκε και πάλι ότι επρόκειτο για το φάσμα ενός AGN τύπου Seyfert 1. Αυτές οι δύο έρευνες αποτελούν ισχυρή ένδειξη, ότι αν ο NGC 1068 μπορούσε να παρατηρηθεί face on, θα είχε ταξινομηθεί σαν ένας τυπικός Seyfert 1. Οι Goodrich & Miller (1990) αναφέρουν ότι έγιναν παρατηρήσεις δέκα γαλαξιών τύπου Seyfert 2 με παρόμοιες ενδείξεις. Με βάση τις παραπάνω έρευνες ενισχύθηκε η υπόθεση ότι πολλοί Seyferts περικλείουν τον ίδιο τύπο AGN και το πώς θα ταξινομηθούν εξαρτάται μόνο από τη γωνία παρατήρησης. Σε άλλη έρευνα στο πεδίο των Seyferts (Tran 1995), έγινε η υπόθεση ότι πολλοί Seyfert 2 μπορεί να αποτελούν μεταβατικές μορφές των Seyfert 1, με την έννοια ότι ίσως να έχει προϋπάρξει κάποια συγχώνευση ενός Seyfert 1 με ένα άλλο γαλαξία, που έχει σαν αποτέλεσμα την εναπόθεση υλικού κοντά στη κεντρική περιοχή του Seyfert. Αυτό το πρόσθετο υλικό κρύβει τελικά τις εσώτερες συνιστώσες του AGN και έτσι ο γαλαξίας εμφανίζεται σαν Seyfert 2. Στην ίδια θεωρία γίνεται η υπόθεση ότι το πρόσθετο αυτό υλικό κάποια χρονική στιγμή θα επικαθήσει σε έναν λεπτό επίπεδο χώρο, με αποτέλεσμα την αποκάλυψη ξανά του κεντρικού πυρήνα με επακόλουθο την εκ νέου θεώρηση του AGN σαν Seyfert 1. Η έρευνα των Singh, Shastri & Risaliti (2011) έλεγξε την ``αντοχή`` της θεωρίας ενοποίησης στους Seyferts, η οποία βασίζεται στη διαφορετική διεύθυνση παρατήρησης. Στο πλαίσιο της θεωρίας ενοποίησης αναμένεται και οι δύο τύποι Seyferts να περικλείουν AGN με παρόμοιες εγγενείς ιδιότητες. Ως τέτοιες ιδιότητες θεωρούνται η λαμπρότητα των ακτίνων Χ, η βολομετρική λαμπρότητα, ο ρυθμός προσαύξησης και η μάζα της SMBH. Χρησιμοποιήθηκε δείγμα 20 γαλαξιών Seyfert, με 10 από αυτούς να είναι τύπου Seyfert 1 και οι άλλοι δέκα Seyfert 2. Η επιλογή του δείγματος βασίστηκε σε ιδιότητες που είναι ανεξάρτητες από τον προσανατολισμό της περιοχής Torus και του άξονα του AGN. Αυτές οι ιδιότητες είναι το κοσμολογικό redshift (βλ. Παράρτημα Α.4), η λαμπρότητα της γραμμής του διπλά ιονισμένου οξυγόνου [O III] στα 5007 και το απόλυτο αστρικό μέγεθος του γαλαξία. Τα αποτελέσματα έδειξαν μεγάλη στατιστική ομοιότητα για τις δύο κατηγορίες των Seyferts και ως προς τα τέσσερα εγγενή χαρακτηριστικά τα οποία αναφέρθηκαν παραπάνω. Οι Radio Quiet Quasars (RQQs) θεωρείται ότι διαχωρίζονται σε Quasi Stellar Objects (QSOs) και QSO2s. Οι QSOs εμφανίζουν παρόμοια χαρακτηριστικά με τους Seyfert 1, με τη

16 15 διαφορά ότι η λαμπρότητα είναι μεγαλύτερη. Εμφανίζουν ισχυρή συνεχή ακτινοβολία στο οπτικό μέρος του φάσματος, συνεχή εκπομπή ακτίνων Χ, καθώς επίσης ευρείες και λεπτές γραμμές εκπομπής. Σε αναλογία με τους Seyfert 2, για τους QSO2s περιμένει κανείς να εμφανίζουν λαμπρότητες των quasars, αλλά χωρίς ισχυρή συνεχή εκπομπή στο οπτικό μέρος και χωρίς ευρείες γραμμές εκπομπής. Στις βάσεις δεδομένων των QSOs σπανίζουν οι QSO2, αλλά παρόλα αυτά, συμπεριλαμβάνονται σώματα που θεωρούνται πιθανοί υποψήφιοι γι` αυτή την ειδική κατηγορία των quasars. Μία περίπτωση υποψήφιου QSO2, όπως αναφέρεται στο άρθρο των Akiyama, Ohta & Ueda (2001), είναι το αντικείμενο AXJ με redshift z = 0.9. Η μεγάλη απορρόφηση στις ακτίνες X και η μεγάλη intrinsic (εγγενής) λαμπρότητα, ήταν η αιτία που θεωρήθηκε το σώμα αυτό αρχικά σαν μία περίπτωση QSO2. Φασματικές παρατηρήσεις που έγιναν οδήγησαν στην ανακάλυψη ισχυρής ευρείας γραμμής Balmer. H ύπαρξη ισχυρής γραμμής στο οπτικό μέρος του φάσματος σημαίνει ότι πρόκειται στην ουσία για ένα λαμπρό QSO, που μοιάζει πάρα πολύ με Seyfert 1.9. Οι LINERS είναι συστήματα που οι κεντρικές περιοχές είναι χαμηλού ιονισμού όπως δηλώνουν τα αρχικά. Αυτό συνεπάγεται την παρουσία μόνο ασθενών γραμμών εκπομπής στο φάσμα τους, ενώ δεν εμφανίζουν κανένα άλλο χαρακτηριστικό AGN όσον αφορά την εκπομπή ακτινοβολίας. Είναι μάλιστα ακόμα συζητήσιμο, αν η ισχύς των συστημάτων αυτών προέρχεται από το μηχανισμό προσαύξησης μάζας στη SMBH, όπως συμβαίνει γενικά στους AGNs. Αν πρόκειται πράγματι για AGNs, τότε σίγουρα αποτελούν την υποκατηγορία με την πιο χαμηλή λαμπρότητα στην κατηγορία των radio-quiet. Πολλοί επιστήμονες π.χ (Ηο 1999) θεωρούν ότι οι LINERS είναι όντως AGNs και θεωρούνται ραδιογαλαξίες χαμηλού ιονισμού, για τους οποίους θα αναφερθούμε παρακάτω. Με βάση τα παραπάνω δεδομένα, στην περίπτωση των Radio-quiet, το μοντέλο ενοποίησης των AGNs που στηρίζεται στον διαφορετική διεύθυνση παρατήρησης, φαίνεται να αποκτάει κάποια βάση, με την προϋπόθεση ότι υπάρχει σαφής διάκριση των Seyferts από τους RQQs ως προς την ισχύ. Τότε οι Seyfert 2 ενοποιούνται με τους Seyfert 1, ενώ για τα σπάνια QSO2s, υποτίθεται ότι πρόκειται για QSOs τα οποία όμως παρατηρούνται από διαφορετική διεύθυνση Radio-loud Οι radio-loud γενικά χαρακτηρίζονται από ισχυρή ραδιοεκπομπή, μεταβλητότητα και ύπαρξη jets. Διαχωρίζονται βασικά σε blazars και ραδιογαλαξίες. Οι blazars μπορεί να είναι: Flat Spectrum Radio Quasars (FSRQs) που εμφανίζουν επίπεδο φάσμα, Steep Spectrum Radio Quasars (SSRQs) που έχουν απότομο φάσμα (steep spectrum), ή BL Lacs που χαρακτηρίζονται από μεγάλη μεταβλητότητα και ραδιοεκπομπή. Ειδική υποκατηγορία των blazars αποτελούν οι Optically Violent Variable Quasars (OVVQs), των οποίων η μεταβλητότητα μπορεί να φτάσει και το 50% μέσα σε μία ημέρα. Στη θεωρία ενοποίησης των Radio-loud, η διαφοροποίηση ως προς την ισχύ των ραδιογαλαξιών αποτελεί απαραίτητη προϋπόθεση για την ενοποίησή τους με

17 16 τους blasars, όπως θα φανεί στη συνέχεια. Η ταξινόμηση σε FR I και FR II προέκυψε από την έρευνα των Fanaroff & Riley (1974) και ισχύει για όλες τις ραδιοπηγές. Ο διαχωρισμός όσον αφορά τη λαμπρότητα στα ραδιοκύματα είναι αρκετά έντονος στη συχνότητα των 178 MHz. Οι FR Is βρίσκονται κάτω από την τιμή λαμπρότητας = 2 W, ενώ οι FR IIs βρίσκονται πάνω από αυτή την τιμή (Owen & White 1991). Οι δύο υποκατηγορίες FR I και FR II θεωρείται ότι είναι NLRG (Narrow Line Radio Galaxies), δηλαδή ραδιογαλαξίες που το φάσμα τους αποτελείται από λεπτές γραμμές και αποτελούν τη συντριπτική πλειοψηφία. Και οι δύο υποκατηγορίες θεωρούνται Type II AGN. Οι FR Is : α) Έχουν συνήθως jets στα οποία δεν διακρίνονται τερματικά σημεία (hot spots). β) Περιοχές αυξημένης λαμπρότητας είναι αυτές που βρίσκονται κοντά στον κεντρικό πυρήνα, ενώ η λαμπρότητα μειώνεται στις πιο απομακρυσμένες περιοχές. γ) Επισημαίνεται (Chiaberge 2004), ότι δεν είναι απαραίτητη η παρουσία κάποιας συνιστώσας Torus, η οποία θα απέκρυπτε την κεντρική περιοχή στη διεύθυνση παρατήρησης. δ) Δεν εμφανίζουν γραμμές εκπομπής όπως και γενικά θεωρούνται AGNs χαμηλής λαμπρότητας. ε) Μπορεί να έχουν jet στη μία κατεύθυνση (one-sided) ή και στις δύο (double sided). Οι FR IIs : α) Εμφανίζουν ευθυγραμμισμένα jets με εμφανή τα hot spots στις άκρες των λοβών (lobes). β) Σε αντίθεση με τους FR Is, είναι γενικά αποδεκτή η παρουσία υλικού μεγάλου οπτικού πάχους, που αποκρύπτει την κεντρική περιοχή. γ) Περιοχές μεγάλης λαμπρότητας θεωρούνται αυτές που βρίσκονται μακριά από το κέντρο, όπως π.χ. στις άκρες των λοβών (edge brightened). Η Εικόνα 2.4 δείχνει δύο διαφορετικές ραδιοπηγές, οι οποίες ανήκουν σε διαφορετικές κατηγορίες, FR I και FR II. Εικόνα 2.4: Αριστερά απεικονίζεται ο ραδιογαλαξίας 3C31 (NGC 383) τύπου FR I. Διακρίνεται ο πυρήνας και τα μη ευθυγραμμισμένα (misaligned) jets ( Στο δεξιό μέρος της εικόνας φαίνονται τα ευθυγραμμισμένα (collimated) jets και τα hot spots του quasar 3C175 τύπου FR II ( Όπως αναφέρεται (Parma et al. 1992), ενώ η μορφολογία των FR IIs είναι καλά καθορισμένη με καθαρά τα τερματικά σημεία των jets, οι FR I φαίνονται να περιλαμβάνουν πολλές διαταραγμένες και μη τυπικές ραδιο-δομές. Ένα άλλο χαρακτηριστικό είναι ότι τα οπτικά

18 17 φάσματα των FR II εμφανίζονται αρκετά ανομοιογενή, με κάποια να έχουν ισχυρές γραμμές εκπομπής και άλλα να έχουν μόνον μερικές πολύ ασθενείς γραμμές εκπομπής χαμηλής διέγερσης (low excitation). Τα χαρακτηριστικά που αναφέρθηκαν παραπάνω για τους ραδιογαλαξίες και η μεγάλη ποικιλία φαίνεται να δυσκολεύουν αρκετά την υπόθεση της ενοποίησης των AGN στην περίπτωση των Radio-loud, κυρίως λόγω της ύπαρξης των σχετικιστικών jets, που αποτελούν ένα επιπρόσθετο παράγοντα ανισοτροπίας. Τα jets εκτινάσσονται από τις εσώτερες περιοχές και διαδίδονται κατά μήκος του άξονα περιστροφής του δίσκου συσσώρευσης που είναι σχηματισμένος γύρω από τη SMBH. Στο πλαίσιο της θεωρίας ενοποίησης που στηρίζεται στη διαφορετική διεύθυνση παρατήρησης, διαπιστώθηκε (Urry & Padovani 1995 ; Chiaberge 2004), ότι στην περίπτωση των Radio-loud ένα τέτοιο μοντέλο ενοποίησης θα πρέπει να διαχωριστεί σε δύο επιμέρους, από τα οποία το ένα μοντέλο θα αναφέρεται στην ενοποίηση AGN χαμηλής λαμπρότητας και το άλλο στην ενοποίηση AGN υψηλής λαμπρότητας. Οι ραδιογαλαξίες ενοποιούνται με τους blasars και στις δύο περιπτώσεις. Στη πρώτη περίπτωση, οι FR Is φαίνεται ότι ενοποιούνται με τους BL Lacs, ενώ στη δεύτερη περίπτωση, οι FR IIs πιστεύεται ότι ενοποιούνται με τους FSRQs, με τους SSRQs να παρατηρούνται σε ενδιάμεσες τιμές της διεύθυνσης παρατήρησης. Η ανάγκη ύπαρξης δύο διαφορετικών μοντέλων προκύπτει λόγω της απουσίας ισχυρών γραμμών εκπομπής στους FR Is και στους BL Lacs, ενώ οι ισχυρές γραμμές εκπομπής υψηλής διέγερσης (high excitation) είναι κύριο χαρακτηριστικό των FR IIs και των FSRQs. Στην έρευνα των Urry & Padovani (1995), γίνεται στη αρχή σύγκριση ιδιοτήτων των FR IIs και των quasars FSRQ και SSRQ ως προς: α) τη ραδιοεκπομπή, β) τις λεπτές γραμμές εκπομπής, γ) την υπέρυθρη ακτινοβολία, δ) τους κεντρικούς γαλαξίες στους οποίους ανήκουν αυτοί οι AGNs (host galaxies) και ε) το περιβάλλον των AGNs. Πιο αναλυτικά: Ως προς τη ραδιοεκπομπή, θα πρέπει η λαμπρότητα στα ραδιοκύματα που εκπέμπονται από τα lobes των FR IIs να είναι συγκρίσιμη με αυτή των quasars, αν το μοντέλο ενοποίησης που προτείνεται είναι σωστό. Αυτό πράγματι συμβαίνει κυρίως στις χαμηλές συχνότητες (μερικά GHz), όπου μετρήθηκαν τιμές λαμπρότητας στα ραδιοκύματα για δείγματα από FSRQs και SSRQs, οι οποίες είναι τυπικές τιμές λαμπρότητας και για τους FR IIs. Υποθέτοντας ότι η οπτική ακτινοβολία με λεπτές γραμμές στο φάσμα της εκπέμπεται ισότροπα, θα πρέπει επίσης οι αντίστοιχες λαμπρότητες που αναφέρονται στις γραμμές αυτές, να είναι παρόμοιες για τους FR IIs και τους quasars, ώστε να ισχύει το μοντέλο ενοποίησης. Οι quasars όμως εμφανίζουν υψηλότερες λαμπρότητες ως προς τη γραμμή του διπλά ιονισμένου οξυγόνου [Ο III] στα 5007 από τους ραδιογαλαξίες, αλλά αυτή η γραμμή δείχνει να εκπέμπεται ανισότροπα σε σχέση με τη γραμμή [Ο II] στα 3727 (Hes, Barthel & Fosbury 1993). Αυτό συμβαίνει λόγω της συνεισφοράς στη γραμμή [Ο III] από περιοχή BLR στους quasars. Όμως, όσον αφορά τη γραμμή [Ο II], οι λαμπρότητες είναι ταυτόσημες όπως απαιτεί το μοντέλο ενοποίησης των AGN.

19 18 Στο υπέρυθρο, κάποια δεδομένα που ελήφθησαν από το IRAS (Infrared Astronomical Satellite), για ραδιογαλαξίες και quasars, δείχνουν ότι οι quasars έχουν μεγαλύτερες λαμπρότητες στα μήκη κύματος από 12 μm μέχρι 100 μm (Heckman et al. 1994). Το γεγονός υποδηλώνει ότι υπάρχουν ουσιώδεις διαφορές ανάμεσα στις δύο αυτές κατηγορίες των AGN. Σύμφωνα όμως με την ίδια έρευνα, στους AGNs όπου το οπτικό πάχος στον πυρήνα δεν είναι πολύ μεγάλο, είναι πιθανός ο εντοπισμός ευρέων γραμμών Paα 1. Αναμένεται ότι με περισσότερο ευαίσθητα όργανα, θα εντοπισθούν γραμμές Paα σε ραδιογαλαξίες FR II. Ένας απλός έλεγχος της θεωρίας ενοποίησης FR IIs και quasars (FSRQs και SSRQs) απαιτεί η μορφολογία και το μέγεθος (magnitude) των αντίστοιχων host galaxies να είναι παρόμοια. Μία σύγκριση γαλαξιών που έγινε στο υπέρυθρο (Taylor et al. 1996), σε redshift z 0.4, έδειξε ότι οι host galaxies είναι ελλειπτικοί, έχουν παρόμοιες μέσες ακτίνες και το ίδιο περίπου απόλυτο μέγεθος. Αυτή η σύγκριση δείχνει να στηρίζει αρκετά το σχήμα ενοποίησης FR IIs quasars. Το περιβάλλον των AGNs επίσης παίζει ρόλο στη θεωρία ενοποίησης, διότι απαιτείται να είναι παρόμοιο στις κατηγορίες που ενοποιούνται. Μελέτες που έγιναν πάνω στο θέμα (Yates, Miller & Peacock ; Smith & Heckman 1990) δεν εντόπισαν ή εντόπισαν οριακές μόνο διαφορές στο περιβάλλον FR II και quasars. Στην περίπτωση των AGN χαμηλής λαμπρότητας πρέπει να γίνει σύγκριση των FR Is με τους BL Lacs, με βάση τις ιδιότητες που αναφέρθηκαν προηγουμένως. Στην έρευνα των Urry & Padovani (1995) γίνεται σύγκριση αυτών των ιδιοτήτων, με σκοπό την ενοποίηση των FR Is και των BL Lacs, με τις εξής διαπιστώσεις: Η ραδιοεκπομπή σε σύγκριση δείγματος από FR Is πυκνότητας ροής 1 Jy (1 Jy=10-26 Wm -2 Hz -1 ) και BL Lacs πυκνότητας ροής 2 Jy βρέθηκε παρόμοια για τα δύο είδη, με ραδιο-ισχύ της τάξης ~ W. Δεν υπάρχει σαφής ένδειξη, αν οι λεπτές γραμμές εκπομπής των BL Lacs, έχουν παρόμοιες λαμπρότητες με αυτές των FR Is. Επισημαίνεται όμως ότι σε μερικούς BL Lacs παρατηρήθηκαν ευρείες γραμμές εκπομπής Mg II, που σημαίνει ότι μερικοί FR Is πιθανόν να έχουν BLR που αποκρύπτεται από περιοχή Torus. Για τους host γαλαξίες υπάρχει ισχυρή ένδειξη από παρατηρήσεις ότι και τα δύο είδη είναι γιγαντιαίοι ελλειπτικοί. Αυτό είναι υπό μία έννοια αναμενόμενο καθώς πρόκειται για radio-loud AGNs. Από δείγμα επτά γαλαξιών BL Lacs με redshift z < 0.2 βρέθηκε ότι το μέσο μέγεθος (magnitude) είναι ± 0.3, σε πολύ καλή προσέγγιση με τους FR Is, για τους οποίους βρέθηκε μέσο μέγεθος ± 0.1 (Stickel et al. 1991). 1 Η σειρά γραμμών Pa (Paschen) είναι στο υπέρυθρο φάσμα του υδρογόνου. Η Paα είναι η πρώτη γραμμή της σειράς.

20 19 Σχετικά με το περιβάλλον, αναφέρεται ότι οι BL Lacs γενικά δεν βρίσκονται μέσα σε μεγάλα σμήνη (Prestage & Peacock 1988). Στο Abell cluster η παρατήρηση 193 ραδιοπηγών αποκάλυψε 186 FR Is και κανένα BL Lac Object (Owen, Ledlow & Keel 1995). Η παρουσία τους όμως σε κάποια σμήνη, που δεν είναι τόσο πυκνά, όπως συμβαίνει και με κάποιους FR Is, μπορεί να σημαίνει ότι έχουν παρόμοιο περιβάλλον. Στην έρευνα του Chiaberge (2004) τίθεται το ζήτημα κάποιων ανοικτών προβλημάτων στην περίπτωση της ενοποίησης των Radio-loud AGN, τα οποία επιδέχονται περαιτέρω έρευνα: Η έλλειψη ευρέων γραμμών εκπομπής στους FR Is και στους BL Lacs, μπορεί να σημαίνει ότι δεν είναι αναγκαία η παρουσία περιοχής Torus, η οποία θα αποκρύπτει τα εσώτερα μέρη αυτών των AGN (αναφέρθηκε και σαν μία από τις ιδιότητες των FR Is στην αρχή της υποενότητας). Φαίνεται όμως ότι περιοχή Torus υπάρχει σε όλους τους άλλους AGN. Oι BL Lacs και οι FR Is δεν είναι πολύ πιθανό να έχουν το ίδιο περιβάλλον, καθώς η μεγάλη πλειοψηφία των BL Lacs κατά κύριο λόγο αποφεύγει τα ``πλούσια`` σμήνη, σε αντίθεση με τους FR Is, που οι περισσότεροι βρίσκονται μέσα σε μεγάλης πυκνότητας σμήνη. Μερικοί BL Lacs έχουν ραδιο-μορφoλογία παρόμοια με τους FR IIs. Σημαντικό κλάσμα των FR IIs εμφανίζει οπτικά φάσματα, τα οποία μοιάζουν περισσότερο με αυτά των FR Is και όχι των blasars. Ανεξάρτητα από τα επιμέρους ανοικτά ζητήματα που μπορεί να υπάρχουν (κυρίως στην περίπτωση των Radio-loud), η θεωρία ενοποίησης που στηρίζεται στη διαφορετική διεύθυνση παρατήρησης, προτείνει τη διάκριση των ραδιογαλαξιών σε χαμηλής και υψηλής ισχύος, ώστε να στηριχθεί η αντιστοιχία τους με τους blazars. Έτσι, όταν παρατηρείται ένας ραδιογαλαξίας FR II edge on, φαίνονται τα ευθυγραμμισμένα jets κάθετα στη διεύθυνση παρατήρησης. Αν όμως ήταν δυνατόν αυτός ο γαλαξίας να παρατηρηθεί face on, τότε τα jets θα βρίσκονταν πάνω στη διεύθυνση παρατήρησης (jets down) και θα επρόκειτο για ένα FSRQ. Σε κάποια ενδιάμεση γωνία θα ήταν η περίπτωση ενός SSRQ. Αν ο ραδιογαλαξίας ήταν FR I edge on, τότε face on θα εμφανιζόταν ένα BL Lac Object. Το Σχήμα 2.1 (Amaro-Seoane 2012), δείχνει τη θέση των AGN στο χώρο, σε τρισορθογώνιο σύστημα με άξονες τρεις βασικές ιδιότητες: Τη ραδιοισχύ, τη μεταβλητότητα και το πλάτος των γραμμών εκπομπής. Το χαρακτηριστικό στοιχείο του σχήματος 2.1 είναι η απεικόνιση της μεγάλης ποικιλομορφίας που χαρακτηρίζει το ``Galaxy Zoo``. Η απεικόνιση αυτή εκφράζει κατά μία έννοια και τις δυσκολίες που ενδεχομένως υπάρχουν ως προς την ενοποίηση κυρίως των radio-loud, καθώς οι θέσεις των blasars (FSRQs, BL Lacs), αλλά ακόμα περισσότερο η θέση των OVVQs, οι οποίοι αποτελούν μία εντελώς ειδική περίπτωση, δείχνουν να περιπλέκουν αρκετά την υπόθεση.

21 20 Σχήμα 2.1 Radio FR IIs BL Lacs FR Is OVVQs FSRQs SSRQs Seyfert 2s Variability Seyfert 1s RQQs Emission Line Width Στο Σχήμα 2.1 βλέπουμε τους Seyferts και τους RQQs να βρίσκονται πάνω στον άξονα εκπομπής γραμμών, καθώς δεν παρουσιάζουν ισχυρή ραδιοεκπομπή, ούτε μεταβλητότητα. Οι BL Lacs βρίσκονται πάνω στο επίπεδο Radio - Variability καθώς είναι μεταβλητοί και έχουν μεγάλη ραδιοεκπομπή, αλλά δεν εμφανίζουν ισχυρές γραμμές εκπομπής. Είναι αναμενόμενο οι ραδιογαλαξίες (FR Is και FR IIs) να βρίσκονται πάνω στο επίπεδο Radio - Emission Line Width, με τους FR IIs στην κορυφή του ραδιοάξονα. Στο ίδιο επίπεδο βρίσκονται και οι Radio-loud quasars (FSRQs και SSRQs), αλλά σε διαφορετική θέση, καθώς στα φάσματά τους υπάρχουν αρκετά ισχυρές γραμμές εκπομπής. Οι OVVQs βρίσκονται στο χώρο, όπου συνυπάρχουν και οι τρεις συνιστώσες του διαγράμματος, καθώς αποτελούν μία εντελώς ειδική περίπτωση (Amaro Seoane 2012). Όσα αναφέρθηκαν σχετικά με την ενοποίηση των Radio-quiet και των Radio-loud AGN, η οποία βασίζεται στη διαφορετική διεύθυνση παρατήρησης, συνοψίζονται στο Σχήμα 2.2:

22 21 Σχήμα 2.2 θ = Τype II θ = Type I θ = Edge on Face on ` Seyfert 2 Seyfert 1 Seyferts Radio-quiet: QSO2 QSO RQQs FR II SSRQ FSRQ Radio-loud: Blazars FR I BL Lac Στο Σχήμα 2.2 φαίνονται τα μοντέλα ενοποίησης των radio-quiet και των radio-loud AGN: Για ακραίες τιμές της γωνίας (edge on, face on), τα κατακόρυφα βέλη δείχνουν τον αντίστοιχο τύπο του AGN και τα οριζόντια βέλη την υποτιθέμενη αντιστοίχιση ενοποίηση. Οι SSRQs βρίσκονται πάνω στην ευθεία ενοποίησης FR II FSRQ, σε κάποια ενδιάμεση τιμή της γωνίας. Οι FSRQs και BL Lacs αποτελούν την ομάδα των blasars, αλλά μεταξύ τους δεν υπάρχει ενοποίηση με βάση τον προσανατολισμό, καθώς οι BL Lacs ενοποιούνται με τους FR Is. Επίσης σύμφωνα με το σχήμα δεν υπάρχει ενοποίηση μεταξύ των Seyferts και των RQQs, λόγω της διαφοροποίησης ως προς τη λαμπρότητα, όπως έχει αναφερθεί. Προσαρμογή αντίστοιχου σχήματος από το (

23 22 Η Εικόνα 2.5 είναι μια σχηματική αναπαράσταση ενός Radio-loud AGN και του αντίστοιχου host galaxy, σε διάφορες τιμές της γωνίας παρατήρησης στα πλαίσια της θεωρίας ενοποίησης με βάση τον προσανατολισμό. Εικόνα 2.5: Πρόκειται για μία καλλιτεχνική αποτύπωση radio-loud AGN σε διαφορετικές τιμές της γωνίας παρατήρησης. Η τιμή 0 ο αντιστοιχεί σε ένα blasar και η τιμή 90 ο σε ένα ραδιογαλαξία (

24 23 3. Γαλαξίες Starbursts 3.1 Γενικά χαρακτηριστικά Οι Ενεργοί Γαλαξίες μπορούν να διαχωριστούν σε δύο διαφορετικούς τύπους. Σ` εκείνους που παρουσιάζουν φάσματα όπου κυριαρχεί ακτινοβολία από μη αστρικές πηγές ενέργειας και σ` εκείνους στα φάσματα των οποίων κυριαρχεί η ακτινοβολία που προέρχεται από άστρα που δημιουργήθηκαν σχετικά πρόσφατα. Στην πρώτη περίπτωση έχουμε τους γαλαξίες AGN, ενώ στη δεύτερη περίπτωση τους γαλαξίες Starbursts. Η Εικόνα 3.1 δείχνει ένα γαλαξία Starburst. Εικόνα 3.1: Ο γαλαξίας Μ 82. Σε απόσταση περίπου 3.3 Mpc, είναι από τους πιο κοντινούς γαλαξίες της κατηγορίας των Starbursts ( Το κύριο χαρακτηριστικό ενός Starburst είναι ότι εμφανίζει ένα πολύ μεγάλο ρυθμό δημιουργίας άστρων σε σχέση με τους κανονικούς γαλαξίες. Με βάση αυτό το χαρακτηριστικό επισημαίνονται τα εξής: α) Το φαινόμενο του υψηλού ρυθμού δημιουργίας άστρων συμβαίνει τις περισσότερες φορές, αλλά όχι πάντα, προς το κέντρο του γαλαξία β) Η περιοχή Starburst είναι μικρή σε σχέση με το μέγεθος του γαλαξία (μικρότερη από το 10%), που αντιστοιχεί σε μία τυπική ακτίνα περίπου 1000 pc, με τη μεγαλύτερη εξέλιξη του φαινομένου σε μία πολύ μικρότερη περιοχή ακτίνας περίπου 10 pc, η οποία μπορεί να εμφανίζει λαμπρότητα 100 εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από αυτή του Ήλιου γ) Τα άστρα σχηματίζονται σε πολύ μικρό χρονικό διάστημα σε σχέση με την ηλικία του γαλαξία. Στον Milky Way ο ρυθμός δημιουργίας άστρων με μάζες παρόμοιες με την ηλιακή είναι μικρότερος του 10 ανά έτος. Ο αντίστοιχος ρυθμός στους Starbursts είναι έως και 1000 φορές μεγαλύτερος (Kitchin 2007).

25 24 Επόμενο χαρακτηριστικό στο οποίο θα αναφερθούμε, είναι το φάσμα των Starbursts. Οι περιοχές Starbursts είναι πιθανόν ότι δημιουργούνται από τη συνάντηση κάποιων μικρότερων περιοχών δημιουργίας άστρων, μερικές από τις οποίες φαίνεται ότι είναι πλούσιες σε H II. Επομένως, το φάσμα των Starbursts θα πρέπει να εμφανίζει τις χαρακτηριστικές γραμμές εκπομπής των περιοχών H II. Αυτές οι γραμμές στο ορατό μέρος του φάσματος είναι ουδετέρου Η και He, αλλά πολύ περισσότερο εμφανίζονται απαγορευμένες γραμμές του απλά ιονισμένου Οξυγόνου [Ο II] και Αζώτου [Ν II], αλλά και του διπλά ιονισμένου Οξυγόνου [O III] και Νέον [Ne III]. Οι γραμμές αυτές μπορούν επίσης να παρατηρηθούν και στο φάσμα των γαλαξιών AGN, αλλά ξεχωρίζουν, διότι είναι ευρύτερες από εκείνες των Starburst και των κανονικών γαλαξιών. Ενέργεια υπό μορφή αστρικών ανέμων από τις περιοχές Starbursts μπορεί να θερμαίνει το μεσοαστρικό αέριο. Το αέριο αρχίζει να διαστέλλεται προς τα έξω κατά μήκος της διεύθυνσης που συναντά τη μικρότερη αντίσταση. Η διεύθυνση αυτή είναι συνήθως η κάθετη προς το γαλαξιακό δίσκο. Το διαστελλόμενο αυτό κέλυφος αερίου συνεχίζει την πορεία του, με τη θερμοκρασία του να φτάνει ακόμα και εκατομμύρια Kelvin και ταχύτητα της τάξης μερικών χιλιάδων Km/sec και αποτελεί ένα ακόμα χαρακτηριστικό γνώρισμα των Starbursts. Σε κάποιες περιπτώσεις το αέριο δημιουργεί φυσαλίδες (bubbles) χαμηλής πυκνότητας, διαστάσεων δεκάδων Kpc, οι οποίες εντοπίζονται από την εκπομπή τους στις ακτίνες Χ. Επίσης, το υλικό του γαλακτικού ανέμου πιθανόν να αναμιγνύεται με το ενδογαλαξιακό μέσο (Inter-Galactic Medium, ή IGM) και αποτελεί την πηγή των βαρύτερων στοιχείων που εντοπίζονται εκεί. Άλλο χαρακτηριστικό είναι ότι οι Starbursts βρίσκονται σε ποικίλες αποστάσεις, που σημαίνει ότι συνέχιζαν να σχηματίζονται καθ` όλη τη διάρκεια της εξέλιξης του Σύμπαντος. Παραδείγματος χάριν o M 82 βρίσκεται σε απόσταση περίπου 3.3 Mpc, ενώ άλλοι βρίσκονται σε απόσταση που υπολογίζεται στα 3500 Mpc. Ο πιο κοντινός Starburst είναι ο NGC 253 σε απόσταση 3 Mpc. Βασική αιτία δημιουργίας περιοχών Starburst είναι τα Γιγαντιαία Μοριακά Νέφη (Giant Molecular Clouds GMC). Τα νέφη αυτά είναι οι μεγαλύτερες από τις απλές δομές που υπάρχουν στο Σύμπαν και η ύπαρξή τους είναι η αιτία δημιουργίας των άστρων. Ακτινοβολούν κυρίως στο μακρινό υπέρυθρο (Far Infrared FIR 2 ) και στα μικροκύματα, με πολύ χαμηλή θερμοκρασία, έως και 10 Kelvin (-263 o C). Το μέγεθός τους μπορεί να φθάνει τα 100 pc και το υλικό που περιέχουν μπορεί να έχει μάζα από μερικές χιλιάδες έως Περιέχουν περίπου 1% σκόνης και μεγάλο αριθμό μορίων, πολλά από τα οποία είναι οργανικά. Η μέση πυκνότητα ενός GMC είναι περίπου 10 9 μόρια και άτομα ανά. Λόγω αυτών των συνθηκών που επικρατούν στο GMC, συμβαίνει βαρυτική κατάρρευση, με αποτέλεσμα μεγάλες συμπυκνώσεις και τελικά τη δημιουργία άστρων. 2 FIR είναι η περιοχή του υπέρυθρου φάσματος με μήκη κύματος από 15μm 1mm

26 25 Τα νέα άστρα που δημιουργούνται μέσα σε μια περιοχή Starburst, έχουν μάζες που κυμαίνονται από Η πλειοψηφία των άστρων έχει μάλλον μικρή μάζα, με το 80% να έχει μάζες μικρότερες από την ηλιακή. Η ακτινοβολία που προέρχεται από τα πιο μεγάλα άστρα υπερισχύει αυτής των μικρότερων και η εκπομπή της βρίσκεται κυρίως στο ορατό και στο υπεριώδες. Η υπεριώδης ακτινοβολία μπορεί να προκαλέσει ιονισμό του αερίου, δημιουργώντας περιοχή H ΙΙ. H ορατή μπλε ακτινοβολία είναι υπεύθυνη για την αντίστοιχη μπλε χροιά που ανιχνεύεται στις σπείρες των γαλαξιών Starbursts. Το υδρογόνο, είναι το καύσιμο στις πυρηνικές αντιδράσεις στο εσωτερικό των άστρων και καταναλώνεται πολύ πιο γρήγορα στα μεγάλα άστρα από ότι στα μικρά. Ενδεικτικά η περίοδος κατανάλωσης υδρογόνου για ένα άστρο με μάζα 60 είναι περίπου έτη, ενώ για τον Ήλιο είναι έτη (Kitchin 2007). Περιοχές Starbursts υπάρχουν και μέσα στον Milky Way. Η πιο κοντινή είναι το νεφέλωμα του Ωρίωνα (Orion Nebula), σε απόσταση περίπου 500 pc. Η περιοχή αυτή αποτελεί ένα μικρό μέρος του GMC του Ωρίωνα με μεγάλες θερμοκρασίες, λόγω των άστρων που βρίσκονται στο εσωτερικό της. Η Εικόνα 3.2 δείχνει το νεφέλωμα του Ωρίωνα, γνωστό και σαν M 42. Εικόνα 3.2: M 42 Orion Nebula. Περιοχή Starburst μέσα στον Milky Way ( Είναι πιθανόν οι περισσότερες περιοχές Starbursts να προέρχονται από τη σύγκρουση γαλαξιών: Μέσα στα σμήνη, οι αποστάσεις ανάμεσα στους γαλαξίες δεν είναι τόσο μεγάλες σε σχέση με τις διαστάσεις του κάθε γαλαξία. Αυτές οι αποστάσεις μάλιστα στο παρελθόν θεωρείται ότι ήταν πιο μικρές. Οι αποστάσεις των άστρων μέσα σε ένα γαλαξία είναι πολύ μεγάλες σε σχέση με τις διαστάσεις του κάθε άστρου. Με βάση αυτά τα δεδομένα, σε μία ενδεχόμενη συνάντηση δύο γαλαξιών είναι απίθανο να υπάρξει σύγκρουση άστρων, λόγω των πολύ μεγάλων αποστάσεων. Αυτό που μπορεί να συμβεί είναι ότι το ολικό βαρυτικό πεδίο των δύο γαλαξιών μπορεί να μεταβάλει με διάφορους τρόπους τις τροχιές σημαντικού αριθμού

27 26 άστρων. Στην περίπτωση όμως του μεσοαστρικού αερίου και της σκόνης που ενυπάρχουν στο γαλαξία, θα υπάρξει σίγουρα διάχυση με τα αντίστοιχα του άλλου γαλαξία, με ποικιλότροπες συνέπειες. Ένα πιθανό σενάριο είναι να δημιουργηθούν γιγαντιαίες διαταραγμένες ροές αερίου και σκόνης, που θα οδηγούνται προς τα κέντρα των γαλαξιών, όπως επίσης μπορούν να δημιουργηθούν απρόβλεπτες δομές, που περιλαμβάνουν αέριο και σκόνη σε διαφορετικά σημεία των δύο γαλαξιών. Σε κάθε περίπτωση η μεσοαστρική ύλη έχει πάψει πλέον να βρίσκεται σε ηρεμία, με επακόλουθο την απότομη αύξηση της πυκνότητάς της τοπικά σε κάποιες περιοχές των γαλαξιών. Στις περιοχές αυτές είναι πλέον πολύ πιθανό να παρουσιαστεί το φαινόμενο του σχηματισμού άστρων με πολύ μεγάλους ρυθμούς και επομένως, πρόκειται για υποψήφιες περιοχές Starbursts. Αρκετά συχνό φαινόμενο είναι η δημιουργία ομάδων πολλών γαλαξιών, οι οποίοι αλληλεπιδρούν μεταξύ τους. Ένα τέτοιο γκρουπ είναι το Stephan`s Quintet (Εικόνα 3.3) Σύμφωνα με έρευνα του Xu (2005), τα μέλη του γκρουπ αυτού δημιουργούν έναν πολύπλοκο ιστό αλληλεπιδράσεων, με ένα από τα αποτελέσματα να είναι η δημιουργία περιοχών Starbursts. Εικόνα 3.3: Το σύμπλεγμα Stephan`s Quintet. Πρόκειται για ομάδα γαλαξιών που αλληλεπιδρούν ( H ύπαρξη περιοχών Starbursts σε κάποιον γαλαξία δεν σημαίνει απαραίτητα ότι ο γαλαξίας έχει αλληλεπιδράσει βαρυτικά οπωσδήποτε με κάποιον άλλον. Είναι δυνατόν παλιρροϊκές 3 δυνάμεις να οδηγήσουν μεγάλες ποσότητες μεσοαστρικής ύλης προς το κεντρικό μέρος του γαλαξία, αυξάνοντας σε σχετικά μικρό χρονικό διάστημα την πυκνότητα και προκαλώντας φαινόμενα Starbursts. 3 H παλιρροϊκή δύναμη βαρύτητας είναι η διαφορά των ελκτικών δυνάμεων που ασκεί ένα σώμα Α κατά μήκος μίας διαμέτρου ενός σώματος Β. Το πιο κοντινό σημείο της διαμέτρου του σώματος Β θα έλκεται με μεγαλύτερη δύναμη από το σώμα Α από ό,τι θα έλκεται το πιο μακρινό σημείο της διαμέτρου. Οι παλίρροιες που εμφανίζονται στις θάλασσες, είναι αποτέλεσμα της δράσης των παλιρροϊκών δυνάμεων βαρύτητας του Ηλιου και της Σελήνης.

28 27 Μεγάλη αύξηση της πυκνότητας παρατηρείται επίσης και κοντά στο κέντρο ενός AGN. Αυτό δεν σημαίνει ότι ένας γαλαξίας Starburst περικλείει οπωσδήποτε AGN, αλλά ότι μία από τις συνιστώσες του AGN είναι και η περιοχή Starburst, όπως φαίνεται και στον Πίνακα 1. Τα φαινόμενα AGN και Starburst είναι αλληλένδετα μεταξύ τους και η συσχέτιση αναπτύσσεται πιο αναλυτικά στην ενότητα Κατηγορίες Οι γαλαξίες Starbursts διακρίνονται σε τρεις μεγάλες κατηγορίες με βάση τα χαρακτηριστικά τους. Α) Blue Compact Galaxies (BCGs) Β) Luminous Infrared Galaxies (LIRGs) Γ) Wolf-Rayet Galaxies (WRGs) Οι BCGs είναι γαλαξίες σχετικά μικρής μάζας. Έχουν χαμηλή μεταλλικότητα και στερούνται περιοχών με μεγάλες ποσότητες σκόνης. Η ύπαρξη πολλών νέων άστρων μεγάλης λαμπρότητας σε συνδυασμό με την έλλειψη σκόνης έχει σαν αποτέλεσμα την εκπομπή στο υπεριώδες και στο μπλε μέρος του ορατού φάσματος, που χαρακτηρίζει αυτούς τους γαλαξίες. Αρχικά έγινε η υπόθεση ότι πρόκειται για νέους γαλαξίες, γεγονός που θα εξηγούσε τη χαμηλή μεταλλικότητα. Σε έρευνα (Kong et al. 2003), έγιναν παρατηρήσεις σε 73 BCGs με σκοπό να γίνει σύγκριση των ιδιοτήτων των αστρικών πληθυσμών όλων αυτών των γαλαξιών, σε γραμμές απορρόφησης αλλά και στο συνεχές. Τα αποτελέσματα έδειξαν ότι οι BCGs είναι ηλικιακά σύνθετα (agecomposite) αστρικά συστήματα. Διαπιστώθηκε μεγάλη ποικιλία ως προς τα χαρακτηριστικά των αστρικών πληθυσμών. Θεωρήθηκε ότι γενικά οι BCGs είναι παλιοί γαλαξίες, όπου το φαινόμενο Starburst εκδηλώνεται κατά καιρούς σαν ένα εκρηκτικό επεισόδιο με σχετικά μικρή χρονική διάρκεια, ενώ τον περισσότερο καιρό στους γαλαξίες αυτούς επικρατεί ηρεμία. Διακρίνονται σε δύο υποκατηγορίες: 1) Blue Compact Dwarf Galaxies (BCDGs) 2) Pea Galaxies (Peas) Οι BCDGs μπορεί να έχουν φακοειδές (lenticular) σχήμα, ή γενικά ανώμαλο (irregular) σχήμα. Το γεγονός ότι στη σύνθεσή τους περιέχουν πολλά αστρικά σμήνη σε σχετικά μικρό χώρο, είναι ίσως η αιτία που το σχήμα τους είναι ακανόνιστο. Καταναλώνουν το αέριο με μεγάλους ρυθμούς, με αποτέλεσμα τον πολύ γρήγορο σχηματισμό άστρων. Άλλο ένα χαρακτηριστικό είναι ότι ο ρυθμός σχηματισμού άστρων αλλάζει σε διάφορες χρονικές περιόδους και αυτό έχει σαν συνέπεια τη μεταβολή του σχήματος του γαλαξία. Μερικοί BCDGs που έχουν μελετηθεί αρκετά είναι: Haro 11 (James et al. 2013), NGC 1705 (Heckman et al.

29 ), NGC 1569 (Grocholski et al. 2008), NGC 2915 (Elson, de Blok & Kraan-Korteweg 2012), NGC 3353 (Johnson et al. 2004). Σε πρόσφατη έρευνα (Izotov, Thuan & Privon 2012), εντοπίστηκε στα φάσματα 5 BCDGs η απαγορευμένη γραμμή [Ne V] σε μήκος κύματος Αυτή είναι γραμμή υψηλού ιονισμού και συνεπάγεται την ύπαρξη ισχυρής ακτινοβολίας που προκαλεί αυτόν τον ιονισμό. Τόσο ισχυρή ακτινοβολία απαιτεί την παρουσία AGN, ή οφείλεται σε shock waves 4. Σύμφωνα με τους ερευνητές, θεωρείται πολύ πιο πιθανή η δεύτερη περίπτωση. Στην Εικόνα 3.4 φαίνεται ο irregular γαλαξίας NGC Εικόνα 3.4 Ο γαλαξίας NGC Η μέγιστη διάμετρος δεν ξεπερνά το 1Kpc, ενώ το κυανίζον χρώμα στην έγχρωμη έκδοση της εικόνας είναι χαρακτηριστικό ενός BCDG ( Οι Peas είναι ειδική κατηγορία των BCGs, στην οποία οι γαλαξίες εμφανίζουν υψηλότατους ρυθμούς σχηματισμού άστρων. Ανακαλύφθηκαν το 2007 από ερασιτέχνες αστρονόμους που συμμετείχαν στο project αστρονομίας Galaxy Zoo. Ονομάζονται και Green Peas λόγω της πρασινωπής χροιάς που εμφανίζονται να έχουν στις εικόνες του Sloan Digital Sky Survey ( Με την ανακάλυψη αυτή ξεκίνησαν νέες έρευνες στο πεδίο των Starbursts. Στην έρευνα των Amorin, Perez-Montero & Vilchez (2010), γίνεται προσπάθεια να αποκαλυφθεί η φύση των Peas με βάση τα εντοπίσιμα χαρακτηριστικά τους. 4 Τα shock waves οφείλονται σε αστάθειες του αστρικού πλάσματος και θεωρούνται εξαιρετικά συχνό φαινόμενο στην Αστροφυσική. Είναι καθοριστικός ο ρόλος τους στην επιτάχυνση σωματιδίων της κοσμικής ακτινοβολίας.

30 29 Σε ένα δείγμα 80 Peas με redshift z < 1, διαπιστώθηκε ότι εντοπίζονται κυρίως σε περιβάλλοντα χαμηλής πυκνότητας και φασματικά χαρακτηρίζονται από ασθενή συνεχή εκπομπή και ισχυρότατες γραμμές εκπομπής, όπως π.χ η απαγορευμένη γραμμή [Ο III] σε μήκος κύματος 5007, με ασυνήθιστα μεγάλο ισοδύναμο πλάτος ~ Όσον αφορά το μέγεθος, οι γαλαξίες αυτοί παρουσιάζονται εξαιρετικά συμπαγείς, με ακτίνες της τάξης του (1 2) Kpc, με τιμή της σταθεράς (για σύγκριση αναφέρουμε ότι o Milky Way έχει μέση ακτίνα περίπου 15 Kpc) και μικρές μάζες (. Ο ρυθμός σχηματισμού άστρων (Star Formation Rate SFR) μπορεί να υπερβαίνει την τιμή 60. Πρόκειται για γαλαξίες στους οποίους η παρουσία μετάλλων είναι πολύ φτωχή, ενώ όπως αναφέρεται, είναι πολύ πιθανόν να λείπει και εντελώς η σκόνη (dust free). Τα χαρακτηριστικά αυτά, αλλά και η χημική σύνθεση που έχει μελετηθεί μέχρι σήμερα, κάνουν τους ερευνητές να πιστεύουν ότι γενικά οι ιδιότητες των Peas θυμίζουν φυσικές συνθήκες που επικρατούσαν στους γαλαξίες στο πρώιμο Σύμπαν. Ο Πίνακας 3 είναι προσαρμογή από το ( και δείχνει τις μεγαλύτερες, τις μικρότερες τιμές και το μέσο όρο διαφόρων μεγεθών (απόσταση, μάζα, SFR, ισοδύναμο πλάτος της απαγορευμένης γραμμής [Ο III]) και λαμπρότητα στο υπεριώδες, από το δείγμα 80 Peas του ``Galaxy Zoo Green Peas``. Πίνακας 3: Τιμές χαρακτηριστικών μεγεθών δείγματος Green Peas μέγιστη ελάχιστη μέση Distance (redshift z) Mass ( ) SFR ( ) Equivalent width [O III] (nm) Luminosity (UV) (W) Η δεύτερη κατηγορία Starbursts είναι οι LIRGs. Χωρίζονται στους: 1) Ultra Luminous Infrared Galaxies (ULIRGs) 2) Hyper Luminous Infrared Galaxies (HLIRGs) Σαν ULIRGs αναφέρονται οι γαλαξίες των οποίων η λαμπρότητα στο υπέρυθρο μπορεί να πάρει τεράστιες τιμές, ακόμα και > όπου η λαμπρότητα του Ηλιου. Χαρακτηρίζονται από μεγάλες ποσότητες σκόνης, η οποία κρύβει τις περιοχές Starbursts του γαλαξία του τύπου αυτού. Αυτό έχει σαν αποτέλεσμα, η υπεριώδης ακτινοβολία που εκπέμπεται από τα άστρα των περιοχών Starbursts να απορροφάται από τη σκόνη και να

31 30 επανεκπέμπεται στο υπέρυθρο μέρος του φάσματος σε μήκη κύματος κοντά στα 100 μm. Μορφολογικά, οι περισσότεροι ULIRGs φαίνονται σαν ένα αποτέλεσμα συγχώνευσης γαλαξιών, εξ αιτίας της οποίας δημιουργούνται γιγάντιες περιοχές σκόνης και μεγάλες αστάθειες στη ροή του αερίου, με συνέπεια την ανάδειξη περιοχών Starbursts όπως προαναφέρθηκε. Τρεις πολύ γνωστοί ULIRGs είναι: NGC 6240, Arp 220 και Antennae. Η Εικόνα 3.5 δείχνει τους γαλαξίες mergers Antennae (αριστερά) και NGC 6240 (δεξιά). Εικόνα 3.5: Αριστερά είναι ο γαλαξίας merger Antennae, που δημιουργείται από τη συγχώνευση των γαλαξιών NGC 4038 και NGC 4039 ( ενώ δεξιά φαίνεται ο merger NGC 6240 ( Κάποιες έρευνες τα τελευταία χρόνια επικεντρώνονται στους ULIRGS, με σκοπό να δείξουν ότι πολλοί από αυτούς τους γαλαξίες έχουν προέλθει από πολλαπλές συγχωνεύσεις άλλων γαλαξιών κατά το παρελθόν. Σε μία από αυτές τις έρευνες (Borne et al. 2000), έχει διαπιστωθεί ότι σε ένα δείγμα 99 ULIRGs με τιμές redshift 0.05 < z < 0.20, τουλάχιστον οι 20 φαίνεται ότι δημιουργήθηκαν από πολλαπλές συγχωνεύσεις. Υποστηρίζεται ότι αυτό το υποσύνολο του δείγματος έχει δύο ειδών γαλαξίες: α) αυτούς που στα κέντρα τους έχουν πολλαπλούς πυρήνες και συνοδεύονται από παλιρροϊκές ουρές και β) αυτούς που αποτελούνται από πυκνά γκρουπ (προς συγχώνευση) αλληλεπιδρώντων γαλαξιών. Συζητείται η πιθανότητα, τα συμπαγή γκρουπ γαλαξιών να είναι οι προγεννήτορες όλων των ULIRGs, οι οποίοι τελικά μετατρέπονται σε τεράστιους ελλειπτικούς γαλαξίες. Το τελευταίο βήμα προϋποθέτει έκρηξη αερίου και σκόνης σε γαλαξία τύπου ULIRG. Από τα δεδομένα αυτά φαίνεται ότι οι ULIRGs πιθανόν αποτελούν ένα ενδιάμεσο στάδιο στην εξέλιξη των γαλαξιών και επομένως έχουν καθοριστικό ρόλο στη σημερινή εικόνα που παρουσιάζει το σύμπαν. Τον τελευταίο καιρό γίνονται πολλές μελέτες σχετικά με τους HLIRGs (Ruiz et al. 2010). Η λαμπρότητά τους στο υπέρυθρο είναι >. Θεωρούνται τα πιο λαμπρά αντικείμενα στο Σύμπαν. Παρουσιάζουν εξαιρετικά μεγάλους ρυθμούς δημιουργίας άστρων και οι

32 31 περισσότεροι από αυτούς φαίνεται ότι φιλοξενούν AGN. Έγινε φασματοσκοπική έρευνα (Ruiz, Carrera & Panessa 2007), με σκοπό να συγκριθούν οι λαμπρότητες στις X-rays και στο FIR (Far Infrared, μακρινό υπέρυθρο) σε ένα δείγμα 8 γαλαξιών HLIRGs. To αποτέλεσμα της έρευνας είναι ότι πρόκειται για μικτές πηγές ακτινοβολίας. Αναφέρεται χαρακτηριστικά ότι η λαμπρότητα στις X-rays είναι πολύ μεγάλη για να προέρχεται από περιοχή Starburst, ενώ η λαμπρότητα στο FIR είναι πολύ μεγάλη για να προέρχεται από AGN. Επομένως, θα πρέπει οι δύο αυτές συνιστώσες να συνυπάρχουν σε αυτούς τους γαλαξίες. Άλλη βασική παρατήρηση είναι ότι ο λόγος / παραμένει σχεδόν σταθερός ως προς το redshift. Αυτό είναι κάποια ένδειξη ότι οι δύο αυτές συνιστώσες (AGN και Starburst) με κάποια φυσική διαδικασία συνδέονται μεταξύ τους. (Θα φανεί πιο καθαρά στο υποκεφάλαιο 3.3). Σημειώνεται ότι το δείγμα προς ανάλυση ήταν στο διάστημα redshift 0.3 < z < 1.5. Αναφέρεται επίσης ότι από τις πηγές που αναλύθηκαν, μόνο σε μία (IRAS ) φαίνεται ότι κυριαρχούν οι ιδιότητες λόγω AGN. Ένα υποσύνολο των γαλαξιών Starbursts είναι οι γαλαξίες Wolf-Rayet (WRGs). Πρόκειται για εκείνους τους γαλαξίες που περιέχουν ένα μεγάλο αριθμό άστρων W-R, σε σχέση με άλλους γαλαξίες. Το γεγονός αποδεικνύεται κυρίως από την παρουσία στα φάσματα των WRGs ισχυρών γραμμών εκπομπής όπως της γραμμής He II σε μήκος κύματος 4686 (Conti 1991), που είναι χαρακτηριστική γραμμή των άστρων W-R. Τα άστρα W-R θεωρούνται εξελισσόμενοι απόγονοι των άστρων φασματικού τύπου Ο 5, τα οποία έχουν μάζες M 35 (Humphreys, Nichols & Massey 1985). Χωρίζονται σε δύο τύπους: α)wn, στο φάσμα των οποίων κυριαρχούν οι γραμμές εκπομπής από ιόντα He και N και β)wc, στο φάσμα των οποίων κυριαρχούν γραμμές He, C και O. Τα άστρα αυτά έχουν επιφανειακή θερμοκρασία που μπορεί να κυμαίνεται από Κ, ενώ χάνουν μάζα υπό μορφή αστρικών ανέμων, που έχουν ταχύτητες πιθανότατα μεγαλύτερες των 2000 Km/sec. Η απώλεια μάζας υπολογίζεται περίπου σε. Ένας WRG μπορεί να περιέχει μερικές χιλιάδες άστρων W-R, σε σύγκριση με τον Milky Way που περιέχει ~ 175 W-R (Conti 1993). (Ο αριθμός αυτός εκτιμάται σήμερα ότι είναι υπερδιπλάσιος). Αρκετοί WRGs μπορούν να θεωρηθούν ανάλογα με το μέγεθός τους και σαν Blue Compact Dwarf Galaxies (BCDGs). Επίσης πολλοί εμφανίζουν διαταραγμένη μορφολογία, που πιθανότατα είναι αποτέλεσμα αλληλεπίδρασης ή συγχώνευσης με άλλους γαλαξίες. Στην Εικόνα 3.6 φαίνεται το φάσμα ενός αστέρα W-R, όπου διακρίνονται οι χαρακτηριστικές γραμμές εκπομπής. 5 Οι κύριοι φασματικοί τύποι άστρων είναι : O, B, A, F, G, K, M. Τα άστρα τύπου Ο είναι τα πιο μαζικά και θερμά άστρα, όπως εμφανίζονται στο διάγραμμα Hertzsprung- Russell. Κάθε κατηγορία έχει 10 υποδιαιρέσεις, που δηλώνονται με τους αριθμούς 0-9. Εκτός των κύριων φασματικών τύπων υπάρχουν και δευτερεύουσες κατηγορίες όπως C, W και S

33 32 Εικόνα 3.6: Το φάσμα του άστρου W-R 137. Παρατηρούμε ότι κυριαρχούν οι γραμμές He και C σε διάφορα μήκη κύματος (επομένως τύπου WC), ενώ διακρίνεται και η γραμμή Balmer Hα στα ( Όπως αναφέρθηκε και σε προηγούμενη παράγραφο, η οποιαδήποτε αλληλεπίδραση με άλλους γαλαξίες αποτελεί μία από τις βασικές αιτίες ενεργοποίησης φαινομένων Starbursts. Μερικοί από τους WRGs που έχουν μελετηθεί, είναι οι: Henize 2 10, ο οποίος είναι ο πρώτος γαλαξίας προσδιοριζόμενος σαν WRG, (Allen, Wright & Goss 1976), Mrk 1094, Mrk 1236, NGC 1741, NGC 3049, POX 4, POX 139, Tol 35, II Zw 40, M 83. Ο γαλαξίας Μ 83 βρίσκεται σε απόσταση περίπου 4.5 Mpc (Thim et al. 2003) με Η 0 ~ 60 Km/s/Mpc και εκτιμάται ότι περιέχει πάνω από 3000 άστρα W-R. Στην Εικόνα 3.7, φαίνεται ο Starburst γαλαξίας Μ 83 ή NGC 5236 (αριστερά) και ο Henize 2 10 (δεξιά), ο οποίος είναι ένας WRG μικρού μεγέθους. Εικόνα 3.7: Ο σπειροειδής WRG γαλαξίας Μ 83 φαίνεται αριστερά στην εικόνα ( ενώ δεξιά είναι ο WRG γαλαξίας Henize 2 10, ο οποίος λόγω του μικρού μεγέθους ταξινομείται και σαν BCDG Starburst (

34 3.3 Συσχέτιση AGN Starbursts 33 Στον Πίνακα 1 της ενότητας 2.1 αναφέρονται οι περιοχές Starbursts σαν συνιστώσες των AGNs. Υπάρχουν επίσης σαφείς ενδείξεις ότι η ενεργότητα των γαλαξιακών πυρήνων σχετίζεται με την εξελικτική πορεία των γαλαξιών στους οποίους ανήκουν (host galaxies). Τα δεδομένα αυτά οδηγούν στην υπόθεση ότι είναι πιθανόν η δράση των AGN και τα φαινόμενα Starburst να προκαλούνται από μεγάλες συγχωνεύσεις σε ένα ιεραρχικό σενάριο σχηματισμού γαλαξιών (Kauffmann & Haehnelt 2000). Είναι επομένως αναμενόμενο ότι η δράση των AGNs θα σχετίζεται με τις περιοχές Starbursts κοντά στις κεντρικές περιοχές των γαλαξιών. Η σχέση AGN Starbursts εξετάζεται ξεχωριστά για την περίπτωση χαμηλής λαμπρότητας, όπως είναι οι Seyferts και ξεχωριστά για την περίπτωση υψηλής λαμπρότητας, όπως είναι οι διάφοροι τύποι quasars και οι ραδιογαλαξίες. Αρκετές παρατηρήσεις στο υπεριώδες και στο οπτικό μέρος του φάσματος έχουν γίνει τα τελευταία χρόνια, με σκοπό να βρεθούν ενδείξεις ύπαρξης περιοχών Starbursts κοντά σε AGN γαλαξιών χαμηλής λαμπρότητας, όπως είναι οι Seyferts 2. Τέτοιες παρατηρήσεις αναφέρονται σε έρευνα (Gonzalez-Delgado et al. 1998), όπου από ένα δείγμα 20 Seyferts 2, επιλέγηκαν τελικά 4 γαλαξίες με βάση τη UV λαμπρότητα: οι NGC 7130, NGC 5135, IC 3639 και Mrk 477. Οι γαλαξίες αυτοί εμφανίζουν το λεγόμενο ``feature continuum``, δηλαδή κάποιο ιδιαίτερο χαρακτηριστικό στο συνεχές, που απαιτεί την ύπαρξη κάποιας ξεχωριστής συνιστώσας για να ερμηνευτούν τα φασματικά χαρακτηριστικά αυτών των γαλαξιών. Τα GHRS 6 φάσματα έδειξαν γραμμές απορρόφησης όπως C III στα 1426, Si III στα 1417, S V στα 1501, που είναι χαρακτηριστικές γραμμές για φωτόσφαιρες άστρων πολύ μεγάλης μάζας, αλλά και C IV στα 1550, Si IV στα 1400, και Ν V στα 1240, που είναι χαρακτηριστικές γραμμές αστρικών ανέμων. Στο ορατό μέρος και στο κοντινό υπεριώδες εντοπίστηκαν γραμμές απορρόφησης της σειράς Balmer και He I, που αποτελεί άλλη μία ισχυρή ένδειξη για την παρουσία άστρων πολύ μεγάλης μάζας, κυρίως τύπου Ο και Β. Παρόμοιες γραμμές απορρόφησης παρατηρήθηκαν και στο μεσοαστρικό αέριο, οι οποίες μάλιστα ήταν μετατοπισμένες προς το μπλε (λόγω φαινομένου Doppler), που σημαίνει ότι το αέριο διαστέλλεται υπό μορφή κάποιου κελύφους, που η αρχή του βρίσκεται στις κεντρικές περιοχές αυτών των γαλαξιών. Τα δεδομένα αυτά είναι χαρακτηριστικά περιοχών Starbursts, οι οποίες βρίσκονται πολύ κοντά στους γαλαξιακούς πυρήνες. Στο δείγμα που μελετήθηκε, οι περιοχές Starbursts έχουν ακτίνα από 100 έως και μερικές εκατοντάδες pc. Είναι εξαιρετικά συμπαγείς με μεγάλες ποσότητες σκόνης και λαμπρότητες της τάξης του (4 για τον Mrk 477). Σημαντικό θεωρείται ότι οι λαμπρότητες των περιοχών Starbursts του δείγματος που μελετήθηκε, είναι συγκρίσιμες με τις λαμπρότητες των κρυμμένων AGN από αυτές. 6 GHRS = Goddard High Resolution Spectrograph. Φασματογράφος με μπάντα συχνοτήτων στα

35 34 Στο ίδιο δείγμα, η συνεισφορά των περιοχών Starbursts στην ολική UV λαμπρότητα εκτιμάται για τον κάθε γαλαξία ως εξής: 25% στον Mrk 477, 6% στον ΝGC 7130, 7% στον NGC 5135 και 6% στον IC Σύμφωνα με τους ερευνητές, οι συνιστώσες Starbursts στους γαλαξίες του δείγματος είναι συνέπεια της δυναμικής του αντίστοιχου host galaxy: Παλιρροϊκές δυνάμεις μπορούν να ωθήσουν μεγάλες ποσότητες αερίου από τα εξώτερα μέρη των γαλαξιών αυτών προς το κέντρο. Αυτή η ροή του αερίου προς το εσωτερικό προκαλεί σχηματισμό άστρων κατά μήκος της εισροής και πιθανότατα δημιουργεί την περιοχή Torus, η οποία λειτουργεί σαν ένα ρεζερβουάρ αερίου που αποκρύπτει αλλά και τροφοδοτεί τον πυρήνα. Μία περιοχή Starburst φυσιολογικά πλέον μπορεί να δημιουργηθεί από αυτό το ρεζερβουάρ αερίου (Heckman 1998). Στην περίπτωση των μεγάλης ισχύος πηγών ακτινοβολίας όπως είναι οι ραδιογαλαξίες και οι quasars, είναι σημαντικό να ερευνηθεί η σύνδεση quasars/jets δραστηριότητας (activity) με τη διαδικασία εξέλιξης του host galaxy, η οποία θα οδηγήσει σε συσχέτιση AGN με τις περιοχές Starbursts. Οι έρευνες των Heckman et al. (1986) και Smith & Heckman (1989), παρέχουν ενδείξεις σχετικά με τα μορφολογικά χαρακτηριστικά των ραδιογαλαξιών, όπως διπλούς πυρήνες, παλιρροϊκές ουρές και γέφυρες (bridges). Με βάση αυτά τα χαρακτηριστικά προτείνουν ότι η δραστηριότητα των AGNs προκαλείται από τη συσσώρευση αερίου κατά τη διάρκεια συγχώνευσης γαλαξιών ή γενικά αλληλεπιδράσεων. Σε ένα ιεραρχικό σενάριο σχηματισμού γαλαξιών (γίνεται αναφορά στην αρχή του υποκεφαλαίου 3.3), οι συγχωνεύσεις και οι διάφορες αλληλεπιδράσεις δεν πρωταγωνιστούν μόνο στη δημιουργία περιοχών Starbursts, αλλά παρέχουν και το απαραίτητο καύσιμο για την ενεργότητα των AGN (Kauffmann & Haehnelt 2000). Στην εργασία των Tadhunter et al. (2005) αναφέρονται συμπεράσματα κάποιας έρευνας σχετικά με τις περιοχές Starbursts και της επίδρασης αυτών των περιοχών στην ενεργότητα των ραδιογαλαξιών. Επιλέγηκαν 3 ραδιογαλαξίες: 3C293 σε redshift z = 0.045, 3C305 σε redshift z = και PKS σε redshift z = Αυτοί οι ραδιογαλαξίες έχουν κοινά χαρακτηριστικά όπως: ένδειξη για πρόσφατη δημιουργία άστρων με μεγάλο ρυθμό, μορφολογική ένδειξη για συγχώνευση ή αλληλεπίδραση γαλαξιών, ένδειξη για ισχυρή H I απορρόφηση. Επίσης επισημαίνεται ότι και οι 3 γαλαξίες βρίσκονται σε περιβάλλοντα (environments) χαμηλής πυκνότητας (απομονωμένοι ή σε πολύ μικρά γκρουπ). Ένα βασικό συμπέρασμα που προκύπτει μετά τη μελέτη των αστρικών πληθυσμών αυτών των γαλαξιών, είναι ότι το φαινόμενο δημιουργίας ισχυρών ραδιοπηγών προκαλείται σχετικά αργά κατά τη διαδικασία συγχωνεύσεων. Προηγείται πάντα το φαινόμενο δημιουργίας περιοχών Starbursts. Επομένως, μεσολαβεί ένα μεγάλο χρονικό διάστημα (~10 8 έτη) από την έναρξη της διαδικασίας συγχωνεύσεων μέχρι την ενεργοποίηση των jets. Η πιθανή εξήγηση γι αυτό είναι: α) Χρειάζεται πολύς χρόνος ώστε το αέριο να δημιουργήσει μία σταθερή ροή συσσώρευσης κοντά στις κεντρικές περιοχές και μετά να λάβει χώρα η διαδικασία Starburst β) Απαιτείται επίσης πολύς χρόνος για τη διαμόρφωση του κατάλληλου AGN ικανού να εμφανίσει ρελατιβιστικά jets. Άλλο ένα αποτέλεσμα αυτών των ερευνών είναι ότι υπάρχει ισχυρή ένδειξη για σχέση των ραδιογαλαξιών με τους ULIRGs, οι οποίοι όπως έχουμε αναφέρει είναι μία κατηγορία γαλαξιών

36 35 Starbursts. Θεωρείται πολύ πιθανόν ότι κάποιοι ULIRGs μπορεί να εξελίσσονται μέσα σε ραδιογαλαξίες. Οι λόγοι που συνηγορούν σ` αυτό έχουν σχέση με τις ομοιότητες που υπάρχουν ως προς τη μορφολογία, τη λαμπρότητα στο FIR και την πυκνότητα space density. Παραδείγματος χάρη για την πυκνότητα αυτή, εκτιμάται ότι για τις ραδιοπηγές με ισχύ παρόμοια ή μεγαλύτερη από την ισχύ του ραδιογαλαξία 3C 305, είναι 8.5 και για τους ULIRGs είναι 1.2. H σχέση AGN - Starburst αναπτύσσεται κατά διαφόρους τρόπους και σε άλλες έρευνες, όπως του King (2005) με το μοντέλο του superwind. Στην εργασία του King (2005), αναφέρεται ότι παρατηρήσεις που έγιναν σε νέους γαλαξίες με redshift z ~ 3, ανακάλυψαν σύγχρονη δράση των φαινομένων AGN και Starburst. Καθώς η SMBH συνεχώς μεγαλώνει, μία εκροή (outflow) οδηγεί ένα κέλυφος (shell) προς το αέριο που βρίσκεται στον γύρω χώρο. Το αέριο παγιδεύεται μέσα σε αυτή τη φυσαλίδα (bubble), ψύχεται και δημιουργεί φαινόμενο Starburst. Με τη δημιουργία των νέων άστρων γίνεται ανακύκλωση του φαινομένου, δηλαδή η περιοχή Starburst τροφοδοτεί τον AGN, με αποτέλεσμα νέα αύξηση της μάζας της SMBH και νέα εκροή. Υποστηρίζεται ότι η μεταβολή της ορμής της εκροής θα δίνεται από τη σχέση:, όπου ο ρυθμός εκροής της μάζας, το όριο Eddington και η ταχύτητα εκροής. Όταν η μάζα της SMBH αποκτήσει μία κριτική τιμή, το αέριο δεν θα μπορεί πλέον να ψύχεται αποτελεσματικά. Τότε η ενέργεια της εκροής διοχετεύεται στο αέριο το οποίο ωθείται μακριά από το κέντρο δημιουργώντας ένα superwind. Έτσι σύμφωνα με αυτό το θεωρητικό μοντέλο, η ανάπτυξη της SMBH προκαλεί αρχικά φαινόμενο Starburst και η κατάληξη είναι ένα superwind. 3.4 Γενική Θεωρία Ενοποίησης Η εργασία των Kauffmann & Haehnelt (2000) αναφέρεται σε μία προσπάθεια δημιουργίας ενός Ενοποιημένου Μοντέλου των γαλαξιών και των quasars. To μοντέλο αυτό στηρίζεται σε κάποια συμπεράσματα από προηγούμενες έρευνες όπως: Η πυκνότητα του συνολικού ρυθμού δημιουργίας άστρων στο Σύμπαν, η πυκνότητα γαλαξιών Starbursts και η πυκνότητα των quasars δείχνουν να είναι παρόμοιες. Και οι τρεις αυτές παράμετροι εμφανίζουν μεγάλη αύξηση στο διάστημα redshifts από z = 0 έως z = 2 (π.χ. Boyle & Terlevich 1998; Dickinson et al. 1998; Sanders & Mirabel 1996). Επίσης, στην έρευνα αυτή θεωρείται δεδομένο ότι οι SMBH βρίσκονται στα κέντρα των γαλαξιών με σφαιροειδείς συνιστώσες. Οι μάζες των SMBH έχουν γραμμική εξάρτηση με τις μάζες των σφαιροειδών (spheroids) με σταθερά αναλογίας που κυμαίνεται από έως (Kormendy & Richstone 1995). Σύμφωνα με αυτή τη θεωρία, η πιο εντυπωσιακή ιδιότητα την οποία εμφανίζουν οι quasars, είναι η δυναμική εξέλιξη που παρουσιάζουν ως προς το redshift. Σε κάποιες προηγούμενες έρευνες π.χ. Efstathiou & Rees (1988), επισημαίνεται η αύξηση της πυκνότητας των quasars από τις πιο πρώιμες εποχές του Σύμπαντος σε ένα μέγιστο σε redshift z ~ 2, η οποία μπορεί να εξηγηθεί με βάση ένα ιεραρχικό σενάριο σχηματισμού γαλαξιών.

37 36 Υποτίθεται στο σενάριο αυτό ότι οι Μελανές Οπές συνδέονται με την κατάρρευση της σκοτεινής ύλης των πρώτων halos. H θεωρία (Kauffmann & Haehnelt 2000), προσανατολίζεται στα μικρά redshifts και επιχειρεί να δώσει μία ποιοτική και ποσοτική εξήγηση γιατί οι quasars σε z = 0 είναι εξαιρετικά λιγότεροι σε σχέση με αυτούς σε z = 2. Επίσης επιδιώκει να βρει σχέση του πληθυσμού των quasars στα χαμηλά redshifts με τον υποτιθέμενο ιεραρχικό σχηματισμό γαλαξιών μέσα στην ψυχρή σκοτεινή ύλη. Χρησιμοποιούνται τα λεγόμενα ημι-αναλυτικά (semi-analytic) μοντέλα σχηματισμού γαλαξιών, που είναι ένας συνδυασμός θεωρητικών υποθέσεων και παρατηρησιακών δεδομένων με σκοπό να περιγράψουν φαινόμενα όπως η ψύξη του αερίου, ο σχηματισμός άστρων, οι ρυθμοί συγχώνευσης κ.λπ. Σε αυτά τα μοντέλα, η συσσώρευση αερίου από την άλω (halo) καταλήγει στη δημιουργία ενός δίσκου. Αν δύο γαλαξίες με συγκρίσιμες μάζες συγχωνευτούν, τότε ένα σφαιροειδές σχηματίζεται. Οι συγχωνεύσεις οδηγούν αέριο προς το εσωτερικό, με αποτέλεσμα την ενεργοποίηση Starburst και AGN. Αυτό θεωρείται και το standard παράδειγμα των ULIRGs, που σχετίζονται με αλληλεπιδρώντα συστήματα και όπως είδαμε μέχρι τώρα εμφανίζουν συγχρόνως Starburst και AGN χαρακτηριστικά, αφού θεωρείται πολύ πιθανό ότι πολλοί ULIRGs εξελίσσονται μέσα σε quasars. Στη θεωρία γίνεται επίσης η υπόθεση ότι οι μεγάλες συγχωνεύσεις είναι υπεύθυνες για τη δημιουργία, τροφοδοσία και εξέλιξη των Μελανών Οπών. Αναφέρεται ότι σε συγχώνευση δύο γαλαξιών, οι αρχικές Μελανές Οπές των προγεννητόρων ενώνονται με αποτέλεσμα τη δημιουργία μίας νέας κεντρικής Μελανής Οπής, η οποία συσσωρεύει ένα ποσοστό του συνολικού αερίου σε μία χρονική κλίμακα της τάξης του ετών. Γίνεται προσπάθεια να εξηγηθεί η ελάττωση της ενεργότητας των quasars στα χαμηλά redshifts και αναφέρεται ότι αυτό είναι ένας συνδυασμός των εξής λόγων: α) Ελάττωση του ρυθμού συγχωνεύσεων γαλαξιών ενδιάμεσης μάζας σε μεταγενέστερες εποχές β) Ελάττωση του αερίου που είναι διαθέσιμο για την τροφοδοσία των Μελανών Οπών γ) Η υπόθεση ότι οι Μελανές Οπές συσσωρεύουν αέριο με πιο αργούς ρυθμούς στις μεταγενέστερες εποχές. Η εξέλιξη του ρυθμού συγχωνεύσεων θεωρείται ίσως το πιο ασφαλές χαρακτηριστικό του μοντέλου, καθώς είναι ένα επακόλουθο της ανάπτυξης της συμπαντικής δομής μέσα στη σκοτεινή ύλη. Η εξέλιξη του διαθέσιμου αερίου είναι συνάρτηση του σχηματισμού άστρων και της ανατροφοδότησης των AGN. Στο μοντέλο παρουσιάζονται κάποιες υποθέσεις σχετικά με τη φύση της διαδικασίας των συγχωνεύσεων, που οδηγούν τελικά σε ελλειπτικούς γαλαξίες. Ένα βασικό χαρακτηριστικό του ιεραρχικού σεναρίου σχηματισμού γαλαξιών είναι ότι τα μεγαλύτερα σε μέγεθος σφαιροειδή σχηματίζονται αργά.

38 37 4. Κοσμική Ακτινοβολία 4.1 Φύση των Κοσμικών Ακτίνων Κοσμική Ακτινοβολία ή Κοσμικές Ακτίνες (Cosmic Rays - CRs) είναι μία ειδική κατηγορία ακτινοβολίας, η οποία αποτελείται από σωματίδια υψηλών ενεργειών που προέρχονται από διάφορα μέρη του σύμπαντος. Ο όρος `Ακτινοβολία`, αν και έχει επικρατήσει μέχρι σήμερα, είναι μάλλον αδόκιμος, καθώς σήμερα γνωρίζουμε ότι πρόκειται κατά βάση για σωματίδια (υπάρχει και ένα πολύ μικρό ποσοστό φωτονίων όπως θα φανεί στις επόμενες ενότητες) και όχι για κάποιο είδος ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας όπως πιστευόταν παλιά. Τα σωματίδια προσβάλλουν την ατμόσφαιρα της Γης από όλες τις διευθύνσεις και προκαλούν φαινόμενα με ανιχνεύσιμα αποτελέσματα. Οι CRs ανακαλύφθηκαν από τον Αυστριακό φυσικό Victor Hess το Ο Hess υπέθεσε την εξωγήινη προέλευση των CRs, επειδή διαπίστωσε αύξηση της έντασης της ακτινοβολίας σε συνάρτηση με το ύψος από την επιφάνεια της Γης, κάνοντας πειράματα με ειδικά μπαλόνια μέσα στην ατμόσφαιρα. Στη δεκαετία του `20 με συνεχή πειράματα διαπιστώθηκε ότι οι CRs μέσα στην ατμόσφαιρα έχουν διαφορετική σύνθεση από εκείνες εκτός ατμόσφαιρας. Το γεγονός αυτό οδήγησε τα επόμενα χρόνια στη μελέτη των αλληλεπιδράσεων των κοσμικών ακτίνων με την ατμοσφαιρική ύλη. Με τη μελέτη των αλληλεπιδράσεων και τη βοήθεια σύγχρονων ανιχνευτικών διατάξεων βγήκαν χρήσιμα συμπεράσματα για τη φύση των CRs. Η φύση των κοσμικών ακτίνων έχει ιδιαίτερη σημασία, διότι σχετίζεται με το ενεργειακό φάσμα, αλλά και με το είδος των πηγών και των μηχανισμών παραγωγής και επιτάχυνσης. Οι CRs διακρίνονται σε: Α) Πρωτογενείς (Primary PCRs) που αναφέρονται στα σωματίδια τα οποία φτάνουν στα ανώτατα όρια της ατμόσφαιρας από όλες τις διευθύνσεις και με διάφορες ενέργειες. Β) Δευτερογενείς (Secondary SCRs) που θεωρείται ότι πρόκειται για τα παράγωγα των αλληλεπιδράσεων των PCRs με τις διάφορες μοριακές δομές μετά την είσοδό τους στην ατμόσφαιρα. Η σύνθεση, τα χαρακτηριστικά και οι αλληλεπιδράσεις των CRs αναπτύσσονται ξεχωριστά για τις PCRs και τις SCRs στις υποενότητες και αντίστοιχα. Για την ενέργεια χρησιμοποιείται η μονάδα ev ev = 1.6 CbV = 1.6 Joule

39 Πρωτογενής Από πειραματικά δεδομένα εκτός ατμόσφαιρας προκύπτει ότι η σύνθεση των PCRs είναι περίπου η εξής: 99% ατομικοί πυρήνες διαφόρων στοιχείων και λιγότερο από 1% σωματίδια β (beta - ηλεκτρόνια). Ένα ελάχιστο ποσοστό καλύπτει και η ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία, κυρίως φωτόνια ακτίνων γ και Χ. Από το σύνολο των ατομικών πυρήνων φαίνεται ότι το 90% περίπου είναι πυρήνες Η (πρωτόνια), 9% πυρήνες He (σωμάτια alpha) και το υπόλοιπο 1% είναι πυρήνες βαρύτερων στοιχείων. Από τους βαρύτερους πυρήνες εκτιμάται ότι το 25% είναι πυρήνες των στοιχείων Li, Be και B. Το μεγάλο αυτό ποσοστό σε σχέση με άλλα στοιχεία μπορεί να εξηγηθεί, αν τα στοιχεία αυτά θεωρηθούν σαν παράγωγα συγκρούσεων των πρωτονίων με τη μεσοαστρική ύλη (Chaisson & McMillan 1999). Σημαντική θεωρείται και η παρουσία μεσαίων πυρήνων όπως C, N και Ο. Η πυκνότητα των CRs στο μεσοαστρικό διάστημα εκτιμάται ότι είναι περίπου /. Μία διαπίστωση σχετικά με τη σύνθεση των PCRs είναι ότι κατά ένα πολύ μικρό ποσοστό της τάξης του 0.04% αποτελούνται από αντιύλη (Carroll & Ostlie 2007). Αυτό προβάλλεται σαν μία ισχυρή ένδειξη για την ασυμμετρία ύλης και αντιύλης στο γαλαξία και κατ` επέκταση σε ολόκληρο το σύμπαν. Η γενική αυτή σύνθεση των PCRs εξετάζεται πιο ειδικά σε συνάρτηση με την ενέργεια των σωματιδίων. Η ενέργεια παίρνει διάφορες τιμές ξεκινώντας από μερικά kev και φτάνοντας ακόμα και τα ev. Ανάλογα με τις ζώνες ενέργειας οι PCRs διαχωρίζονται στις εξής συνιστώσες: 1) Solar Energetic Particles (SEPs) 2) Anomalous Cosmic Rays (ACRs) 3) Galactic Cosmic Rays (GCRs) 4) Extra-Galactic/Ultra High Energy Cosmic Rays (UHECRs) Το ενεργειακό φάσμα των PCRs, όπως επίσης oι πηγές και οι μηχανισμοί παραγωγής και επιτάχυνσης, αποτέλεσαν για πολλά χρόνια και εξακολουθούν να αποτελούν ορισμένα από τα πιο σημαντικά πεδία έρευνας στο χώρο της Αστροφυσικής. Τα θέματα αυτά αναλύονται περισσότερο και ξεχωριστά για την κάθε αναφερόμενη κατηγορία των πρωτογενών κοσμικών ακτίνων στο Κεφάλαιο 5. Tο διάγραμμα της Εικόνας 4.1 είναι χωρισμένο σε ενεργειακές ζώνες ανάλογα με τα χρώματα (κίτρινο, γαλάζιο, μωβ από τα αριστερά προς τα δεξιά) και δείχνει τη μεταβολή της ροής συναρτήσει της ενέργειας των PCRs.

40 39 Εικόνα 4.1: Η ροή της κοσμικής ακτινοβολίας σαν συνάρτηση της ενέργειας. Η μεγάλη αρνητική κλίση της καμπύλης μετά την τιμή 10 9 ev δείχνει τη μείωση της ροής σε ενέργειες μεγαλύτερες της τάξης των GeV (σε έγχρωμη έκδοση στο en.wikipedia.org). Τα SEPs είναι σωματίδια των PCRs, η προέλευση των οποίων είναι ηλιακή. Έχουν ενέργειες που βρίσκονται στη περιοχή KeV < E < GeV. Παρατηρήθηκαν για πρώτη φορά στα μέσα της δεκαετίας του `40 και αποτελούνται από πρωτόνια, ηλεκτρόνια, σωμάτια alpha και πυρήνες βαρύτερων στοιχείων. Τα πιο γρήγορα σωμάτια έχουν ταχύτητες που πλησιάζουν το 80% της ταχύτητας του φωτός. Η μελέτη των SEPs έχει ιδιαίτερο ενδιαφέρον, διότι η σύνθεσή τους αποτελεί συγχρόνως και ένα δείγμα της ηλιακής σύνθεσης. Από μετρήσεις που έγιναν για τα στοιχεία C, N, O, Ne, Mg, Si με το MAST (Mass Spectrometer Telescope) που βρισκόταν στον δορυφόρο SAMPEX ( προέκυψε σαν συμπέρασμα ότι SEPs και ηλιακός άνεμος (solar wind) πρέπει να προέρχονται από την ίδια δεξαμενή υλικού (Williams et al. 1998). Η Εικόνα 4.2 ( δείχνει την αφθονία των πυρήνων των στοιχείων ηλιακής προέλευσης σε σύγκριση με τους πυρήνες στοιχείων των GCRs (τεθλασμένη γραμμή).

41 40 Εικόνα 4.2: Στο διάγραμμα φαίνεται η μεγάλη διαφορά στην αφθονία των στοιχείων Li, Be και B ανάμεσα στους πυρήνες ηλιακής προέλευσης και στους πυρήνες στοιχείων των GCRs ( Οι GCRs είναι σωματιδιακή ακτινοβολία με ενέργεια που παίρνει τιμές σε ευρύ διάστημα GeV < E < EeV. Η προέλευσή της είναι έξω από το ηλιακό σύστημα, από γαλαξιακές πηγές ακτινοβολίας. Αποτελούνται από πρωτόνια, ηλεκτρόνια και ατομικούς πυρήνες όλων των φυσικών στοιχείων που υπάρχουν στον Περιοδικό Πίνακα. Οι πυρήνες αυτοί έχουν απογυμνωθεί εντελώς από ηλεκτρόνια κατά τη διάρκεια της πορείας των GCRs μέσα από το ISM με ταχύτητες που αγγίζουν την ταχύτητα του φωτός. ΟΙ GCRs παρέχουν κάποιες ενδείξεις σχετικά με την ύλη έξω από το ηλιακό σύστημα. Το γαλαξιακό μαγνητικό πεδίο, και τα μαγνητικά πεδία του ηλιακού συστήματος και της Γης προκαλούν μεγάλες αποκλίσεις στις τροχιές των σωματιδίων, με αποτέλεσμα να δυσκολεύει σε μεγάλο βαθμό ο εντοπισμός της πηγής προέλευσης των GCRs. Παρατηρήσεις που συνεχώς γίνονται, έχουν σκοπό τον καθορισμό όσο το δυνατόν με μεγαλύτερη ακρίβεια της σύνθεσης των GCRs, που μπορεί να οδηγήσει σε κάποιες πληροφορίες σχετικά με τις πηγές προέλευσης αλλά και το ταξίδι της ακτινοβολίας μέσα από τον Milky Way. H σύνθεση περιγράφεται από το κλάσμα των πρωτονίων, των σωματίων alpha και των πυρήνων των διαφόρων χημικών στοιχείων. Ιδιαίτερη σημασία για τις έρευνες έχει και η ισοτοπική σύνθεση (πυρήνες του ίδιου στοιχείου με διαφορετικό αριθμό νετρονίων), που μπορεί να οδηγήσει σε συμπεράσματα για τη φύση των πηγών προέλευσης των GCRs. Στο άρθρο του

42 41 Prantzos (2012), αναφέρεται ότι ο ισοτοπικός λόγος Ne 22 /Ne 20 είναι πέντε φορές μεγαλύτερος στις GCRs από ό,τι στον Ήλιο και αυτό έχει άμεση συνέπεια ως προς την υπόθεση για το μηχανισμό παραγωγής τους. Η Εικόνα 4.3 δείχνει αποτελέσματα μετρήσεων της χημικής σύνθεσης των GCRs. Εικόνα 4.3: Μετρήσεις στοιχείων με Ζ από 5 έως 28. Υπερισχύουν τα στοιχεία C και O, ενώ σημαντική φαίνεται η παρουσία των στοιχείων Si και Fe (George et al. 2009). Οι ACRs χαρακτηρίζονται από ενέργειες στην περιοχή MeV < E < GeV. Διαφέρουν ως προς τη σύνθεση σε σχέση με τις άλλες κατηγορίες CRs και για το λόγο αυτό υφίσταται αυτός ο χαρακτηρισμός (Mewaldt, Cummings & Stone 1994). Ενώ στις άλλες CRs υπερισχύουν σε μεγάλο βαθμό τα πρωτόνια σε σχέση με τα σωμάτια alpha, στις ACRs ισχύει το αντίθετο. Επίσης, ενώ στις άλλες CRs υπάρχουν παραπλήσιες ποσότητες Ο και C, στις ACRs το Ο υπερισχύει του C. Πιστεύεται ότι προέρχονται από ουδέτερα άτομα του ενδοαστρικού μέσου (Interstellar medium ISM), τα οποία: Εισέρχονται στην ηλιόσφαιρα Ιονίζονται από την ηλιακή υπεριώδη ακτινοβολία Συλλέγονται από τον ηλιακό άνεμο και μεταφέρονται στα όρια της ηλιόσφαιρας Επιταχύνονται με κάποιον τρόπο Διαχέονται στην έσω ηλιόσφαιρα πλέον σαν CRs

43 42 UHECRs είναι σωματιδιακή ακτινοβολία με E > EeV = ev, η οποία πιθανότατα έχει εξωγαλαξιακή προέλευση. Αν η ενέργεια κάποιου σωματιδίου υπερβαίνει την τιμή 5 ev, τότε λέγεται Extreme Energy Cosmic Ray (EECR) και η τιμή της ενέργειας που αναφέρθηκε ονομάζεται όριο Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK) (θα αναφερθούμε αναλυτικά στην ενότητα 5.2). Η άφιξη σωματιδίων με τέτοιες ενέργειες είναι εξαιρετικά σπάνιο γεγονός. Είναι χαρακτηριστικό ότι το Pierre Auger Observatory (PAO) κατά τη διάρκεια λειτουργίας από το 2004 έως το 2007 ανέφερε 27 τέτοια γεγονότα. Σωματίδιο πολύ υψηλής ενέργειας που άγγιζε τα 3 ev ανιχνεύθηκε στις 15 Οκτωβρίου 1991 με τον Fly`s Eye Detector πάνω από την πολιτεία Utah των Η.Π.Α και δόθηκε η ονομασία ``Oh My God Particle``.Η ταχύτητα του EECR σχεδόν άγγιζε την ταχύτητα του φωτός, ενώ η ενέργεια του ήταν 40 εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από τη μέγιστη ενέργεια που μπορεί να δοθεί σε πρωτόνια στους γήινους επιταχυντές. Η Εικόνα 4.4 δείχνει ένα τμήμα της Εικόνας 4.1 στις ψηλές ενέργειες. Εικόνα 4.4: Διακρίνονται δύο περιοχές μικρής απόκλισης της συνάρτησης από την ευθεία. Η μία περιοχή είναι γύρω από την τιμή 3 ev, χαρακτηρίζεται σαν ``Knee`` και θεωρείται το κατώφλι μετάβασης σε υψηλές ενέργειες για τις GCRs. Η άλλη περιοχή είναι πιο κάτω και δεξιά λίγο μετά την τιμή ev, χαρακτηρίζεται σαν ``ankle`` και σηματοδοτεί τη μετάβαση από τις GCRs στις UHECRs (universe-review.ca). Οι ακτίνες γ είναι φωτόνια υψηλής ενέργειας και αναφέρονται σαν μία μικρή συνιστώσα των PCRs. Θεωρούνται παράγωγα των συγκρούσεων των ιόντων κατά την πορεία τους στο διάστημα με το ISM. Τα φωτόνια δεν επηρεάζονται από μαγνητικά πεδία, αλλά μόνο από ισχυρά βαρυτικά (κατά τη σχετικότητα) και επομένως η κίνηση είναι γενικά ευθύγραμμη. Αν, επομένως, μπορούν να ανιχνευτούν ακτίνες γ πολύ υψηλής ενέργειας, τότε είναι δυνατό να εντοπισθούν πηγές CRs στο σύμπαν. Δορυφορικά πειράματα παρέχουν ενδείξεις για την ύπαρξη μικρού αριθμού ποζιτρονίων και αντιπρωτονίων στις PCRs, τα οποία δεν φαίνεται να προέρχονται από μεγάλες ποσότητες αντιύλης κατά τη Μεγάλη Έκρηξη ή στο μεταγενέστερο Σύμπαν. Μάλλον πρόκειται για παράγωγα κάποιων ενεργητικών διαδικασιών που συμβαίνουν π.χ. μέσα σε Supernova Remnants - SNRs (Kachelriess, Ostapchenko & Tomas 2010).

44 Δευτερογενής Οι PCRs μπαίνοντας στην ατμόσφαιρα αναγκαστικά συγκρούονται με τα μόρια του αέρα δημιουργώντας δευτερογενή φαινόμενα που αποτελούν τις SCRs (Secondary Cosmic Rays). Σε τέτοιες συγκρούσεις δημιουργούνται πολλά νέα σωματίδια, τα περισσότερα από τα οποία είναι π μεσόνια (πιόνια), που μπορεί να είναι φορτισμένα (, ) ή ουδέτερα. Τα ουδέτερα πιόνια διασπώνται πολύ γρήγορα συνήθως σε δύο φωτόνια γ. Τα φορτισμένα πιόνια διασπώνται επίσης, αλλά σε πολύ μεγαλύτερο χρονικό διάστημα και επομένως έχουν μεγάλες πιθανότητες να συγκρουσθούν με άλλα άτομα πριν διασπαστούν σε μιόνια και νετρίνα. Τα θραύσματα των πυρήνων αλληλεπιδρούν εκ νέου δημιουργώντας νέα σωμάτια. Με τον τρόπο αυτό σχηματίζεται ένας καταρράκτης (cascade) ή καταιγισμός (shower) σωματιδίων που κινείται προς τα κάτω μέσα στην ατμόσφαιρα. Σε κάθε αλληλεπίδραση τα σωμάτια χάνουν ενέργεια και τελικά μετά από κάποιο χρόνο δεν θα είναι ικανά να δημιουργήσουν νέα παράγωγα, με αποτέλεσμα ο αριθμός των σωματίων του shower συνεχώς να μειώνεται. Ένα μικρό κλάσμα του καταιγισμού συνήθως έχει επαρκή ενέργεια για να καταλήξει στο έδαφος. Το πόσο μεγάλο είναι το κλάσμα αυτό εξαρτάται από την ενέργεια και το είδος των εισερχόμενων στην ατμόσφαιρα σωματιδίων, αλλά και από το ύψος από την επιφάνεια της θάλασσας. Όταν χιλιάδες ή ακόμα και εκατομμύρια σωμάτια καταλήγουν στο έδαφος σε μία καθορισμένη περιοχή, όπως λόγου χάριν ένα βουνό, τότε έχουμε έναν εκτεταμένο καταιγισμό σωματιδίων (extensive air shower-eas). Όλα αυτά τα σωματίδια καταλήγουν σε αποστάσεις μερικών εκατοντάδων μέτρων από τον κεντρικό άξονα του shower, ο οποίος καθορίζεται από την κίνηση του αρχικού σωματιδίου που προκάλεσε το shower. Κατά μήκος του άξονα τα περισσότερα σωματίδια μπορούν να βρεθούν μέσα σε ένα είδος δίσκου πάχους μερικών μέτρων που κινείται με πολύ μεγάλη ταχύτητα (Bernlohr et al. 2000). Δευτερογενή σωμάτια όπως πρωτόνια, αρνητικά και θετικά πιόνια, αρνητικά και θετικά μιόνια, ηλεκτρόνια και ποζιτρόνια είναι σημαντικά, διότι ιονίζουν τον αέρα και συμμετέχουν σε χημικές διαδικασίες προς σχηματισμό κυρίως νιτρικών ενώσεων. Επίσης, παίζουν ρόλο στη διαμόρφωση του στρώματος του όζοντος. Ο ιονισμός του αέρα έχει άμεσες συνέπειες στη ζώνη της ιονόσφαιρας, με επακόλουθο την επίδραση στη διάδοση των ραδιοκυμάτων. Σε πιο χαμηλά ύψη (τροπόσφαιρα) ο ιονισμός του αέρα μπορεί να προκαλέσει κλιματικές αλλαγές αρκετά μεγάλης κλίμακας (Dorman 2004). Σε κάθε shower δευτερογενούς ακτινοβολίας δημιουργείται μία πλημμυρίδα διαφορετικών σωματιδίων, τα οποία είναι αποτελέσματα διαφορετικών διεργασιών. Γενικά θεωρείται ότι η συνολική εικόνα της κοσμικής ακτινοβολίας στην ατμόσφαιρα αποτελείται από τρεις συνιστώσες (Christopoulou-Mavromichalaki 2000): Η μεσονική ή σκληρή συνιστώσα αποτελείται από 80% μ-μεσόνια Η νουκλεϊνική συνιστώσα με 1% - 2% πρωτόνια και νετρόνια

45 Η φωτονική ή μαλακή συνιστώσα (18% φωτόνια, ηλεκτρόνια και ποζιτρόνια) Η Εικόνα 4.5 είναι μία σχηματική αναπαράσταση των συνιστωσών της δευτερογενούς κοσμικής ακτινοβολίας από την επιφάνεια της θάλασσας μέχρι ύψος 10 Km. 44 Εικόνα 4.5: Διακρίνεται η σύγκρουση ενός σωματιδίου των PCRs με έναν ατμοσφαιρικό πυρήνα. Αριστερά είναι η μαλακή συνιστώσα, δεξιά η σκληρή συνιστώσα, ενώ στο κέντρο παριστάνεται η νουκλεϊνική συνιστώσα, που προέρχεται από το shower αδρονίων. Το μπλε χρώμα αναφέρεται στην εκπεμπόμενη ακτινοβολία Cherenkov ( Η Σκληρή συνιστώσα προκύπτει από τις διασπάσεις των φορτισμένων πιονίων: νετρίνο και μ το αντινετρίνο του μιονίου. + και + μ όπου το μιονικό

46 Η Μαλακή συνιστώσα περιγράφεται από τη διάσπαση των ουδέτερων πιονίων: 45 γ + γ Τα φωτόνια γ που προέρχονται από τις διασπάσεις των ουδέτερων πιονίων, δημιουργούν ζεύγη e + e - (δίδυμη γένεση). Κάποια από τα ηλεκτρόνια αλληλεπιδρώντας δημιουργούν νέα φωτόνια γ, τα οποία με τη σειρά τους διασπώνται σε νέα ζεύγη e + e -. Δημιουργείται έτσι ένας ηλεκτρομαγνητικός καταιγισμός, που αποτελεί τη μαλακή συνιστώσα. (Βλ. Εικόνα 4.5). Στο διάγραμμα διακρίνεται και η διάσπαση των φορτισμένων μιονίων σύμφωνα με τις διαδικασίες: + + μ και + e + Τα νουκλεόνια που θα προέλθουν από τη σύγκρουση, μπορεί να θεωρηθεί ότι αποτελούν ξεχωριστή συνιστώσα, η οποία εκδηλώνεται σαν ένα shower αδρονίων 8. Άλλο ένα χαρακτηριστικό του shower σύμφωνα με το παραπάνω διάγραμμα είναι ότι σε επίπεδο θαλάσσης μπορούν να φτάσουν τα μιόνια και τα μιονικά νετρίνα. Τα σωματίδια της κοσμικής ακτινοβολίας ιονίζουν τα μόρια Ν και Ο της ατμόσφαιρας προκαλώντας διάφορες χημικές διαδικασίες. Ένα από τα αποτελέσματα των διαδικασιών αυτών είναι η εξάντληση του όζοντος. Άλλο αποτέλεσμα είναι η παραγωγή ισοτόπων (στοιχείων με τον ίδιο ατομικό αριθμό και διαφορετικό αριθμό νετρονίων) όπως ο 14 C. Ο ρυθμός παραγωγής ισοτόπων εξαρτάται από το ύψος από την επιφάνεια της θάλασσας. Είναι σημαντικό ότι με αυτόν τον τρόπο διατηρήθηκαν τα ίδια επίπεδα του 14 C τα τελευταία χρόνια. Το ισότοπο 14 C περιλαμβάνει 8 νετρόνια και παράγεται από την αλληλεπίδραση νετρονίων της κοσμικής ακτινοβολίας με το ατμοσφαιρικό άζωτο σύμφωνα με την αντίδραση : + + Όπου τα νετρόνια και τα παραγόμενα πρωτόνια, τα οποία αποτελούν στοιχεία της νουκλεϊνικής συνιστώσας. Η χρησιμότητα του ισοτόπου 14 C είναι μεγάλη, καθώς η μέτρηση του λόγου 14 C / 12 C οδηγεί σε ακριβείς χρονικές εκτιμήσεις διαφόρων συμβάντων κατά το παρελθόν. Στην έρευνα του Dorman (2004) αναφέρεται η παραγωγή ισοτόπων από τη δράση των CRs στην ατμοσφαιρική ύλη. Στον Πίνακα 4 φαίνεται μία λίστα κάποιων ισοτόπων χημικών στοιχείων που δημιουργούνται στην ατμόσφαιρα με την επίδραση των κοσμικών σωματιδίων, καθώς και οι χρόνοι ημιζωής τους. Είναι χαρακτηριστικό ότι μπορούν να δημιουργηθούν κάθε είδους ισότοπα των οποίων οι χρόνοι ημιζωής κυμαίνονται από μερικές ώρες μέχρι και εκατομμύρια χρόνια. 8 Αδρόνια (hadrons) χαρακτηρίζονται τα σωμάτια που είναι συνδυασμός δύο ή τριών quarks. Σε αυτή την κατηγορία ανήκουν τα νουκλεόνια (πρωτόνια, νετρόνια 3 quarks) και τα μεσόνια (2 quarks).

47 46 Πίνακας 4: Ισότοπα χημικών στοιχείων Isotope Life Half-time Tritium Beryllium-7 Beryllium-10 Carbon-14 Sodium-22 Sodium-24 Magnesium-28 Silicon-31 Silicon-32 Phosphorus-32 Sulfur-35 Chlorine-36 Argon years 53.3 days 1.39 million years 5730 years 2.6 years 15 hours 20.9 hours 2.6 hours 101 years 14.3 days 87.5 days 300,000 years 269 years Η ροή των SCRs παρουσιάζει πολλές φορές αξιοσημείωτες διακυμάνσεις, που η εξήγησή τους δεν είναι ούτε προφανής ούτε εύκολη. Σε άρθρο των Raghav et al. (2013) αναφέρονται μετρήσεις της ροής των SCRs κατά την περίοδο ολικής έκλειψης Σελήνης στις 10 Δεκεμβρίου 2011 μέχρι την επόμενη πανσέληνο στις 8 Ιανουαρίου Οι μετρήσεις έδειξαν ενίσχυση της ροής κατά 8,1% σε σχέση με το μέσο όρο των περιόδων προ και μετά έκλειψης. Ελήφθησαν υπόψιν όλες οι φυσικές παράμετροι θερμοκρασίας, σχετικής υγρασίας, γεωμαγνητικού πεδίου. Ποιοτική ανάλυση της ροής έδειξε ότι η επίδραση των παραγόντων αυτών δεν είναι ικανή να εξηγήσει τη σημαντική αυτή ενίσχυση των SCRs κατά τη διάρκεια της ολικής έκλειψης. Αναφέρεται ο προβληματισμός ότι αυτή η ενίσχυση, όπως και η μείωση της ροής κατά τις ηλιακές εκλείψεις, είναι πιθανό να προέρχεται από κάποιους άλλους παράγοντες που μπορεί να παίζουν σημαντικό ρόλο στη διαμόρφωση της ροής των SCRs.

48 47 H ροή των εισερχομένων σωματιδίων των GCRs στα ανώτατα όρια της ατμόσφαιρας είναι κατά προσέγγιση 0.1 σωματίδια/ sec, ενώ σε ύψος πτήσης των αεροσκαφών η ροή των δευτερογενών σωματιδίων είναι περίπου 100 σωματίδια/ sec. Η πυκνότητα των χαμηλών στρωμάτων της ατμόσφαιρας είναι πολύ μεγάλη και επομένως αυξάνει η απορρόφηση των SCRs, με αποτέλεσμα η ροή των δευτερογενών σωματιδίων σε επίπεδο θαλάσσης να είναι περίπου 1 σωματίδιο/ sec. (Normand 2004). H ροή των κοσμικών ακτίνων επηρεάζεται από παράγοντες όπως το γεωμαγνητικό πεδίο, το οποίο δεν είναι ομογενές (ισχυρότερο στον Ισημερινό και ασθενέστερο στους πόλους), όπως επίσης από τη δραστηριότητα (activity) του Ήλιου, που σχετίζεται με τον ενδεκαετή κύκλο. Σε καταστάσεις χαμηλής activity, οι GCRs φτάνουν πιο εύκολα στην ατμόσφαιρα και έτσι η ροή των δευτερογενών σωματιδίων είναι μεγαλύτερη. Κατά τις ηλιακές εκλάμψεις, μεγάλες ποσότητες φορτισμένων σωματιδίων εκτοξεύονται στο διαστημικό χώρο και ένα μέρος από αυτές φθάνει στην ατμόσφαιρα προσθέτοντας άλλον ένα παράγοντα δημιουργίας δευτερογενούς ακτινοβολίας. Επιπλέον η παρουσία των SCRs επηρεάζει μικροηλεκτρονικά συστήματα και συσκευές. Έχει καθιερωθεί ο όρος SEU (Single Event Upset), που αναφέρεται σε σφάλμα στην έξοδο μιας συσκευής ή στον χειρισμό της και προέρχεται από τη δράση γενικά φορτισμένων σωματιδίων ή ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας πάνω στα διάφορα συστήματα. Σε μία από τις πρώτες έρευνες (Ziegler & Lanford 1979), προτείνονται μέθοδοι προσδιορισμού της δράσης σωματιδίων των SCRs που μπορούν να δημιουργήσουν SEUs σε ολοκληρωμένα κυκλώματα, όπως μνήμες υπολογιστών και επεξεργαστές. Εξετάζεται η δράση μιονίων αλλά και νουκλεονίων των SCRs στο πυρίτιο που είναι το σπουδαιότερο υλικό κατασκευής microchips. Ελέγχεται ο ρυθμός εμφάνισης SEUs και τονίζεται η αύξηση αυτού του ρυθμού με το ύψος από την επιφάνεια της θάλασσας. Αξιολογείται η ευαισθησία των διαφόρων συσκευών και προτείνεται η κατασκευή ηλεκτρονικών που είναι όσο το δυνατόν λιγότερο ευαίσθητα σε διάφορα ύψη όπου υπάρχουν ανθρώπινες δραστηριότητες, όπως π.χ τα ύψη πτήσης αεροσκαφών ή οι κορυφές ψηλών βουνών. Η ευαισθησία των συσκευών μπορεί να εκτιμηθεί με διάφορα σύγχρονα τέστ όπως η τοποθέτηση δοκιμαστικής συσκευής σε ρεύμα σωματιδίων μέσα σε κύκλοτρο ή σε άλλον επιταχυντή. Άλλα τέστ γίνονται με την έκθεση διαφόρων αντικειμένων σε γνωστές πηγές ακτινοβολίας όπως Cesium 137, με σκοπό πάντα την εκτίμηση του ρυθμού εμφάνισης SEUs. Σημειώνεται ότι τα SEUs αποτελούν τη μία από τις τρεις κατηγορίες σφαλμάτων, που μπορεί να προέλθουν από την επίδραση των κοσμικών ακτίνων σε συσκευές και αναφέρονται σαν soft errors ως προς τη μονιμότητα (permanency). Η δράση των κοσμικών ακτίνων μπορεί να επιφέρει και άλλου είδους αποτελέσματα. Συνολικά οι τρεις κατηγορίες σφαλμάτων των διαφόρων συστημάτων είναι: 1) Single Event Upset (soft error) 2) Single Event Latchup (soft and hard error) 3) Single Event Burnout (hard failure)

49 4.2 Ανίχνευση και Καταγραφή της Κοσμικής Ακτινοβολίας 48 Για την ανίχνευση και την καταγραφή των PCRs χρησιμοποιούνται ανιχνευτές που τίθενται σε διαστημικά οχήματα έξω από την γήινη ατμόσφαιρα ή ειδικά μπαλόνια στα ανώτερα όρια της ατμόσφαιρας. Αυτοί οι τρόποι ανίχνευσης πλεονεκτήματα και μειονεκτήματα: Είναι δυνατή η ανίχνευση και μελέτη των original CRs χωρίς την παρεμβολή της ατμόσφαιρας, αλλά χρησιμοποιούνται ανιχνευτές μεγάλου κόστους, οι οποίοι μάλιστα έχουν γενικά μικρή ενεργό επιφάνεια για να καταγράψουν μεγάλο αριθμό σωματιδίων. Στην περίπτωση των SCRs χρησιμοποιούνται ανιχνευτές εδάφους με τα ακόλουθα χαρακτηριστικά: Έχουν σχετικά χαμηλό κόστος, είναι γενικά μεγάλα συστήματα και μπορούν να καταγράψουν μεγάλο μέρος της κοσμικής ακτινοβολίας. Η ανάλυση των δεδομένων αυτών των ανιχνευτών γενικά απαιτεί πολύ χρόνο ώστε να βγουν συμπεράσματα σχετικά με τις αρχικές PCRs και την εξέλιξη των showers. Όλοι οι ανιχνευτές σωματιδίων στηρίζονται στην ίδια θεμελιώδη αρχή: ένα μέρος ή όλη η ενέργεια των σωματιδίων που μεταφέρεται στη μάζα του ανιχνευτή, μετατρέπεται σε μία διαφορετική μορφή πιο εύκολα προσβάσιμη και διαχειρίσιμη από τους ερευνητές. Η μορφή στην οποία μετασχηματίζεται η ενέργεια εξαρτάται βασικά από το είδος και το γενικό σχεδιασμό του ανιχνευτή. H ανίχνευση σωματιδίων είναι δυνατόν να πραγματοποιηθεί μέσω της ενεργειακής απώλειας στο υλικό το οποίο διασχίζουν. Σήμερα αναπτύσσονται σύγχρονες τεχνικές ανίχνευσης της κοσμικής ακτινοβολίας και οι ανιχνευτές χωρίζονται γενικά στις παρακάτω κατηγορίες: 1) Ιονισμού 2) Σπινθηρισμού 3) Cherenkov 4) Transition Radiation Detectors (TRDs) 5) Calorimeter 6) Ραδιοκυμάτων Η κίνηση φορτισμένων σωματιδίων με μεγάλη ταχύτητα μέσα σε ένα αέριο μπορεί να προκαλέσει είτε διέγερση είτε ιονισμό. Οι ανιχνευτές ιονισμού στηρίζονται στο ομώνυμο φαινόμενο, το οποίο λαμβάνει χώρα όταν φορτισμένα σωματίδια κινούνται με μεγάλη ταχύτητα σε χώρους όπου υπάρχει αέριο, στο οποίο προκαλούν ιονισμό. Θεωρείται το πρώτο είδος συσκευών που κατασκευάστηκαν με σκοπό την ανίχνευση κοσμικών ακτίνων. Οι ανιχνευτές ιονισμού αερίου (gaseous ionization detectors), χρησιμοποιούνται και σε κυκλώματα προστασίας από ακτινοβολίες. Τα ηλεκτρόνια και τα ιόντα που δημιουργούνται προκαλούν

50 49 ρεύμα το οποίο ενισχύεται κατάλληλα και μπορεί να μετρηθεί. Υπάρχουν τρεις τύποι ανιχνευτών ιονισμού αερίου: 1) Ionization chambers 2) Proportional counters 3) Geiger-Muller tubes Η Εικόνα 4.6 δείχνει τις βασικές αρχές λειτουργίας των ανιχνευτών ιονισμού. Εικόνα 4.6: Ανιχνευτής ιονισμού. Το σωματίδιο περνώντας δια μέσου του αερίου προκαλεί ιονισμό κατά μήκος της διαδρομής του. Η εφαρμοζόμενη τάση V θα αναγκάσει τα αντίθετα φορτία που θα δημιουργηθούν να κινηθούν προς τα δύο ηλεκτρόδια, που φαίνονται σε παράλληλη διάταξη στο παραπάνω σχήμα, φορτίζοντας έτσι με κάποιο φορτίο Q τον πυκνωτή. Η τιμή του Q το οποίο συλλέγεται, εξαρτάται από την τιμή της τάσης. Με τη βοήθεια ενισχυτικών διατάξεων, μετατρέπεται σε παλμούς συγκεκριμένου πλάτους (en.wikipedia.org). Η Εικόνα 4.7 αναφέρεται επίσης στους ανιχνευτές ιονισμού και δείχνει τον αριθμό ιοντικών ζευγών σαν συνάρτηση της τάσης για τα alpha και beta σωμάτια. Το διάγραμμα της εικόνας χαρακτηρίζεται από τρεις κυρίως περιοχές ανάλογα με την τιμή της τάσης.

51 50 Εικόνα 4.7: Διάγραμμα διαφόρων περιοχών καταγραφής ανιχνευτών ιονισμού. Στο διάγραμμα διακρίνεται εκτός της περιοχής ιονισμού και η αναλογική περιοχή, όπου υπάρχει γραμμική αναλογία των ιοντικών ζευγών με την εφαρμοζόμενη τάση, ενώ για τάσεις μεγαλύτερες των 1000 V διακρίνεται η περιοχή Geiger-Muller, όπου ο αριθμός ιοντικών ζευγών είναι σχετικά σταθερός με την τάση. Επίσης, φαίνεται ότι σωμάτια με μεγαλύτερη μάζα, όπως τα alpha, αρχικά δημιουργούν μεγαλύτερο αριθμό ιόντων (en.wikipedia.org). Ανιχνευτές σπινθηρισμών είναι διατάξεις οι οποίες περιέχουν ουσίες που φωτοϊονίζονται όταν βομβαρδίζονται από ιονισμένα σωμάτια. Χρησιμοποιούνται ανόργανες ουσίες όπως NaI, Ba αλλά επίσης και κρύσταλλοι ή ειδικά πλαστικά για την κατασκευή τέτοιων ανιχνευτικών διατάξεων. Στις διατάξεις αυτές συνδέονται λυχνίες φωτοπολλαπλασιαστών (Photomultiplier Tubes PMTs). Η αρχή λειτουργίας του στηρίζεται πάνω στην αρχή του φωτοηλεκτρικού φαινομένου 9 του οποίου την ποιοτική και ποσοτική μελέτη πρότεινε ο A. Einstein. Ένας PMT περιλαμβάνει μία φωτοκάθοδο, ένα πολλαπλασιαστή ηλεκτρονίων και ένα ηλεκτρόδιο ανόδου. Όταν ένα φωτόνιο προσπίπτει στην φωτοκάθοδο, αυτή παράγει ένα ηλεκτρόνιο. Η εκπομπή αυτή ενισχύεται με τη βοήθεια του πολλαπλασιαστή ηλεκτρονίων, ώστε να παραχθεί ένα σήμα της τάξης μερικών εκατοντάδων mv. Έτσι το αρχικό φωτεινό σήμα έχει μετατραπεί σε ηλεκτρικό σήμα. Μία άλλη ηλεκτρονική διάταξη που συνδέεται στον ανιχνευτή καταγράφει τους παλμούς και εμφανίζει σε μία έξοδο μετρήσιμα στοιχεία σχετικά με τα προσπίπτοντα σωματίδια στον ανιχνευτή (Bachri, Grant & Goldsmith 2010). 9 Φωτοηλεκτρικό φαινόμενο ή φαινόμενο Einstein: προσπίπτει ορατή ακτινοβολία. Εκπομπή ηλεκτρονίων από υλικό στο οποίο

52 51 H απώλεια ενέργειας de/dx μέσα στους σπινθηριστές υπολογίζεται με βάση την εξίσωση Bethe- Bloch (Βλ. Παράρτημα Β.1). Κρυσταλλικοί σπινθηριστές χρησιμοποιούνται και για την ανίχνευση και καταγραφή ακτίνων γ στο διαστημικό χώρο. Η καταγραφή δεν γίνεται άμεσα, αλλά έμμεσα. Όταν οι ακτίνες γ περνούν δια μέσου της ύλης, συμβαίνουν οι εξής διεργασίες: σκέδαση Compton, φωτοαπορρόφηση, παραγωγή ζευγών και. Κάθε μία από αυτές τις διεργασίες μπορεί να δημιουργήσει υψηλής ενέργειας ηλεκτρόνια και ποζιτρόνια, τα οποία αλληλεπιδρούν με το υλικό του σπινθηριστή, διότι πρόκειται για φορτισμένα σωματίδια. Με τον τρόπο αυτό καθορίζεται η αρχική ενέργεια των ακτίνων γ που ανιχνεύτηκαν. Οι περισσότεροι ανιχνευτές ακτίνων γ χρησιμοποιούν υλικό σπινθηρισμού από ανόργανες ενώσεις, όπως NaI ή CsI. Για καλύτερες αποδόσεις χρησιμοποιούνται και προσμείξεις από διάφορα στοιχεία που παίζουν ρόλο ενεργοποιητή όπως Tl (Θάλλιο) ή Na. Τέτοιου είδους σπινθηριστές, με σκοπό την ανίχνευση και τον εντοπισμό πηγών ακτίνων γ, ήδη χρησιμοποιούνται σε διαστημικές αποστολές. Αυτές περιλαμβάνουν: το πρώτο High Energy Astrophysical Observatory (HEAO 1) ( το Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) ( και το Rossi X-Ray Timing Explorer (RXTE) ( Το Fermi Gamma Ray Burst Monitor ( χρησιμοποιεί 12 σπινθηριστές NaI για παρακολούθηση όλου του ουρανού και είναι ευαίσθητο στις ακτίνες γ στην περιοχή ενεργειών από μερικά kev έως και 25 MeV. Η Εικόνα 4.8 δείχνει τη σχηματική αναπαράσταση ανιχνευτή ακτίνων γ. Εικόνα 4.8: Σπινθηριστής (αριστερά) και PMT (δεξιά). Το πέρασμα των ακτίνων γ δημιουργεί σωματίδια υψηλής ενέργειας που αλληλεπιδρούν με το υλικό του σπινθηριστή (blogs.usyd.edu.au).

53 52 Η αρχή λειτουργίας του ανιχνευτή Cherenkov είναι η εξής: Όταν ένα φορτισμένο σωματίδιο κινείται μέσα σε ένα δεδομένο μέσο με ταχύτητα μεγαλύτερη από αυτή του φωτός στο μέσο αυτό, εκπέμπει ακτινοβολία υπό κάποια γωνία, η οποία εξαρτάται από την ταχύτητα του σωματιδίου. Η ταχύτητα μπορεί να υπολογιστεί με τη βοήθεια της γωνίας εκπομπής. Στη συνέχεια από το μέτρο της ταχύτητας και της ορμής του σωματιδίου προκύπτει μία τιμή για τη μάζα του, η οποία οδηγεί στην ταυτοποίηση του σωματίου. Η γωνία υπό την οποία εκπέμπονται τα φωτόνια εξαρτάται από την ταχύτητα βάσει της σχέσης: cosθ = 1/nβ, όπου β = υ/c και n ο δείκτης διάθλασης του υλικού. Στην Εικόνα 4.9 παρουσιάζεται η γωνία εκπομπής θ της ακτινοβολίας Cherenkov σαν συνάρτηση της ορμής συγκεκριμένων σωματιδίων σε διάφορα υλικά. Εικόνα 4.9: Η ακτινοβολία Cherenkov για διαφορετικά σωματίδια και για διαφορετικά υλικά. Είναι σημαντική η διαφορά στις γωνίες εκπομπής της ακτινοβολίας Cherenkov για ένα σωματίδιο, π.χ καόνιο Κ σε δύο διαφορετικά υλικά, π.χ CF 4 και Aerogel (inspirehep.net). Τα κυριότερα τμήματα που συνιστούν έναν ανιχνευτή Cherenkov είναι τα εξής: α) Radiator β) Σύστημα κατόπτρων και φακών γ) Φωτοανιχνευτής

54 53 Radiator καλείται κάθε υλικό μέσο με συγκεκριμένο δείκτη διάθλασης, το οποίο είναι απαραίτητο για την παραγωγή φωτονίων. Υλικά που συνήθως χρησιμοποιούνται για το σκοπό αυτό είναι τα: silica aerogel 10, νερό, γυαλί και διάφορα άλλα διαφανή υλικά. Το σύστημα κατόπτρων και φακών είναι υπεύθυνο για τη μεταφορά των φωτονίων και ο φωτοανιχνευτής για την ανίχνευση αυτών των φωτονίων. Σε πολλές περιπτώσεις η ατμόσφαιρα και οι ωκεανοί αποτελούν τους radiators ανιχνευτών Cherenkov των σωματιδίων των CRs. Οι φωτοανιχνευτές που χρησιμοποιούνται είναι τριών ειδών: αερίου, λυχνιών και στερεάς κατάστασης. Στην Εικόνα 4.10 παρουσιάζεται ένα απλοποιημένο σχέδιο ενός ανιχνευτή Cherenkov και ενός διαφορικού (differential) ανιχνευτή Κ σωματίων. (α) (β) Εικόνα 4.10: Σχηματικές αναπαραστάσεις (α), (β) ανιχνευτών Cherenkov. Ο ανιχνευτής (β) είναι διαφορικός, καθώς ο radiator κάνει διαχωρισμό σωματιδίων με στόχο την καταγραφή καονίων ( material/detectors/warwick_week_pid_lecture_2011_pdf). 10 Silica aerogel είναι δίκτυο νανοκρυστάλλων SiO 2

55 54 Transition Radiator Detectors (TRDs) είναι ανιχνευτές σωματιδίων που αποτελούνται από υλικά με διαφορετικό δείκτη διάθλασης και η ανίχνευση και η καταγραφή των σωματιδίων στηρίζεται στον υπολογισμό του παράγοντα Γ 11. Σωματίδια με μεγάλη τιμή του Γ εκπέμπουν τελικά μεγάλο αριθμό φωτονίων, σε αντίθεση με τα σωματίδια που έχουν μικρή τιμή Γ, για τα οποία ο αντίστοιχος αριθμός φωτονίων είναι σαφώς μικρότερος. Με τον τρόπο αυτό, για μία δοθείσα τιμή ενέργειας, γίνεται διαχωρισμός των σωματιδίων σε εκείνα που έχουν μικρή μάζα και μεγάλη τιμή Γ και επομένως ακτινοβολούν σε μεγαλύτερο βαθμό, σε σχέση με βαρύτερα σωματίδια που έχουν μικρή τιμή Γ. Στην ερευνητική εργασία των Andronic & Wessels (2011) αναφέρεται ότι στα πλαίσια της αλληλεπίδρασης ενός φορτισμένου σωματιδίου με ένα υλικό μέσο, είναι πιθανόν να συμβούν οι εξής διαδικασίες: ιονισμός, Bremsstrahlung (Βλ. Παράρτημα Β.2), Cherenkov radiation και Transition Radiation. To άρθρο επικεντρώνεται στην τελευταία διαδικασία και τους TRDs. Αξιολογούνται διάφορες μέθοδοι διαχωρισμού και καταγραφής σωματιδίων και γίνεται αναφορά σε σωματίδια με πολύ μεγάλη τιμή Γ ( > 1000), για τα οποία τα φωτόνια που εκπέμπονται ανήκουν στο φάσμα των ακτίνων Χ. Σύμφωνα με την έρευνα, αυτοί οι TRDs χρησιμοποιούνται σε πειράματα επιταχυντών, όπως των UA2, ZEUS, PHENIX, NA31, HELIOS, NOMAD, HERMES, ATLAS, ALICE, WA89, CBM, HERA-B και H1, όπως επίσης και σε πειράματα αστροσωματιδιακής φυσικής π.χ των WIZARD, HEAT, MACRO, AMS, PAMELA, ACCESS και CREAM. Σε όλα αυτά τα πειράματα ο βασικός στόχος των TRDs είναι η διάκριση μεταξύ των ηλεκτρονίων και των αδρονίων, ενώ η ταυτοποίηση των πιονίων γίνεται στο Fermilab 12. Τα Calorimeters είναι συσκευές που χρησιμοποιούνται για τη μέτρηση της θερμότητας, που μεταφέρεται από ή προς ένα αντικείμενο σε διάφορες φυσικές αλλά και χημικές διεργασίες. Πολλές τέτοιες συσκευές παίζουν το ρόλο ανιχνευτή σωματιδίων των CRs σε διάφορα πειράματα αστροσωματιδιακής φυσικής, όπως το ACCESS. Οι ραδιοανιχνευτές ανιχνεύουν την ακτινοβολία ραδιοκυμάτων, που εκπέμπεται κατά την αλληλεπίδραση σωματιδίων των CRs με τις ατμοσφαιρικές μοριακές δομές. Πειράματα που σχετίζονται με αυτό τον τρόπο ανίχνευσης είναι τα: CODALEMA, LOFAR, AERA. Στη συνέχεια θα αναφερθούμε σε κάποια από αυτά τα πειράματα που σχετίζονται με την ανίχνευση και καταγραφή των CRs: Το PAMELA (Payload for Antimatter Matter Exploration and Light nuclei Astrophysics), είναι ένα ερευνητικό πρόγραμμα ανίχνευσης της κοσμικής ακτινοβολίας. Είναι το πρώτο 11 Ο παράγοντας Γ είναι ο παράγοντας Lorenz και δίνεται από τη σχέση: Γ = 1/ 12 Fermilab είναι κέντρο ερευνών για σωματίδια υψηλής ενέργειας που βρίσκεται στην πολιτεία Illinois των Η.Π.Α και διαθέτει τον δεύτερο σε μήκος επιταχυντή σωματιδίων στον κόσμο μετά το CERN.

56 55 πείραμα που βασίστηκε σε τεχνητό δορυφόρο που εκτοξεύτηκε τον Ιούνιο του 2006 με σκοπό την καταγραφή CRs, δίνοντας ιδιαίτερη βαρύτητα στην ανίχνευση αντιύλης (ποζιτρόνια και αντιπρωτόνια). Το ίδιο όνομα έχει και η συσκευή καταγραφής που είναι προσκολλημένη πλευρικά στο κυρίως σώμα του δορυφόρου. Στο πρόγραμμα συμμετέχουν η Ρωσία, η Ιταλία, η Γερμανία και η Σουηδία. Στους ερευνητικούς στόχους του προγράμματος περιλαμβάνονται και μετρήσεις σε ενεργητικά σωματίδια που έχουν ηλιακή προέλευση. Στην Εικόνα 4.11 φαίνεται ο δορυφόρος που μεταφέρει τη συσκευή ανίχνευσης PAMELA. Εικόνα 4.11: Ο δορυφόρος Resurs DK1 μεταφέρει τη συσκευή ανίχνευσης PAMELA. Είναι ο πλευρικός κύλινδρος που διακρίνεται και χρησιμοποιείται για την ανίχνευση CRs και ιδιαίτερα αντιύλης (orbiterchspacenews.blogspot.com). Σύμφωνα με τους Adriani et al. (2011), από μετρήσεις του PAMELA διαπιστώνεται η ύπαρξη σημαντικής ροής αντιπρωτονίων στη μαγνητόσφαιρα της Γης. Αυτά τα αντισωματίδια παράγονται από την αλληλεπίδραση σωματιδίων των CRs και της γήινης ατμόσφαιρας και συσσωρεύονται μέσα στο γεωμαγνητικό πεδίο σε ύψος κάποιων εκατοντάδων χιλιομέτρων από την επιφάνεια της Γης. Μετρήθηκε η ροή των παγιδευμένων αντιπρωτονίων στην περιοχή South Atlantic Anomaly (SAA) για ενέργειες από MeV. H σύγκριση με τη ροή αντιπρωτονίων των PCRs έδειξε ότι τα παγιδευμένα αντιπρωτόνια υπερτερούν κατά περίπου τρεις τάξεις μεγέθους. Αναφέρεται σαν συμπέρασμα, ότι η SAA πιθανόν να συνιστά την πιο σημαντική σε αφθονία πηγή αντιπρωτονίων για την ατμόσφαιρα. Σε πρόσφατη έρευνα των ίδιων ερευνητών Adriani et al. (2013) αναλύεται το φάσμα των ποζιτρονίων των PCRs σύμφωνα με τις μετρήσεις του PAMELA. Αναφέρεται ότι από τον Ιούλιο του 2006 μέχρι τον Δεκέμβριο του 2009 καταγράφηκαν περίπου ποζιτρόνια. Τα αποτελέσματα των μετρήσεων σύμφωνα με τους ερευνητές δεν συμβιβάζονται με το ενδεχόμενο τα ποζιτρόνια να είναι αποκλειστικό αποτέλεσμα κάποιας δευτερογενούς διαδικασίας, αλλά μάλλον απαιτούνται και επιπρόσθετες πηγές προέλευσης.

57 56 AMS (Alpha Magnetic Spectrometer) είναι πειραματική διάταξη τοποθετημένη πάνω στον International Space Station (ISS), με σκοπό τη μέτρηση αντιύλης στις CRs και την έρευνα για την ύπαρξη της σκοτεινής ύλης 14 στο σύμπαν. Το AMS-02 εκτοξεύτηκε τον Μάιο του 2011 πάνω στο όχημα Space Shuttle Endeavour. Μέχρι τον Ιούλιο του 2012 το AMS-02 είχε περίπου 18 εκατομμύρια καταγραφές CRs από την στιγμή που εγκαταστάθηκε στον Διεθνή Διαστημικό Σταθμό (ISS). Tον Μάρτιο του 2013 αναφέρθηκε σε σεμινάριο στο CERN (από τον Νομπελίστα Samuel Ting), ότι το AMS είχε καταγράψει πάνω από 400 χιλιάδες ποζιτρόνια και η ανάλυση έδειξε ότι το κλάσμα / αυξάνεται με μεγάλο ρυθμό από τα 10 GeV στα 250 GeV, αλλά σε μεγαλύτερες ενέργειες ο ρυθμός αύξησης είναι πολύ μικρότερος ( Η Εικόνα 4.12 παρουσιάζει μία σύγκριση δεδομένων για τρεις ανιχνευτές. Εικόνα 4.12: Συγκριτική εικόνα ως προς το κλάσμα / συναρτήσει της ενέργειας για τα AMS-02, PAMELA και Fermi (physics.aps.org). Στην Εικόνα 4.13 διακρίνεται το AMS 02 προσαρμοσμένο στον Διεθνή Διαστημικό Σταθμό (bowshooter.blogspot.com). 14 Θεωρητικά υποστηρίζεται με τα νέα δεδομένα, ότι η ορατή ύλη αποτελεί περίπου το 4.9% του σύμπαντος, ενώ το υπόλοιπο ποσοστό είναι σκοτεινή ύλη 26.8% και σκοτεινή ενέργεια 68.3% (

58 57 Εικόνα 4.13: Ο Διεθνής Διαστημικός Σταθμός (ISS). Διακρίνεται η διάταξη AMS, που χρησιμοποιείται για ανίχνευση CRs και αντιύλης (bowshooter.blogspot.com). CREAM (Cosmic Ray Energetics And Mass) είναι πείραμα επιτελούμενο από το Maryland University, χρησιμοποιώντας ειδικά μπαλόνια με ανιχνευτικές διατάξεις. Στόχος του είναι οι μετρήσεις σχετικά με την σύνθεση των CRs κυρίως για στοιχεία με ατομικό αριθμό από Ζ=1 έως Ζ=26 και το ενεργειακό φάσμα σωματιδίων των CRs με ενέργειες στην περιοχή από έως 5 ev. Το όργανο εκτελεί μετρήσεις μεγάλης ακρίβειας και μέχρι τις αρχές του 2011 είχαν σημειωθεί έξι επιτυχείς πτήσεις μέχρι ύψους 38 έως 40 Km μέσα στην ατμόσφαιρα. Το CREAM αποτελείται από επιμέρους διατάξεις, όπως τα: Timing Charge Detector (TCD), Cherenkov Detector, Transition Radiation Detector (TRD) και ειδικό calorimeter. Εκτός από τα πειράματα ανίχνευσης CRs σε περιοχές στην ατμόσφαιρα και έξω από αυτή, υπάρχουν και επίγεια συστήματα ανίχνευσης και καταγραφής των SCRs, όπως το Pierre Auger Observatory (PAO), το οποίο είναι ένα διεθνές παρατηρητήριο για UHECRs. Βρίσκεται στην περιοχή Mendoza της Αργεντινής στις Άνδεις σε υψόμετρο περίπου 1400 m. Δεδομένου ότι οι αφίξεις σωματιδίων με ενέργειες πάνω από ev είναι αρκετά σπάνιες, το PAO έχει δημιουργήσει μία μεγάλη επιφάνεια ανίχνευσης έκτασης περίπου 3000 με σκοπό την καταγραφή όσο το δυνατόν περισσοτέρων τέτοιων γεγονότων. Αυτή ή έκταση καλύπτεται σε μεγάλο βαθμό από 1600 ανιχνευτές νερού Cherenkov (tanks), οι οποίοι χαρακτηρίζονται σαν ανιχνευτές επιφάνειας (Surface Detectors SD) με σκοπό να ανιχνεύουν την ακτινοβολία Cherenkov, όταν σωματίδια πολύ μεγάλης ενέργειας εισέρχονται στο νερό. Σε συνδυασμό με αυτούς τους ανιχνευτές χρησιμοποιείται και ένα σύστημα 24 ανιχνευτών φωσφορισμού (Fluorescence Detectors FD), που καλύπτουν όλη την περιοχή. Η Εικόνα 4.14 (ipnweb.in2p3.fr) δείχνει έναν από τους 1600 ανιχνευτές Cherenkov στη συγκεκριμένη περιοχή των Άνδεων.

59 58 Εικόνα 4.14: Ενας Cherenkov water tank. Η σχηματική τομή δείχνει τη δεξαμενή νερού, ενώ το γαλάζιο χρώμα υποτίθεται ότι οφείλεται στην ακτινοβολία Cherenkov (ipnweb.in2p3.fr) Στο επιστημονικό άρθρο των Abraham et al. (2007) αναφέρεται ότι τα δεδομένα του PAO συσχετίζονται με πολύ υψηλής ενέργειας CRs ( > 6 ev), που προέρχονται από θέσεις σχετικά κοντινών AGNs (~75 Mpc). Στο θέμα αυτό θα αναφερθούμε με περισσότερες λεπτομέρειες στην ενότητα 5.2. Εκτός από το PAO υπάρχουν και άλλα συστήματα ανίχνευσης για τις UHECRs. Παραδείγματος χάριν τα: 1)Volcano Ranch. Είναι ένα σύστημα ανίχνευσης που έχει αναπτυχθεί σε περιοχή του New Mexico στις ΗΠΑ. Αποτελείται από 19 πλαστικούς σπινθηριστές που καλύπτουν μία περιοχή 8 Km 2. 2) SUGAR (Sydney University Giant Air Shower Array). Άρχισε να αναπτύσσεται στη δεκαετία του `60 και σήμερα αποτελείται από 54 αυτόνομους σταθμούς που καλύπτουν μία περιοχή περίπου 60 Km 2. Ήταν το πρώτο σύστημα ανίχνευσης που αναπτύχθηκε στο νότιο ημισφαίριο. 3) Haverah Park. Σχεδιάστηκε από το University of Leeds στην Αγγλία. Η συνολική επιφάνεια που καλύπτει είναι περίπου 12 Km 2. Οι ανιχνευτές έχουν καινοτόμο σχεδιασμό διατηρώντας όμως το σύστημα των tanks που είναι γεμάτα με νερό. 4) AGASA (Akeno Giant Air Shower Array). Βρίσκεται στο Akeno της Ιαπωνίας. Θεωρείται το μεγαλύτερο air shower σύστημα ανίχνευσης, καλύπτοντας μία περιοχή περίπου 100 Km 2. Αποτελείται από 111 ανιχνευτές σπινθηρισμού επιφάνειας 2.2 m 2. Οι 27 από αυτούς τους σταθμούς είναι εφοδιασμένοι και με ειδικούς ανιχνευτές μιονίων διαφόρων μεγεθών. 5)Yakutsk. Σύστημα air shower ανίχνευσης ανεπτυγμένο από το Institute for Cosmophysical Research and Astronomy, κοντά στην παγωμένη Yakutsk της Β.Α Σιβηρίας. Αποτελείται από 3 διαφορετικά συστήματα σπινθηριστών, καλύπτοντας μία συνολική επιφάνεια 18 Km 2. Υπάρχουν

60 59 και εδώ ειδικοί ανιχνευτές μιονίων για ενέργειες της τάξης των 0.5 GeV, όπως και ένα σετ φωτοπολλαπλασιαστών για την ανίχνευση της ακτινοβολίας Cherenkov των showers. 6)Fly`s Eye. Σύστημα ανιχνευτών φθορισμού που ελέγχεται από το University Of Utah στις ΗΠΑ. Ξεκίνησε το 1981 με ένα δίκτυο 67 ανιχνευτών και 880 φωτοπολλαπλασιαστών, που μπορούσε να παρατηρεί όλον τον ουρανό. Το 1986 ενισχύθηκε και με ένα δεύτερο σύστημα, σε απόσταση περίπου 3.5 Km από το πρώτο. Όπως ήδη έχει αναφερθεί, στο σύστημα αυτό ανιχνεύτηκε το 1991 σωματίδιο με ενέργεια 3x10 20 ev. 7) HiRes. Είναι η δεύτερη γενιά του Fly`s Eye και βρίσκεται αρκετά κοντά στο αρχικό σύστημα ανίχνευσης. Λειτουργεί από το 1999 και δίνει γενικευμένα αποτελέσματα σχετικά με το ενεργειακό φάσμα και τη σύνθεση των CRs. Είναι εξελιγμένο σύστημα και μπορεί να ψάχνει για showers πολύ πιο μακριά από το αρχικό Fly`s Eye. 8) H.E.S.S (High Energy Stereoscopic System). Είναι σύστημα για την ανίχνευση ακτίνων γ με ενέργειες στην περιοχή από 30 GeV έως 100 TeV, το οποίο αποτελείται από πέντε ατμοσφαιρικά τηλεσκόπια Cherenkov και βρίσκεται στη Ναμίμπια της Ν.Δ. Αφρικής. 9)VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System). Είναι ένα παρατηρητήριο ακτίνων γ πολύ υψηλής ενέργειας στην περιοχή από 100 GeV έως 50 TeV και βρίσκεται στην πολιτεία Arizona των Η.Π.Α. Αποτελείται από 4 τηλεσκόπια τύπου Cherenkov διαμέτρου 12 m και βρίσκεται σε λειτουργία από το ) CANGAROO (Collaboration between Australian and Nippon for a Gamma Ray Observatory in the Outback). Παρατηρητήριο ακτίνων γ πολύ υψηλής ενέργειας που βρίσκεται στην περιοχή Woomera Prohibited Area στη Νότια Αυστραλία. 11) LOFAR (Low- Frequency Array). Είναι σύστημα ραδιοτηλεσκοπίων με περίπου μικρές αντένες σε 48 σταθμούς. Από αυτούς τους σταθμούς οι 40 βρίσκονται στην Ολλανδία και οι υπόλοιποι σε άλλες Ευρωπαϊκές χώρες. 12) CODALEMA. Σύστημα με αντένες για την ανίχνευση ραδιοκυμάτων των Extensive Air Showers (EAS) της δευτερογενούς κοσμικής ακτινοβολίας, που βρίσκεται στο παρατηρητήριο Nancy στη Γαλλία. 13) AERA (Auger Engineering Radio Array). Πείραμα για την ανίχνευση ραδιοκυμάτων στα EAS, που εξελίσσεται στο Pierre Auger Observatory στην Αργεντινή.

61 60 5. Επιτάχυνση και Διάδοση της Κοσμικής Ακτινοβολίας 5.1 Πηγές και Μηχανισμοί Παραγωγής Αναφέρθηκε, ήδη, στην υποενότητα ότι η προέλευση των SEPs που αποτελούν την αναφερόμενη ως πρώτη συνιστώσα των PCRs είναι ηλιακή. Οι SEPs παράγονται λόγω της επιτάχυνσης των σωματιδίων κατά τη διάρκεια ηλιακών εκλάμψεων (solar flares), ή από shock waves που συμβαίνουν στο ηλιακό στέμμα και στο διαπλανητικό χώρο. Τα shock waves δημιουργούνται από εκροές μάζας του ηλιακού στέμματος (Coronal Mass Ejections CMEs). Οι CMEs μπορεί να συνδέονται απ` ευθείας με τις ηλιακές εκλάμψεις, αλλά συσχετίζονται και με ενεργές περιοχές της ηλιακής επιφάνειας, όπως οι ηλιακές κηλίδες. Σε περιόδους μεγάλης δραστηριότητας (solar maxima), μπορεί να παράγονται μέχρι και τρεις CMEs μέσα σε μία ημέρα, ενώ στην περίπτωση solar minima παράγεται μία CME κάθε περίπου πέντε ημέρες. Η ύπαρξη των CMEs έχει σαν αποτέλεσμα να ελευθερώνονται τεράστια ποσά ύλης και ακτινοβολίας στο διάστημα πάνω από το ηλιακό στέμμα και στον διαπλανητικό χώρο. Το υλικό εκροής είναι πλάσμα αποτελούμενο από πρωτόνια και ηλεκτρόνια, αλλά και βαρύτερα στοιχεία όπως He, O, και Fe. Επίσης οι CMEs σχετίζονται άμεσα με τις απότομες αλλαγές και διαταράξεις του ηλιακού μαγνητικού πεδίου. Κατά τη διάδοσή τους στο χώρο οι CMEs αλληλεπιδρούν με τα σωματίδια του ηλιακού ανέμου 14 και με το διαπλανητικό μαγνητικό πεδίο. Αυτό έχει σαν αποτέλεσμα οι σχετικά αργές CMEs να επιταχύνονται προς την ταχύτητα του ηλιακού ανέμου και οι πολύ γρήγορες CMEs να επιβραδύνονται δημιουργώντας ένα shock wave. To shock wave διαδίδεται με μεγάλη ταχύτητα και επιταχύνει τα σωματίδια, τα οποία κινούνται πάνω στις δυναμικές γραμμές του πεδίου στο διαπλανητικό χώρο. Τα γεγονότα SEPs διακρίνονται σε δύο κατηγορίες με βάση τη χρονική διάρκεια (τ χ ) εκπομπής μαλακών ακτίνων Χ (Διευκρινίζεται ότι ο χρόνος αυτός δεν έχει καμία σχέση με τη χρονική διάρκεια αυτού καθ` εαυτού του γεγονότος SEP): 1) Παρορμητικά (Impulsive) SEPs και 2) Σταδιακά (Gradual) SEPs. Τα Impulsive SEPs μπορεί να έχουν διάρκεια από μερικές ώρες έως μία ημέρα, με τον χρόνο εκπομπής μαλακών ακτίνων Χ να είναι μικρός τ x < 10 min. Συσχετίζονται με τις ηλιακές εκλάμψεις και τα χαρακτηριστικά τους είναι η υψηλή τιμή του κλάσματος e - / p +, ενισχυμένη 14 Ηλιακός άνεμος είναι η εκροή σωματιδίων (κυρίως p + και e - ) από το ηλιακό στέμμα, με ενέργειες στην περιοχή από 1.5 KeV έως 10 KeV. Φωτεινά φαινόμενα όπως το Σέλας στους πόλους προκαλούνται από την εκπομπή ακτινοβολίας λόγω της αλληλεπίδρασης των σωματιδίων του ηλιακού ανέμου με το μαγνητικό πεδίο της Γης.

62 61 παρουσία βαρέων στοιχείων και υπερίσχυση του 3 He σε σχέση με το 4 He κατά ένα παράγοντα περίπου Τα Gradual SEPs μπορεί να έχουν διάρκεια πολλών ημερών, ενώ για τον χρόνο τ x ισχύει τ x > 10 min. Συσχετίζονται με CMEs μεγάλων ταχυτήτων (v CME > 750 Km/s). Χαρακτηρίζονται από μικρή τιμή του κλάσματος e - / p + και μέσες τιμές ως προς την αφθονία των χημικών στοιχείων, σε συμφωνία γενικά με τις τιμές των ίδιων στοιχείων στο ηλιακό στέμμα. Στην Εικόνα 5.1 φαίνονται οι δύο τρόποι παραγωγής SEPs. Εικόνα 5.1 Οι μηχανισμοί παραγωγής των SEPs. Η καμπύλη επιφάνεια παριστάνει το μέτωπο του shock που δημιουργείται από την CME. Διακρίνονται οι ελικοειδείς τροχιές των SEPs και στις δύο περιπτώσεις, είτε προέρχονται από εκλάμψεις, είτε από CME, όπως και οι δυναμικές γραμμές του μαγνητικού διαπλανητικού πεδίου ( Ο μηχανισμός που προσδίδει επιτάχυνση στα SEPs λόγω παρουσίας shock wave, λέγεται diffusive shock acceleration ή Fermi acceleration. Ο τρόπος που δρα αυτός ο μηχανισμός προσομοιάζει με το παράδειγμα μίας ελαστικής σφαίρας η οποία κινείται ανάμεσα σε δύο τοίχους που επίσης κινούνται ο ένας προς τον άλλον. Σε κάθε σύγκρουση με έναν τοίχο, η ελαστική σφαίρα όχι απλά αλλάζει διεύθυνση, αλλά συγχρόνως αυξάνει την ταχύτητά της κατά ένα παράγοντα που εξαρτάται από την ταχύτητα του τοίχου. Ανεξάρτητα από το σε ποιον τοίχο χτυπάει, η σφαίρα περιοριζόμενη ανάμεσά τους συνεχώς επιταχύνεται. Aν θεωρήσουμε τώρα ότι

63 62 αυτοί οι δύο τοίχοι αντιστοιχούν στις δύο συνιστώσες (upstream που κινείται προς τα πάνω και downstream που κινείται προς τα κάτω) ενός shock wave, τότε τα φορτισμένα σωματίδια που διασχίζουν το shock wave σκεδάζονται και περιοριζόμενα από τα δύο streams συνεχώς επιταχύνονται. Επιτάχυνση Fermi συμβαίνει είτε το μέτωπο του shock wave είναι παράλληλο, είτε είναι κάθετο στις δυναμικές γραμμές του μαγνητικού πεδίου. Σύμφωνα με τους Li et al. (2009), μεγάλη ηλιακή έκλαμψη με γρήγορη CME συνέβη στις 13 Δεκεμβρίου 2006, συνοδευόμενη από μεγάλη ροή ενεργητικών σωματιδίων των οποίων έγινε καταγραφή στο κοντινό στην ατμόσφαιρα της Γης διάστημα, αλλά και σε επίπεδο εδάφους. Σκοπός της έρευνας ήταν να διερευνηθεί η διαδικασία επιτάχυνσης των σωματιδίων κοντά στην περιοχή της έκλαμψης (solar flare acceleration), κατά τη διάρκεια ενός μεγάλου γεγονότος SEPs. Έγινε επισταμένη μελέτη των συνθηκών στην περιοχή της έκλαμψης και χρησιμοποιήθηκαν ειδικά μοντέλα για την απεικόνιση της παραμόρφωσης του μαγνητικού πεδίου λόγω της CME στην ίδια περιοχή. Αναφέρεται τελικά ότι η έκλαμψη και η μορφή του πεδίου με τις ανοικτές δυναμικές γραμμές, που επεκτείνονται από την περιοχή της έκλαμψης στον διαπλανητικό χώρο, είναι οι κύριες αιτίες επιτάχυνσης και διαφυγής των φορτισμένων σωματιδίων. Αναφέρθηκε ήδη στην υποενότητα ότι οι ACRs προέρχονται από την αλληλεπίδραση του ISM με τον ηλιακό άνεμο μέσα στην περιοχή της ηλιόσφαιρας. Πιθανό σενάριο για τον μηχανισμό παραγωγής των ACRs είναι το εξής (Plasma Physics of the Local Cosmos 2004): η ταχύτητα ροής του ηλιακού ανέμου είναι αρχικά υπερηχητική και, επομένως, η ύπαρξη εμποδίων κατά την κίνηση πιθανότατα θα δημιουργήσει περιοχές μεγάλης ταχύτητας πλάσματος που συγκρούονται με περιοχές μικρότερης ταχύτητας, χαρακτηριστικό ενός shock wave. Αυτό που ρυθμίζει την κίνηση του ηλιακού ανέμου είναι το διαπλανητικό μαγνητικό πεδίο. Το shock λαμβάνει χώρα σε πολύ μεγάλη έκταση μέσα στο ηλιακό σύστημα και τερματίζεται σε μία περιοχή όπου η ταχύτητα του ηλιακού ανέμου παύει πλέον να είναι υπερηχητική (termination shock). Ο ηλιακός άνεμος έχει μία συνιστώσα χαμηλής ταχύτητας (~ 400Km/s) και μία συνιστώσα υψηλής ταχύτητας (> 750 Km/s). Λόγω της ηλιακής περιστροφής, η κίνηση των σωματιδίων του ηλιακού ανέμου μοιάζει με εκείνη του νερού που εκτοξεύεται από ένα περιστρεφόμενο μπεκ που ποτίζει το γκαζόν. Σε όλη την έκταση του shock wave θα υπάρχουν περιοχές όπου τα σωματίδια της αργής συνιστώσας αλληλεπιδρούν με τα σωματίδια της γρήγορης συνιστώσας. Οι περιοχές αυτές ονομάζονται Corotating Interaction Regions (CIRs) και αιτία δημιουργίας είναι κυρίως η ηλιακή περιστροφή, η οποία προκαλεί εκροές ηλιακού ανέμου διαφορετικών ταχυτήτων. H Εικόνα 5.2 είναι μία σχηματική αναπαράσταση που βασίζεται σε δεδομένα του διαστημοπλοίου Voyager και απεικονίζει τις περιοχές της δράσης του shock wave στην Ηλιόσφαιρα.

64 63 Εικόνα 5.2: Διακρίνεται το Termination Shock, η περιοχή επιβράδυνσης του ηλιακού ανέμου (Slow Down), η περιοχή στασιμότητας (Stagnation) και η περιοχή μείωσης (Depletion). Οι περιοχές μετά το termination shock χαρακτηρίζονται με το όνομα ``Heliosheath``, ενώ μετά την περιοχή Depletion είναι η Ηλιόπαυση (en.wikipedia.org). Η πυκνότητα του ηλιακού ανέμου συνεχώς μειώνεται ανάλογα με το τετράγωνο της απόστασης από τον Ήλιο και όταν γίνει περίπου φορές μικρότερη από την πυκνότητα σε επίπεδο τροχιάς της Γης, τότε υπάρχει απότομη επιβράδυνση και εμφάνιση του termination shock. H απόσταση μέχρι το termination shock εκτιμάται περίπου στις 100 AU. Σε όλον αυτό τον τεράστιο χώρο ουδέτερα άτομα διεισδύουν μέσα στην ηλιόσφαιρα και εκείνα που είναι πιο κοντά στον Ήλιο χάνουν ένα από τα ηλεκτρόνιά τους, λόγω φωτοϊονισμού από την υπεριώδη ακτινοβολία. Τα νέα ιόντα που δημιουργούνται, συλλέγονται από τον ηλιακό άνεμο και μεταφέρονται προς τα έξω μέχρι το termination shock. Μεγάλος αριθμός αυτών των ιόντων επιταχύνεται μέσα στο shock σε ενέργειες αρκετών δεκάδων MeV και καταφέρνει να διαφύγει καλύπτοντας απόσταση πολλών AUs. H παραγόμενη σωματιδιακή ακτινοβολία αποτελεί τις ACRs, που ονομάζονται έτσι λόγω της ασυνήθιστης σύνθεσης, όπως ήδη έχει αναφερθεί. Είναι, επομένως, πολύ πιθανόν ότι η κύρια πηγή των ACRs είναι τα ουδέτερα μεσοαστρικά άτομα που με διαφόρους τρόπους εισέρχονται στην ηλιόσφαιρα, ιονίζονται και επιταχύνονται μέσω του μηχανισμού shock. Είναι, ήδη, γνωστό (Ginzburg & Syrovatski 1964) ότι μία πιθανότατη πηγή προέλευσης των GCRs είναι τα υπολείμματα υπερκαινοφανών (Supernova Remnants SNRs). Μέσα στα SNRs θεωρείται ότι υπάρχει τεράστιος αριθμός ηλεκτρονίων που επιταχύνονται σε ρελατιβιστικές ταχύτητες. Οι παρατηρήσιμες εκρήξεις Supernova είναι εξαιρετικά σπάνιο φαινόμενο. Ο ρυθμός εκρήξεων SN στον Γαλαξία εκτιμάται σε μία έως τρεις ανά αιώνα περίπου. Αναφέρονται έξι

65 64 γεγονότα την τελευταία χιλιετία. Πρώτο χρονικά είναι το SN1006, ακολουθεί η έκρηξη του 1054 με την ονομασία Crab Nebula, ακολουθεί το Tycho Supernova το 1572, το Kepler Supernova το 1605, το Supernova με το όνομα Cas A περίπου 300 χρόνια πριν, και τέλος η έκρηξη που παρατηρήθηκε το 1987 από τον Ian Shelton με την ονομασία SN1987. Πρέπει να σημειωθεί ότι τα πρώτα πέντε SN θεωρείται ότι βρίσκονται μέσα στον Γαλαξία, ενώ το τελευταίο όχι. Κατά τη διάρκεια της έκρηξης ο εξωτερικός φλοιός του SN διαστέλλεται με πολύ μεγάλη ταχύτητα, η οποία είναι ανάλογη της ακτινικής απόστασης από το κέντρο της έκρηξης. Τα εξωτερικά στρώματα μπορεί να φτάσουν και το 1/10 της ταχύτητας του φωτός, ενώ τα εσώτερα στρώματα διαστέλλονται πολύ πιο αργά. Το αποτέλεσμα είναι η εμφάνιση ενός shock wave μπροστά από το διαστελλόμενο SNR. Η θερμοκρασία του SNR πέφτει απότομα καθώς η ακτινική απόσταση ολοένα αυξάνεται, ενώ η ενέργεια του shock μεταφέρεται στο διαστρικό αέριο (interstellar gas), που αναγκαστικά θερμαίνεται σε πολύ μεγάλη θερμοκρασία. Κατά τη διάρκεια της διαστολής το shock ενεργεί σαν `εκχιονιστήρας` που συνεχώς μαζεύει διαστρική ύλη (Stanev 2010). Όταν η μάζα του υλικού αυτού γίνει συγκρίσιμη με τη μάζα του εκτινασσόμενου φλοιού, τότε αρχίζει μία επιβράδυνση της διαστολής και η εξέλιξη του SNR περνάει σε μία νέα φάση που λέγεται Taylor-Sedov. Τα μεγέθη που χαρακτηρίζουν αυτή τη φάση είναι η ακτίνα R SNR, η ενέργεια Ε shell που προσφέρεται στον φλοιό λόγω της έκρηξης και η ηλικία t του SNR. Τα μεγέθη αυτά συνδέονται βάσει της σχέσης R SNR ~. Τα SNRs περνούν στη φάση Taylor-Sedov, όταν έχουν ηλικία μεγαλύτερη των 1000 ετών και έχουν ακτίνα μεγαλύτερη από 1 pc. Όταν η ταχύτητα διαστολής γίνει μικρότερη από την ταχύτητα του ήχου, το SNR πρακτικά παύει να υπάρχει, διότι δεν υπάρχει πλέον shock και καμία αλληλεπίδραση με το περιβάλλον. Τότε η πυκνότητα είναι πάρα πολύ μικρή και το SNR ουσιαστικά συγχωνεύεται με το ISM. Τα SNRs κατά τη διάρκεια της φάσης Taylor-Sedov πιστεύεται ότι γίνονται ικανότατοι επιταχυντές των CRs. Σύμφωνα με τους Ginzburg & Syrovatski (1964) η βασική ιδέα είναι ότι ένα μέρος της κινητικής ενέργειας του SNR που επιβραδύνεται, διατίθεται στην παραγωγή και επιτάχυνση σωματιδίων, ουσιαστικά στη δημιουργία CRs. Ενας άλλος παράγοντας που καθιστά τα SNRs πιθανότατες πηγές CRs είναι ότι το μαγνητικό τους πεδίο έχει τιμή πολύ μεγαλύτερη από το μέσο όρο στο ISM. Η διαδικασία επιτάχυνσης των σωματιδίων στα SNRs γίνεται μέσω του μηχανισμού Fermi, που αναφέρθηκε ήδη στην περίπτωση των ACRs. Ενώ όμως στα ACRs τα σωματίδια επιταχύνονται σε μη σχετικιστικές ταχύτητες, στις GCRs οι ταχύτητες είναι σχετικιστικές. Υπάρχουν δύο είδη μηχανισμών Fermi: 1 ου Βαθμού (Shock Waves) 2 ου Βαθμού (Stochastic Acceleration) Θα αναφερθούμε πρώτα στον 2 ου Βαθμού μηχανισμό Fermi. Ο μηχανισμός αυτός στηρίζεται στην αλληλεπίδραση σωματιδίων με μεσοαστρικά νέφη, με σκοπό την εξήγηση της επιτάχυνσης των CRs. Στην πιο απλή περίπτωση υποτίθεται ότι ένα σωματίδιο εισέρχεται σε ένα

66 65 μεσοαστρικό νέφος, το οποίο χαρακτηρίζεται από ένα διαταραγμένο μαγνητικό πεδίο. Στο σύστημα αναφοράς του εργαστηρίου το σωματίδιο και το νέφος κινούνται το ένα προς το άλλο. Για ευκολία επίσης υποτίθεται ότι το σωματίδιο είναι ήδη ρελατιβιστικό και η μάζα του μπορεί να αγνοηθεί. Τότε η αρχική ενέργεια του σωματιδίου θα είναι Ε 0 = p 0 c. Το νέφος (cloud) έχει άπειρη μάζα και η ταχύτητά του είναι υ cl. Στην απλή περίπτωση το σωματίδιο σκεδάζεται πολλές φορές στο διαταραγμένο μαγνητικό πεδίο και τελικά εξέρχεται από το νέφος στην ίδια διεύθυνση, αλλά με ακριβώς αντίθετη φορά ως προς τη φορά εισόδου. Η ενέργεια του σωματιδίου ως προς το σύστημα αναφοράς του νέφους θα είναι: = Γ cl (E 0 + β cl p 0 ) (1) όπου β cl = υ cl /c και Γ cl ο παράγοντας Lorentz για το νέφος. Θεωρώντας τις αλληλεπιδράσεις με το μαγνητικό πεδίο μέσα στο νέφος ελαστικές, η ενέργεια και η ορμή του σωματιδίου μέσα στο νέφος δεν θα αλλάξει. Βγαίνοντας, όμως, από το νέφος θα έχει μία νέα ενέργεια E 1, η οποία θα είναι: E 1 = Γ cl ( + β cl ) και λόγω της (1) E 1 = E 0 Το σωματίδιο έχει κερδίσει ενέργεια έστω ΔΕ. Η σχετική αύξηση ενέργειας θα είναι: = = - 1 = ξ (2), δηλαδή είναι συνάρτηση του τετραγώνου της ταχύτητας του νέφους και αυτό δικαιολογεί την ονομασία του μηχανισμού σαν 2 ου Βαθμού. Είναι προφανές ότι η ενέργεια που κερδίζεται από το σωματίδιο εξαρτάται άμεσα από τη γωνία εισόδου και τη γωνία εξόδου από το νέφος, όπως και από την ταχύτητα του νέφους. Αν το σωματίδιο εξερχόμενο από το νέφος έχει την ίδια φορά με αυτή που είχε όταν εισερχόταν, δεν θα κερδίσει καθόλου ενέργεια. Μετά από n συναντήσεις του σωματιδίου με τα νέφη (υποθέτοντας ότι όλα έχουν την ίδια ταχύτητα), η ενέργεια του σωματιδίου θα γίνει: = (Stanev 2010). Στον μηχανισμό αυτό ο χρόνος κατά τον οποίο τα σωματίδια επιταχύνονται είναι ανάλογος της ενέργειας. Επομένως, για να επιτευχθούν μεγάλες ενέργειες θα χρειασθεί πολύς χρόνος. Λόγω αυτού του γεγονότος, φαίνεται ότι ο μηχανισμός 2 ου βαθμού είναι δύσκολο να λειτουργήσει σαν ένας ολικός μηχανισμός επιτάχυνσης σε ένα εκτεταμένο σύνολο σωματιδίων, αλλά πιθανόν να λειτουργεί σε περιορισμένα σύνολα και κάτω από ειδικές συνθήκες. Ήδη έχει αναφερθεί ότι ο μηχανισμός επιτάχυνσης με shock wave (1 ου Βαθμού), έχει δύο συνιστώσες διαφορετικής ταχύτητας, upstream και downstream. Στην περίπτωση των SNRs το shock wave δημιουργείται διότι η ταχύτητα διαστολής του SNR υ R είναι πολύ μεγαλύτερη από την ταχύτητα του ήχου στο ISM. To shock wave κινείται μπροστά από το διαστελλόμενο SNR, με ταχύτητα υ s, η οποία εξαρτάται από τη υ R. Αν το ISM είναι ιονισμένο, τότε η σχέση ανάμεσα στις ταχύτητες είναι υ s = 4/3 υ R. Η ένταση του shock (strength) χαρακτηρίζεται από τον λόγο:

67 66 R = Με βάση την προηγούμενη σχέση ο λόγος για τις ταχύτητες σε ιονισμένο ISM δίνει R = 4. Το σχήμα 5.1 δείχνει τον τρόπο δράσης του shock wave. Lab Frame υ R υ s Downstream upstream υ 1 - υ 2 υ 1 Shock Frame Σχήμα 5.1: Το γκρι πλαίσιο του σχήματος 5.1 παριστάνει μία πλάκα (slab) ύλης του διαστελλόμενου SNR, που κινείται με ταχύτητα υ R και το μαύρο ορθογώνιο δείχνει το μέτωπο του shock wave, που κινείται με ταχύτητα υ s (Stanev 2010). Στο σύστημα αναφοράς του shock, το upstream ISM κινείται με μία ταχύτητα υ 1 = υ s προς το shock, ενώ η ύλη στην περιοχή downstream απομακρύνεται από την περιοχή του shock με μία μικρότερη ταχύτητα υ 2. Στο σύστημα αναφοράς του εργαστηρίου η ύλη στο downstream θα κινείται με τη σχετική ταχύτητα υ 1 υ 2. Καθώς το shock πλησιάζει στο ISM, κάποια σωματίδια διασχίζουν το shock και κινούνται προς την περιοχή downstream. Ενας αριθμός από αυτά τα σωματίδια εξέρχεται μακριά από το shock, ενώ άλλος αριθμός σωματιδίων σκεδάζεται και διασχίζει ξανά το shock, αυτή τη φορά με κατεύθυνση προς το upstream. Σε κάθε επαναλαμβανόμενη διαδικασία τα σωματίδια αυτά κερδίζουν ενέργεια. Το φαινόμενο αυτό συνεχίζεται μέχρι τα σωματίδια, επιταχυνόμενα συνεχώς, εγκαταλείψουν τελικά το shock (Stanev 2010). Λαμβάνοντας υπόψιν όλες τις δυνατές γωνίες με τις οποίες τα σωματίδια του ISM εισέρχονται στο shock, υπολογίζεται ότι η σχετική αύξηση ενέργειας ξ είναι περίπου ξ ~ 4/3 β s, όπου β s =(υ 1 υ 2 )/c είναι η σχετική ταχύτητα της ροής του πλάσματος. Σύμφωνα με αυτό το μοντέλο υπολογίζεται και η μέγιστη ενέργεια, στην οποία μπορεί να επιταχυνθεί ένα ρελατιβιστικό σωματίδιο και δίνεται από τη σχέση: E max = ZeBr s (Stanev 2010) όπου Z o ατομικός αριθμός, Β το πεδίο και r s η ακτίνα του SNR, με την προϋπόθεση ότι είναι ανάλογη του χρόνου t. H επιτάχυνση αυτή συμβαίνει στα αρχικά στάδια της έκρηξης, καθώς

68 67 όπως προαναφέρθηκε, όταν το SNR περνάει στη φάση Taylor-Sedov, η ακτίνα αυξάνεται ανάλογα του. Από τη τελευταία σχέση φαίνεται ότι ένας ατομικός πυρήνας μεγάλου ατομικού αριθμού αποκτάει πολύ μεγαλύτερη ενέργεια από ένα πρωτόνιο για το οποίο Ζ =1. Ο μηχανισμός επιτάχυνσης με shock wave είναι πολύ πιο γρήγορος, καθώς η αύξηση ενέργειας ξ είναι ανάλογη του β και όχι του β 2, όπως συμβαίνει στον μηχανισμό 2 ου βαθμού, διότι αν αντιστρέψουμε τις εξισώσεις που υπολογίζουν το ξ, τότε για την ίδια ταχύτητα β του ISM o εκθέτης του ξ θα παραμείνει 1 για την περίπτωση του shock wave, ενώ θα γίνει ½ για την περίπτωση του μηχανισμού 2 ου βαθμού. Αυτό σημαίνει ότι απαιτείται πολύ περισσότερος χρόνος στον μηχανισμό 2 ου βαθμού για να επιτευχθεί η ίδια αύξηση ενέργειας με τον μηχανισμό shock. Σε άρθρο του Petrosian (2012) αναλύονται οι προσεγγίσεις αυτών των δύο μηχανισμών και αναφέρεται ότι ο μηχανισμός 2 ου βαθμού είναι ενεργός στις περισσότερες των περιπτώσεων, κυρίως δε σε εκείνες όπου περιλαμβάνονται σωματίδια μη ρελατιβιστικού σχετικά ψυχρού πλάσματος. Σημειώνεται ότι ίσως είναι ο ιδανικός μηχανισμός επιτάχυνσης σε πηγές όπου δεν υπάρχουν ενδείξεις για τη δράση shock wave. Στο ίδιο άρθρο θεωρείται πιθανή η υπόθεση ότι στις περισσότερες πηγές δρα ένας υβριδικός μηχανισμός, ο οποίος αναλύεται σε έναν μηχανισμό 2 ου βαθμού αρχικά για την επιτάχυνση των background σωματιδίων, και στη συνέχεια σε ένα μηχανισμό 1 ου βαθμού για την περαιτέρω επιτάχυνση των σωματιδίων με την επίδραση των shock waves. Με βάση αυτούς τους μηχανισμούς τα πρωτόνια αποκτούν τη μέγιστη ενέργεια με τη διαφυγή τους από την περιοχή της επιτάχυνσης στα SNRs, με συνολικό χρόνο επιτάχυνσης λιγότερο από 10 5 έτη. Η κατάσταση όμως είναι διαφορετική για τα ηλεκτρόνια, τα οποία μέσα στο μαγνητικό πεδίο χάνουν ενέργεια με τη μορφή της ακτινοβολίας synchrotron (βλ. Παράρτημα Γ.1). Ο ρυθμός απώλειας ενέργειας δίδεται από τη σχέση: - de/dt = AE 2 B 2, όπου Ε η ενέργεια των ηλεκτρονίων, Β το μαγνητικό πεδίο και Α μία σταθερά. Ο ρυθμός απώλειας ουσιαστικά εκφράζει και την ισχύ της εκπεμπόμενης ακτινοβολίας synchrotron. O χρόνος απώλειας ενέργειας t loss θα είναι: t loss = E / (de/dt) = (AE) -1 B -2. Καθώς η ενέργεια συνεχώς αυξάνεται, ο χρόνος απώλειας ενέργειας μειώνεται και φυσιολογικά κάποια στιγμή γίνεται ίσος με τον χρόνο επιτάχυνσης t acc (t acc = t loss ). Εκείνη τη στιγμή τα ηλεκτρόνια χάνουν τόση ενέργεια, όση ακριβώς κερδίζουν και επομένως δεν μπορούν πλέον να επιταχυνθούν σε μεγαλύτερες τιμές ενέργειας. Η εκπεμπόμενη ακτινοβολία synchrotron δεν είναι ο μοναδικός παράγοντας απώλειας ενέργειας των ηλεκτρονίων των CRs. Υπάρχουν και άλλοι παράγοντες (όπως το φαινόμενο inverse Compton) που θα αναλυθούν στην ενότητα 5.4, η οποία αφορά τη διάδοση των CRs. Οι πηγές των UHECRs φαίνεται ότι είναι ποικιλόμορφες. Οι πηγές που επιταχύνουν σωματίδια σε ενέργειες πάνω από ev, μπορεί να είναι (Stanev 2010): Shocks από σχηματισμό δομών. Λόγω βαρυτικής έλξης υπάρχει δημιουργία διαφόρων δομών, που μπορεί να συνοδεύεται από μεγάλης κλίμακας shocks, τα οποία ξεπερνούν τα 10 Μpc. Η μέγιστη ενέργεια που μπορεί να δοθεί σε σωματίδια εξαρτάται από τη διάσταση του shock. Για shock 50 Mpc η μέγιστη ενέργεια μπορεί να ξεπεράσει τα ev (πάνω από το όριο

69 68 GZK), αν η μέση τιμή της έντασης του εξωγαλαξιακού μαγνητικού πεδίου είναι 10-9 G (Stanev 2010). Το χαρακτηριστικό της επιτάχυνσης σε μεγάλης κλίμακας shocks είναι ότι η διαδικασία είναι αργή και η απώλεια ενέργειας από παράγοντες, που ήδη αναφέρθηκαν, περιορίζει την επίτευξη μιας τόσο υψηλής τιμής. Σμήνη γαλαξιών. Μαγνητικό πεδίο μέσης έντασης 5 μg που μπορεί να εκτείνεται σε μία τεράστια έκταση διάστασης 500 kpc μέσα σε σμήνος γαλαξιών, είναι δυνατόν να επιταχύνει σωματίδια σε ενέργειες της τάξης του ev. Εκλάμψεις ακτίνων gamma (Gamma Rays Bursts - GRBs) (βλ. Παράρτημα Γ.2). Στο άρθρο των Baerwald, Bustamante & Winter (2014), εξετάζεται η περίπτωση οι GRBs να αποτελούν τις πηγές σωματιδίων που μπορεί να φτάσουν σε πολύ υψηλές ενέργειες με την επίδραση ενός εσωτερικού shock, με την προϋπόθεση ότι η ποσοτική σύνθεση των UHECRs σε πρωτόνια είναι σχετικά μικρή. Μελανές Οπές. Πρωτόνια μπορούν να επιταχυνθούν σε υψηλές ενέργειες στον ορίζοντα γεγονότων μίας περιστρεφόμενης Μελανής Οπής 15, που μπορεί να βρίσκεται μέσα σε μη ενεργό (normal) γαλαξία. Αυτή η υπόθεση αποσυνδέει την περιοχή επιτάχυνσης από την ύπαρξη ισχυρών αστροφυσικών συστημάτων που βρίσκονται στην Κοσμολογική ``γειτονιά`` μας (μικρά redshifts). Pulsars. Θεωρούνται τα μικρότερα σε μέγεθος αντικείμενα που μπορούν να επιταχύνουν πρωτόνια σε ενέργειες της τάξης των ev. Tα μοντέλα επιτάχυνσης δεν χρησιμοποιούν τον μηχανισμό shock, αλλά την απ` ευθείας επιτάχυνση μέσα στο πανίσχυρο ηλεκτρομαγνητικό πεδίο του pulsar. Άλλα μοντέλα υποστηρίζουν την επιτάχυνση ιόντων σιδήρου με την επίδραση μαγνητοϋδροδυναμικών ανέμων (MHD winds). Η υπόθεση της επιτάχυνσης των UHECRs από τους pulsars σημαίνει αυτόματα ότι η προέλευση αυτών των σωματιδίων υψηλής ενέργειας μπορεί να μην είναι αποκλειστικά εξωγαλαξιακή. AGNs. Η σχέση των AGNs με τις UHECRs αντιμετωπίζεται ξεχωριστά στην ενότητα 5.2. Ενας περιορισμός που τίθεται, για τον οποίο οι περισσότεροι συμφωνούν, είναι ότι όλες αυτές οι πιθανές πηγές των UHECRs δεν μπορεί να βρίσκονται πάρα πολύ μακριά (μεγάλα redshifts). Αν ήταν μακριά, οι απαιτήσεις της λαμπρότητας των πηγών θα αυξάνονταν τρομερά, λόγω της απώλειας ενέργειας των πρωτονίων κατά τη διάδοση των UHECRs, καθώς υπάρχει αλληλεπίδραση με την Κοσμική Ακτινοβολία Μικροκυμάτων CMB και τα Κοσμικά Μαγνητικά Πεδία. Οι παράγοντες που επηρεάζουν τη διάδοση των κοσμικών ακτίνων εξετάζονται αναλυτικά στην ενότητα Οι περιστρεφόμενες Μελανές Οπές έχουν εργόσφαιρα. Ο μηχανισμός επιτάχυνσης στην εργόσφαιρα, κατά τον οποίο τα σωματίδια κερδίζουν ενέργεια εις βάρος του spin της Μελανής Οπής, ονομάζεται μηχανισμός Penrose από το όνομα του Βρετανού θεωρητικού Roger Penrose.

70 AGN και Κοσμικές Ακτίνες Η ελάχιστη απαίτηση, ώστε μία περιοχή να χαρακτηρίζεται σαν περιοχή επιτάχυνσης, είναι η ύπαρξη σωματιδίων μέσα σε έναν αρχικά περιορισμένο χώρο αυτής της περιοχής. Αυτό οδηγεί στη σχέση που δίνει τη μέγιστη ενέργεια, την οποία μπορεί να αποκτήσει ένα σωματίδιο που επιταχύνεται μέσα σε αυτή την περιοχή (Stanev 2010): Ε max = ΓeZBR, όπου ez είναι το φορτίο του σωματιδίου, Β είναι η ένταση του μαγνητικού πεδίου, R η γραμμική διάσταση της περιοχής και Γ είναι ο παράγοντας Lorenz του μέσου στο οποίο διενεργείται η διαδικασία της επιτάχυνσης. Θεωρώντας μηχανισμό επιτάχυνσης Fermi 1 ου βαθμού, η προηγούμενη σχέση μπορεί να τροποποιηθεί στο λεγόμενο κριτήριο Hillas (Hillas 1984): Ε max = βezbr, όπου β = υ/c, με το οποίο γίνεται η εκτίμηση της μέγιστης ενέργειας των UHECRs σε πολλές περιπτώσεις, όπου πηγές των UHECRs υποτίθεται ότι είναι οι AGNs. Η τελευταία σχέση είναι αντίστοιχη της σχέσης (4) της ενότητας 5.1, η οποία αναφέρθηκε για την περίπτωση των GCRs με τον μηχανισμό shock wave. Αναφέρθηκε στην προηγούμενη ενότητα, ότι οι AGNs είναι πιθανές πηγές των UHECRs. Οι κεντρικές περιοχές των AGNs, όπου το μαγνητικό πεδίο εκτιμάται ότι μπορεί να φτάνει και τα 5 G μέσα σε έναν όγκο γραμμικής διάστασης 0.02 pc, μπορούν άνετα να περιέχουν σωματίδια με ενέργειες της τάξης του ev. Το πρόβλημα όμως που προκύπτει, είναι οι απώλειες ενέργειας μέσα στα πολύ πυκνά πεδία ακτινοβολίας που χαρακτηρίζουν τις κεντρικές περιοχές των AGNs. Οι περισσότεροι συμφωνούν ότι δεν υπάρχει περίπτωση τα πρωτόνια να εγκαταλείψουν την κεντρική περιοχή χωρίς να έχουν απώλειες ενέργειας και μάλιστα με ποικίλους τρόπους. Για τους πιο βαρείς πυρήνες η κατάσταση δυσκολεύει ακόμα περισσότερο. Τα νετρόνια έχουν μεγαλύτερες πιθανότητες να διαφύγουν από τις κεντρικές περιοχές, αφού είναι αφόρτιστα και δεν επηρεάζονται τουλάχιστον από τα μαγνητικά πεδία. Όταν βρίσκονται αρκετά μακριά από τον AGN, τα νετρόνια διασπώνται σε πρωτόνια. Όμως η ενέργεια διαφυγής των νετρονίων από τον AGN δεν μπορεί να πάρει τιμές μεγαλύτερες από ev(stanev 2010). Οι υποθέσεις αυτές αναγκάζουν τους περισσότερους ερευνητές να αναζητήσουν τις πηγές των UHECRs όχι στις κεντρικές περιοχές, αλλά κυρίως στα jets, τα οποία ως γνωστόν συνδέονται περισσότερο με τους Radio-loud AGNs. Έχει προταθεί (Rachen & Biermann 1993) ότι τα hot-spots που εντοπίζονται στην κατάληξη των jets των ραδιογαλαξιών FR II αποτελούν πηγές των UHECRs. Αναφέρεται ότι τα πρωτόνια επιταχύνονται με μηχανισμό Fermi 1 ου βαθμού σε τιμές ενέργειας από τις υψηλότερες που μπορεί να υπάρξουν. Το hot-spot είναι το termination shock κατά τη διάδοσή του jet στο χώρο. Οι FR IIs έχουν ευθυγραμμισμένα jets σε δύο αντίθετες κατευθύνσεις, που μπορούν να φτάσουν ή και να ξεπεράσουν τα 100 Kpc σε μήκος. Η ένταση του μαγνητικού πεδίου σε ένα hot-spot δεν είναι δυνατόν να μετρηθεί απ` ευθείας, αλλά οι εκτιμήσεις δίνουν τιμές πεδίων που μπορεί να υπερβαίνουν τα 10 μg. Με βάση αυτά τα στοιχεία η μέγιστη ενέργεια που μπορούν να αποκτήσουν τα πρωτόνια μπορεί να πλησιάσει τα ev (Stanev 2010).

71 70 Σtην έρευνα του Rachen (2008) αναλύεται η σχέση των UHECRs με τους FR IIs, αλλά γίνεται και κάποια υπόθεση για τη σχέση που μπορεί να έχουν οι UHECRs με τους FR Is, στο πλαίσιο κάποιων δεδομένων που έχουν ληφθεί από το PAO για τον ραδιογαλαξία Centaurus A. Αναφέρεται αρχικά ότι ο μηχανισμός Fermi 1 ου βαθμού αποτελεί την καταλληλότερη διαδικασία επιτάχυνσης, καθώς μπορεί να επιφέρει εκθετική αύξηση της ενέργειας των σωματιδίων, που βρίσκονται στην αρχή περιορισμένα στο περιβάλλον ισχυρότατων shock waves. Αν και το φαινόμενο shock είναι συχνό στο σύμπαν, εν τούτοις τα αντικείμενα (πηγές) που πρέπει να έχουν τις κατάλληλες φυσικές συνθήκες για την παραγωγή και επιτάχυνση των UHECRs, μάλλον πρέπει να είναι λίγα. Όπως αναφέρεται, μόνον τα jets των ραδιογαλαξιών και κυρίως των FR IIs, αλλά και οι GRBs δείχνουν να έχουν την ικανότητα να παρέχουν UHECRs, σε σχέση με τα δεδομένα που λαμβάνονται από το PAO. Στους FR IIs τα ηλεκτρόνια επιταχύνονται με μηχανισμό shock εκεί όπου το jet αλληλεπιδρά με τον λοβό που το περιβάλλει (surrounding lobe), καθώς δεν μπορεί να εξηγηθεί διαφορετικά η παραγόμενη ακτινοβολία synchrotron που παρατηρείται σε αυτές τις περιπτώσεις. Τα σημεία αυτά είναι τα λεγόμενα hot-spots. Αναφέρεται ότι στους FR IIs και για την περίπτωση των πρωτονίων με τιμές πεδίου B ~ μg, γραμμικής διάστασης R ~ Kpc και β ~ , μπορεί να επιτευχθεί ενέργεια μεγαλύτερη των 100 EeV = ev. Αν τα μεγάλης κλίμακας jets των FR IIs περιέχουν σημαντικό αριθμό βαρέων πυρήνων, αυτοί μπορούν να επιταχυνθούν από τα hot-spot shocks σε ακόμα μεγαλύτερες ενέργειες. Το μειονέκτημα αυτού του μοντέλου σύμφωνα με την έρευνα είναι ότι οι FR IIs θεωρούνται γενικά σπάνιοι. Ο πιο κοντινός βρίσκεται σε απόσταση περίπου 100 Mpc και σύμφωνα με τα δεδομένα του PAO για τις διευθύνσεις άφιξης των σωματιδίων, δεν φαίνεται καθόλου πιθανό οι UHECRs που φθάνουν εδώ να προέρχονται από FR IIs. Στην ίδια έρευνα εξετάζεται στη συνέχεια η δυνατότητα των FR Is να παράγουν UHECRs. Οι θεωρητικές προβλέψεις δίνουν τιμές για την ενέργεια κοντά στα 30 ΕeV = ev και έτσι επανέρχεται η αρχική υπόθεση ότι μόνο οι FR IIs έχουν τη δυνατότητα να επιταχύνουν σωμάτια σε ενέργειες ακόμα μεγαλύτερης τάξης μεγέθους. Όμως τα δεδομένα του PAO έδειξαν ένα ισχυρό κλάσμα γεγονότων UHECRs (10 στα 27), που προέρχονται από έναν μικρό νοητό κύκλο γύρω από τον ραδιογαλαξία Centaurus A, ο οποίος είναι τύπου FR I και είναι ο κοντινότερος προς εμάς ραδιογαλαξίας.to ερώτημα, αν αυτός γαλαξίας μπορεί να είναι η πηγή αυτών των γεγονότων, έχει μάλλον αρνητική απάντηση, καθώς η ίδια η φυσική του γαλαξία, (θεωρείται ένας μη ισχυρός FR I), δεν του επιτρέπει τη δυνατότητα επιτάχυνσης σωματιδίων σε τόσο υψηλές ενέργειες. Για να εξηγηθούν τα γεγονότα των αφίξεων, γίνεται η υπόθεση ότι κάποιοι από τους ραδιογαλαξίες κατά τη διάρκεια 10 8 ετών περνούν από διάφορες φάσεις ενεργότητας και άλλοτε παρουσιάζονται σαν ισχυροί FR IIs, ενώ άλλοτε σαν αδύνατοι FR Is. Οι λοβοί που δημιουργήθηκαν κατά τη διάρκεια της ενεργούς φάσης, διατηρούνται για μεγάλο χρονικό διάστημα. Τελικά αποκόπτονται από την αρχική πηγή και οδηγούνται προς το γύρω μέσο μέσα σε ένα γκρουπ γαλαξιών ή σμήνος, μεταμορφωμένοι σε ``radio ghosts``. Τέτοια ``radio ghosts`` παρουσιάζονται σαν κοιλότητες (cavities) μέσα στα πυκνά σμήνη γαλαξιών και λόγω του ισχυρού μαγνητικού πεδίου που έχουν κληρονομήσει, μπορούν να λειτουργήσουν σαν άριστα κέντρα σκέδασης δέσμης πρωτονίων, προσδίδοντάς τους επιτάχυνση στις πλέον υψηλές

72 71 τιμές ενέργειας (Rachen 2008). Ο Centaurus A δείχνει ότι είναι ένας `μικρός` ενεργός γαλαξίας FR I με λοβούs που δεν ξεπερνούν τα 10 Kpc, αλλά είναι περικυκλωμένος από ένα τεράστιο λοβό διάστασης περίπου 600 Kpc, ο οποίος είναι τυπικός για έναν ισχυρότατο ραδιογαλαξία FR II. Σύμφωνα με την υπόθεση, φαίνεται απίθανο το γιγαντιαίο jet να έχει δημιουργηθεί από την ενεργότητα του παρόντος γαλαξία. Το πιο πιθανό είναι ότι πρόκειται για το απομεινάρι (remnant) μίας προηγούμενης πολύ πιο ενεργού φάσης του Centaurus A. Η συνολική εικόνα φαίνεται να εμφανίζει τον Centaurus A σαν έναν αναγεννημένο ασθενή ραδιογαλαξία μέσα στο απομεινάρι της προηγούμενης ισχυρής ενεργού φάσης του ραδιογαλαξία. Λόγω αυτής της εικόνας ο Centaurus A χαρακτηρίζεται στο ίδιο άρθρο σαν ``radio zombie``. Η ηλικία του γιγαντιαίου λοβού εκτιμάται ότι είναι μικρότερη από έτη, που είναι συγκρίσιμη με τη χρονική κλίμακα για την επιτάχυνση ενός πρωτονίου σε ενέργεια 100 ΕeV. To πολύ ισχυρό jet, που παρήγαγε τον γιγαντιαίο λοβό, είναι πιθανόν να έχει στείλει μία δέσμη UHECRs κατά τη διεύθυνση της κύριας έκτασής του. Πέντε διευθύνσεις άφιξης UHECRs δείχνουν να είναι πολύ καλά ευθυγραμμισμένες με τον κύριο άξονα του λοβού, σύμφωνα με τα δεδομένα του PAO. (Rachen 2008). Αρκετές έρευνες σε σχέση με τις UHECRs στρέφονται σε ραδιογαλαξίες που εμφανίζουν κάποια ιδιαίτερα χαρακτηριστικά. Σε μία από αυτές (Gizani 2012) ερευνώνται δύο AGNs που θεωρούνται μη τυπικοί συγκρινόμενοι με τους άλλους, καθώς αντί για hot spots εμφανίζουν δακτυλιοειδή χαρακτηριστικά. Πρόκειται για τον Hercules A και τον 3C 310. Σύμφωνα με τα VLBI 16 δεδομένα παρουσιάζεται σημαντική απόκλιση ευθυγράμμισης ανάμεσα στα jets κλίμακας pc και στα jets κλίμακας Kpc και στους δύο AGNs. Εξετάζεται η ικανότητα των jets στην επιτάχυνση των UHECRs. Το `ανατολικό` jet του Hercules A έχει πολύ υψηλή πυκνότητα ροής και η λαμπρότητα στα 1.4 GHz είναι L east jet ~ W. Λαμβάνοντας υπόψιν το κριτήριο Hillas, η μέγιστη ενέργεια που μπορούν να αποκτήσουν τα πρωτόνια εκτιμάται ότι είναι ανάλογη του. Διατυπώνεται η άποψη ότι το jet έχει αυτή την ικανότητα, καθώς οι απώλειες ενέργειας κατά μήκος του jet δεν είναι σημαντικές και μπορούν να αγνοηθούν. Υποτίθεται ότι το jet παραμένει ρελατιβιστικό. Τα ίδια πιθανόν ισχύουν και για τον 3C 310, o οποίος όμως δεν είναι τόσο ισχυρός όσο ο Hercules A. Στην ίδια μελέτη αναφέρεται ότι εκτός από τους Radio-loud AGNs που εμφανίζουν πανίσχυρα jets, είναι πιθανόν ότι και οι Radio-quiet (αυτοί που έχουν μικρά jets κλίμακας pc), μπορούν επίσης να είναι πηγές UHECRs στην περίπτωση ύπαρξης βαρέων πυρήνων. Η Εικόνα 5.3 (από το Spitzer Space Telescope) αναφέρεται σε δύο χαρακτηριστικούς για τη σχέση τους με την παραγωγή UHECRs ενεργούς γαλαξίες. Αριστερά είναι ο Centaurus A (απόσταση περίπου ly) και δεξιά ο Hercules A. 16 VLBI = Very Long Baseline Interferometry

73 72 Εικόνα 5.3: Δύο πιθανές πηγές των UHECRs. Οι πυρήνες τους είναι στο ορατό, ενώ τα jets απεικονίζονται στα ραδιοκύματα. Στην αριστερή εικόνα είναι ο Centaurus A (apod.nasa.gov) και στη δεξιά ο Hercules A (heritage.stsci.edu). Κάποιες άλλες μελέτες προσανατολίζονται στη σχέση που μπορεί να υπάρχει ανάμεσα στις UHECRs και σε Radio-loud AGNs σχετικά μικρής ηλικίας. Στο άρθρο των Takami & Horiuchi (2011) αναφέρεται ότι έγιναν παρατηρήσεις σε αρκετούς ``νεαρούς`` Radio-loud γαλαξίες, οι οποίοι παρουσιάζουν συμπαγή συμμετρικά jets μικρού μεγέθους (< 1Kpc) και είναι μορφολογικά παρόμοιοι με τους AGNs μεγάλης κλίμακας. Οι γαλαξίες αυτοί φέρουν την ονομασία Compact Symmetric Objects CSOs. Οι δύο Ιάπωνες επιστήμονες δηλώνουν ότι τα CSOs είναι πιθανές πηγές των UHECRs, καθώς μπορούν να επιταχύνουν πρωτόνια σε ενέργειες της τάξης των ev στα hot spots, με μηχανισμό τύπου Fermi. Το μαγνητικό πεδίο που απαιτείται, θεωρείται συμβατό με τη συνθήκη ελάχιστης ενέργειας. Αναφέρεται επίσης στις προηγούμενες μελέτες, ότι τα πρωτόνια δεν έχουν σημαντικές απώλειες ενέργειας ανάμεσα στα πεδία ακτινοβολίας και επομένως μπορούν να διαφύγουν από τον κώνο του jet. Η αριθμητική πυκνότητα των CSOs φαίνεται όμως ότι είναι μικρή και σύμφωνα με την έρευνα δεν επαρκεί για να καλύψει την συνολικά παρατηρούμενη ροή των UHECRs, αντιπροσωπεύοντας ουσιαστικά ένα πολύ μικρό ποσοστό. Στην περίπτωση βαρέων πυρήνων, περισσότερα CSOs θα μπορούν να πετύχουν θεωρητικά πολύ υψηλές ενέργειες, αλλά τίθεται το ζήτημα της πολύ δύσκολης διαφυγής των πυρήνων από τον κώνο. Η ταυτοποίηση των πηγών UHECRs αποτελεί ένα από τα μεγαλύτερα ζητούμενα στην Αστροφυσική. Τα γεγονότα αφίξεων των UHECRs είναι πολύ σπάνια. Είναι επίσης γνωστό ότι οι CRs γενικά εκτρέπονται από τα γαλαξιακά ή εξωγαλαξιακά μαγνητικά πεδία, με αποτέλεσμα οι διευθύνσεις αφίξεων να μην `δείχνουν` την πηγή προέλευσης. Το όριο αποκοπής (GZK cutoff), που οφείλεται στην απώλεια ενέργειας λόγω αλληλεπίδρασης των UHECRs με την ακτινοβολία μικροκυμάτων CMB, είναι η αιτία για την απότομη πτώση (steepening) της ροής των UHECRs, που εμφανίζεται στο φάσμα των CRs μετά την τιμή ev (Berezhko 2008). To γεγονός αυτό αποτελεί συγχρόνως και ισχυρή ένδειξη ότι η προέλευση των UHECRs είναι εξωγαλαξιακή. Τα πολύ ενεργητικά σωματίδια (EECRs) με ενέργειες πάνω από το όριο GZK

74 73 φαίνεται ότι εκτρέπονται πιο δύσκολα από τα μαγνητικά πεδία, και καθώς έχουν διανύσει αποστάσεις της τάξης των 100 Mpc, είναι πιθανόν σε συνδυασμό με στατιστικά δεδομένα να οδηγήσουν σε κάποιες υποθέσεις ή συμπεράσματα σε σχέση με την προέλευση των UHECRs. Κάποιες στατιστικές έρευνες όπως (π.χ. Τerrano, Zaw & Farrar 2012), έχουν πραγματοποιηθεί με σκοπό να αναδείξουν τη σχέση ανάμεσα στις UHECRs και τους AGNs, συνδυάζοντας τη βάση δεδομένων του καταλόγου Veron-Setty ( με γεγονότα αφίξεων των UHECRs που έχουν παρατηρηθεί. Ο κατάλογος Veron-Setty περιέχει μία μεγάλη λίστα από πιθανούς υποψήφιους ενεργούς γαλαξίες και συνεχώς ανανεώνεται. Η λίστα δίδεται σε μορφή, όπου αναφέρεται η θέση, το redshift και όπου είναι δυνατόν η πυκνότητα ροής για τον κάθε ενεργό γαλαξία. Στην έρευνα των Terrano, Zaw & Farrar (2012) αναφέρεται ότι έγιναν παρατηρήσεις με το Chandra X-ray Observatory αρχικά σε 21 πιθανούς AGNs από τον κατάλογο Veron-Setty, που σύμφωνα με τα δεδομένα του PAO σχετίζονται με γεγονότα αφίξεων των UHECRs. Οι ερευνητές αναφέρουν ότι σύμφωνα με τις παρατηρήσεις που έγιναν για δύο σετ δεδομένων, από τα 69 συνολικά δημοσιευμένα γεγονότα UHECRs, μόνο τα 2 συσχετίζονται με AGNs (IC5135 και IC4329a), οι οποίοι είναι ισχυρότατοι και μπορούν να επιταχύνουν πρωτόνια σε αυτές τις ενέργειες. Γίνεται επίσης η υπόθεση ότι περίπου το 45% των πηγών UHECRs με ενέργειες πάνω από 60 EeV βρίσκονται σε redshift z < Εκτιμάται ότι περίπου οι μισοί από αυτούς είναι ασθενείς AGNs, που έχουν περάσει από κάποιο μεταβατικό στάδιο μεγάλης λαμπρότητας, κατά τη διάρκεια του οποίου εξέπεμψαν UHECRs. 5.3 Starbursts και Κοσμικές Ακτίνες H σχέση ανάμεσα στους γαλαξίες Starbursts και τις CRs εξετάζεται σε πολλές έρευνες με βάση την ανίχνευση υψηλής ενέργειας ακτίνων γ, που προέρχεται από γνωστούς κοντινούς γαλαξίες. Χαρακτηριστικοί Starbursts που βρίσκονται κοντά μας είναι ο M 82 και ο NGC 253, οι οποίοι βρίσκονται σε αποστάσεις περίπου Mpc. Στους Starbursts η πυκνότητα των CRs είναι ενισχυμένη λόγω του μεγάλου ρυθμού εκρήξεων supernova και της παρουσίας ισχυρών αστρικών ανέμων (Bykov 2001). Ακτίνες γ μπορούν να παραχθούν εξ αιτίας της αλληλεπίδρασης των ρελατιβιστικών πρωτονίων με το ISM. Αυτή η αλληλεπίδραση παράγει αρχικά ουδέτερα πιόνια π 0, τα οποία πολύ γρήγορα διασπώνται σε ακτίνες γ. Οι τελευταίες μπορούν επίσης να παραχθούν και με λεπτονικές διαδικασίες, (φαινόμενο inverse Compton (Βλ. Παράρτημα Γ.3), που συμβαίνει εξαιτίας της αλληλεπίδρασης των ηλεκτρονίων με τα φωτόνια του πεδίου του μακρινού υπερύθρου (FIR). Ενας τρίτος τρόπος παραγωγής ακτίνων γ είναι μέσω του ρελατιβιστικού bremsstrahlung, που συμβαίνει στον περιβάλλοντα χώρο του αερίου (Paglione et al. 1996). Το CANGAROO gamma-ray Observatory είχε ανακοινώσει την ανίχνευση ακτίνων γ με ενέργειες της τάξης των TeV, που προέρχονται από τον γαλαξία NGC 253 (Itoh et al. 2003). Mε

75 74 βάση αυτό το δεδομένο, οι Romero & Torres (2003) επιχειρούν να δείξουν ότι είναι δυνατό μέσα από αδρονικές αλληλεπιδράσεις που συμβαίνουν κοντά στον πυρήνα του NGC 253, να παραχθούν ακτίνες γ με ενέργειες αυτής της τάξης. Ο μεγάλος αστρικός πληθυσμός σε συνδυασμό με τα supernova και τους αστρικούς ανέμους που υπάρχουν κοντά στον πυρήνα του Starburst, αποτελούν ισχυρούς παράγοντες ενίσχυσης των CRs στις κεντρικές περιοχές και παρέχουν ένα καλό σενάριο για την παραγωγή ακτίνων γ. Υποτίθεται ότι τα πρωτόνια επιταχύνονται σε ρελατιβιστικές ταχύτητες με τη βοήθεια πολλαπλών shock waves μέσα στον αστρικό άνεμο και αλληλεπιδρούν με το ISM. Οι δύο ερευνητές υποστηρίζουν ότι το πυκνό ISM μέσα στο οποίο παράγονται οι ακτίνες γ είναι διαφανές ως προς τη διάδοση τους και έτσι αυτές μπορούν να διαφύγουν. Το οπτικό πάχος είναι τ ~ nσr, όπου n η αριθμητική πυκνότητα φωτονίων, σ η ενεργός διατομή φωτονίου - φωτονίου και R η απόσταση που το φωτόνιο πρέπει να διανύσει ώστε να διαφύγει από την περιοχή του αστρικού ανέμου. Με τυπικές τιμές R ~ cm, σ ~ cm 2 και n ~ cm -3, η τιμή που τελικά προκύπτει είναι τ ~ , η οποία θεωρείται μικρή για να συγκρατήσει τα παραγόμενα φωτόνια ενέργειας TeV μέσα στην περιοχή του αστρικού ανέμου. Εφ` όσον τα φωτόνια δραπετεύουν από αυτή την περιοχή, θα πρέπει στη συνέχεια να εγκαταλείψουν τον γαλαξία και να φτάσουν στη Γη. Το FIR πεδίο του γαλαξία εκτιμάται ότι έχει μία μέση τιμή n ~ 200 cm -3 και επίσης τα φωτόνια θα πρέπει να διανύσουν μία απόσταση R ~ 100 pc για να εγκαταλείψουν την ενεργό περιοχή του γαλαξία. Με αντικατάσταση στην προηγούμενη εξίσωση του οπτικού πάχους το αποτέλεσμα είναι ~ , η οποία είναι επίσης μία πολύ μικρή τιμή και έτσι τα φωτόνια διαφεύγουν από τον Starburst. Η Στην Εικόνα 5.4 παρουσιάζεται ο NGC 253 στο ορατό. Εικόνα 5.4: Ο γαλαξίας Starburst NGC 253 (Sculptor Galaxy) στο οπτικό μέρος του φάσματος, από το Danish ESO Telescope (en.wikipedia.org). Οι ακτίνες γ απορροφώνται στη ατμόσφαιρα της Γης και δημιουργούν ένα μικρής διάρκειας shower σωματιδίων. Τα τηλεσκόπια Cherenkov ανιχνεύουν τα φλάς του φωτός που εκπέμπουν αυτά τα σωματίδια, χρησιμοποιώντας εξαιρετικά ευαίσθητες κάμερες. Οι εικόνες που

76 75 παράγονται χρησιμοποιούνται για τον καθορισμό της διεύθυνσης άφιξης και της ενέργειας των ακτίνων γ. Στο δημοσιευμένο άρθρο των Ong et al. (2009) αναφέρεται ότι ανακαλύφθηκαν πολύ υψηλής ενέργειας ακτίνες γ, που προέρχονται από τον γαλαξία Starburst M 82 (βλ Εικόνα 3.1). Στις κεντρικές περιοχές του M 82 o ρυθμός σχηματισμού άστρων εκτιμάται ότι είναι τουλάχιστον 10 φορές μεγαλύτερος από ότι σε έναν normal γαλαξία όπως ο Milky Way. Οι CRs που παράγονται κατά τη διάρκεια της γένεσης, της ζωής και του θανάτου των άστρων μεγάλης μάζας, αλληλεπιδρούν με το ISM και με τα πεδία ακτινοβολίας. Από τη δράση αυτή παράγονται ακτίνες γ πολύ υψηλής ενέργειας (VHE). Διατυπώνεται η άποψη ότι λόγω της ασυνήθους υψηλής πυκνότητας CRs και αερίου, ο M 82 αναμένεται να είναι από τις πιο ισχυρές πηγές των VHE ακτίνων γ. Σημειώνεται επίσης ότι πριν το 2009, οι 25 εξωγαλαξιακές πηγές των VHE ακτίνων γ ήταν σύμφωνα με το VERITAS συσχετισμένες όλες με AGNs, που παίρνουν ισχύ από τη συσσώρευση ύλης στο δίσκο γύρω από τη SMBH. Η πυκνότητα ενέργειας των CRs στον πυρήνα του M 82 μπορεί να εκτιμηθεί βάσει της ροής των ακτίνων γ και υπολογίζεται στα 250 evcm -3 (Karlsson 2009). Η τιμή αυτή είναι περίπου 500 φορές μεγαλύτερη από τη μέση τιμή στον Milky Way. Ο ερευνητής αναφέρει ότι λόγω των ποικίλων μηχανισμών απώλειας ενέργειας, όπως η αδιαβατική ψύξη μέσα στους αστρικούς ανέμους και η αλληλεπίδραση με το ISM, o χρόνος ζωής των CRs μέσα στον M 82 είναι περίπου 1 Myr. Ο αντίστοιχος χρόνος στον Milky Way είναι 30 φορές μεγαλύτερος. Προκειμένου να διατηρηθεί το ίδιο επίπεδο ενέργειας στις CRs, πρέπει η ισχύς τους στoν Μ 82 να είναι 30 φορές μεγαλύτερη. Λαμβάνοντας υπόψιν ότι ο ρυθμός supernova στην Starburst περιοχή του Μ 82 είναι περίπου 30 φορές μεγαλύτερος από τον αντίστοιχο ρυθμό στον Milky Way, τότε θα πρέπει να υπάρχει κάποια συσχέτιση ανάμεσα στην επιτάχυνση και τον αριθμό των πολύ μαζικών άστρων του Starburst. Στην παρατηρούμενη εκπομπή των VHE ακτίνων γ φαίνεται ότι συνεισφέρουν και αδρονικές (πρωτόνια και βαριά ιόντα), αλλά και λεπτονικές (ηλεκτρόνια και ποζιτρόνια) διαδικασίες αλληλεπίδρασης. Η αδρονική αλληλεπίδραση στο ISM δημιουργεί πιόνια από τα οποία τα π ο διασπώνται σε φωτόνια, όπως ήδη έχει λεχθεί (βλ. υποενότητα 4.1.2), ενώ τα φορτισμένα πιόνια διασπώνται σε μιόνια και νετρίνα. Τα μιόνια διασπώνται επίσης σε περισσότερα νετρίνα, ηλεκτρόνια και ποζιτρόνια. Τα τελευταία λόγω της παρουσίας του μαγνητικού πεδίου εκπέμπουν ακτινοβολία synchrotron στην περιοχή των ραδιοκυμάτων ή του υπερύθρου. Σαν εναλλακτικό σενάριο αναφέρεται ότι η εκπομπή ραδιοκυμάτων μπορεί να προέρχεται από πρωτεύοντα ηλεκτρόνια που επιταχύνονται μέσα στην περιοχή Starburst. Είναι επίσης πιθανόν τα επιταχυνόμενα ηλεκτρόνια να αλληλεπιδρούν με τα πεδία ακτινοβολίας, προσδίδοντας ενέργεια στα φωτόνια (inverse Compton), με αποτέλεσμα την εκπομπή των Starbursts στην περιοχή των σκληρών ακτίνων Χ. H Εικόνα 5.5 δείχνει το ενεργειακό φάσμα των ακτίνων γ σαν συνάρτηση της ενέργειας Ε των φωτονίων για τον Μ 82, σε σχέση με τα δεδομένα του VERITAS. N είναι ο αριθμός φωτονίων.

77 76 Εικόνα 5.5: Το ενεργειακό φάσμα ακτίνων γ για τον Μ 82. Τα σημεία του VERITAS είναι πάνω στην παχιά γκρίζα γραμμή και ακολουθούν τον νόμο dn/de ~ όπου γ ~ 2.5. Οι εστιγμένες γραμμές δείχνουν τις συνεισφορές λόγω inverse Compton (IC), bremsstrahlung και επίσης λόγω διάσπασης των ουδετέρων πιονίων. Η λεπτή μαύρη γραμμή δείχνει τη θεωρητική πρόβλεψη της συνολικής εκπομπής, βασιζόμενη στις προηγούμενες τρεις συνιστώσες (Karlsson 2009). Πολλές θεωρητικές μελέτες για τους Starbursts επικεντρώνονται στη λεγόμενη συσχέτιση FIR Radio (Voelk 1989 ; Lacki et al. 2010). Η σχέση αυτή καθορίζει το πώς οι CRs χάνουν ενέργεια, όταν αντιδρούν με το ISM και οδηγεί σε άλλη σχέση ανάμεσα στην πυκνότητα των CRs και τον ρυθμό σχηματισμού άστρων. Επίσης, βάσει αυτής της σχέσης, υποστηρίζεται από τους περισσότερους η ιδέα ότι οι CRs χάνουν ένα σημαντικό ποσό ενέργειας για τον ιονισμό και τη θέρμανση του μοριακού αερίου. Η ενισχυμένη πυκνότητα των CRs στους Starbursts μπορεί τελικά να αλλάξει τις συνθήκες σχηματισμού άστρων αρχικά σε περιορισμένη περιοχή και κατόπιν σε γαλαξιακή κλίμακα. Η FIR Radio είναι μία εμπειρική σχέση που αναφέρεται σε Starbursts, η οποία δείχνει μία γραμμική εξάρτηση ανάμεσα στην FIR ακτινοβολία και στη ραδιοεκπομπή σε GHz. (Bell 2003). Η Εικόνα 5.6 εκφράζει αυτή τη σχέση από τη μελέτη δείγματος 20 γαλαξιών, που έχουν το χαρακτηριστικό ότι εμφανίζουν μεγάλους ρυθμούς δημιουργίας νέων άστρων (Starbursts), εκτός από ένα ``outlier`` σημείο στο επάνω δεξιά μέρος της εικόνας, που δεν φαίνεται να ακολουθεί τη σχέση.

78 77 Εικόνα 5.6: Φαίνεται η γραμμικότητα της σχέσης FIR-Radio που προκύπτει για το δείγμα των 20 γαλαξιών σε λογαριθμικούς άξονες. Το σημείο επάνω δεξιά δεν βρίσκεται κοντά στη γραμμή, διότι πρόκειται για AGN (Garret 2002). Τα πολύ μαζικά άστρα εκπέμπουν υπεριώδη ακτινοβολία (UV), η οποία απορροφάται από τη σκόνη και επανεκπέμπεται στο υπέρυθρο σαν FIR, ενώ η ραδιοεκπομπή είναι ακτινοβολία synchrotron που προέρχεται από σχετικιστικά ηλεκτρόνια που αλληλεπιδρούν με το γαλαξιακό μαγνητικό πεδίο. Η πιο απλή εικόνα της σχέσης FIR Radio ονομάζεται `electron calorimetry` (Voelk 1989), σύμφωνα με την οποία τα ηλεκτρόνια χάνουν ένα σταθερό κλάσμα της ενέργειας τους υπό μορφή synchrotron. O ρυθμός σχηματισμού άστρων είναι ανάλογος με τον αριθμό των μαζικών άστρων, αλλά και με τον αριθμό των supernova. Με τον αριθμό των μαζικών άστρων να καθορίζει την υπέρυθρη ακτινοβολία που εκπέμπεται και τα supernova να καθορίζουν την ακτινοβολία synchrotron, προβάλλει η γραμμικότητα της σχέσης FIR Radio. Η `electron calorimetry` προϋποθέτει ότι ο μηχανισμός απώλειας ενέργειας για τα ηλεκτρόνια υπό μορφή synchrotron είναι ο κυρίαρχος. Όμως στους μεγάλους Starbursts με τα πολύ πυκνά πεδία ακτινοβολίας τα ηλεκτρόνια θα χάνουν ενέργεια και λόγω φαινομένου inverse Compton. Αν θεωρηθεί ότι η πυκνότητα ενέργειας του μαγνητικού πεδίου είναι περίπου ίδια με την πυκνότητα ενέργειας του πεδίου ακτινοβολίας, τότε μπορεί να ειπωθεί ότι η electron calorimetry διατηρείται (Lisenfeld, Voelk & Xu 1996). Ενας άλλος παράγοντας απώλειας ενέργειας των ηλεκτρονίων στους Starbursts είναι μέσω του μηχανισμού bremsstrahlung, όπου τα ηλεκτρόνια επιβραδύνονται χάνοντας ενέργεια, όταν αλληλεπιδρούν με άλλα φορτισμένα σωμάτια. Η σχέση FIR Radio μπορεί να διατηρηθεί με μία διαδικασία, η οποία αυξάνει την εκπομπή synchrotron κατά τον ίδιο ρυθμό που συμβαίνει απώλεια ενέργειας λόγω bremsstrahlung (Lacki et al. 2011). Η εικόνα αυτή ονομάζεται `proton

79 78 calorimetry`. Τα πρωτόνια των CRs αλληλεπιδρούν με τους πυρήνες του αερίου δημιουργώντας ουδέτερα και φορτισμένα πιόνια, τα οποία διασπώνται σε παράγωγα που περιλαμβάνουν δευτερογενή ηλεκτρόνια και ποζιτρόνια. Τα δευτερογενή ηλεκτρόνια αυξάνουν το ποσό της ακτινοβολίας synchrotron. Τα SNRs επιταχύνουν πολύ περισσότερα πρωτόνια από ότι ηλεκτρόνια. Η απώλεια ενέργειας λόγω του μηχανισμού synchrotron είναι μικρότερη από αυτή λόγω bremsstrahlung, αλλά η συνεχής παραγωγή πιονίων παρέχει διαρκώς δευτερογενή ηλεκτρόνια, τα οποία εκπέμπουν synchrotron σε συνδυασμό με τα πρωτεύοντα ηλεκτρόνια των supernova. Κατά τον τρόπο αυτό η συνεισφορά λόγω synchrotron αυξάνει ανάλογα με τις απώλειες λόγω bremsstrahlung. Η υπόθεση του `proton calorimetry` συνεπάγεται ότι οι CRs ασκούν μεγάλη επίδραση στη θερμική κατάσταση, αλλά και στην κατάσταση ιονισμού του αερίου, το οποίο είναι υπεύθυνο για το σχηματισμό άστρων στους Starbursts. Οι CRs μπορούν να θερμάνουν, να ιονίσουν και να αυξήσουν τη μάζα Jeans (Βλ. Παράρτημα Γ.4). Αυτές οι αλλαγές στις αρχικές συνθήκες έχουν επιπτώσεις στην εξέλιξη των γαλαξιών Starbursts. Η Εικόνα 5.7 είναι μία χαρακτηριστική σχηματική αναπαράσταση που δείχνει την αποκατάσταση της ισορροπίας στη σχέση FIR-Radio ακτινοβολίας. Οι απώλειες ενέργειας εξαιτίας bremsstrahlung, inverse Compton και ιονισμού, εξισορροπούνται από τη συνεισφορά δευτερογενών ηλεκτρονίων στην ακτινοβολία synchrotron. Εικόνα 5.7: Αποκατάσταση της ισορροπίας FIR-Radio ( ) 5.4 Διάδοση των Κοσμικών Ακτίνων Το ενεργειακό φάσμα των CRs στην περιοχή των UHECRs εμφανίζει απότομη κλίση (steepening), λόγω της πολύ χαμηλής ροής σωματιδίων με ενέργειες πάνω από ev. Με την

80 79 υπόθεση ότι οι UHECRs έχουν εξωγαλαξιακή προέλευση, πολλές έρευνες είναι προσανατολισμένες στη μελέτη διαδικασιών, οι οποίες σχετίζονται με παράγοντες που επηρεάζουν τη διάδοση των UHECRs στο σύμπαν. Οι παράγοντες αυτοί είναι η κοσμική ακτινοβολία μικροκυμάτων (Cosmic Microwave Background CMB) και τα κοσμικά μαγνητικά πεδία Κοσμική Μικροκυματική Ακτινοβολία Η ανακάλυψη της CMB έγινε το 1965 από τους Wilson και Penzias. Πρόκειται για το απομεινάρι (remnant) του big bang όταν το σύμπαν ήταν πολύ θερμό, το οποίο διαστελλόμενο άρχισε να ψύχεται μέχρι τη σημερινή κατάσταση. Με βάση αυτή την ανακάλυψη, έγινε η υπόθεση (Greisen 1966 ; Zatsepin & Kuzmin 1966), ότι το ενεργειακό φάσμα των CRs θα μπορούσε να τελειώνει σε μία ενέργεια κάτω από τα ev (κοντά στα ev = GZK), που θα ήταν ένα όριο αποκοπής της ροής των UHECRs. Αυτό σημαίνει ότι ακόμα και αν τα σωματίδια επιταχύνονται κοντά στις πηγές τους σε υψηλότερες ενέργειες, εξαιτίας της αλληλεπίδρασης με τη CMB, χάνουν ενέργεια και δεν είναι ικανά να συνεχίσουν να διαδίδονται μέχρις εμάς. Στο άρθρο ``End to the cosmic ray spectrum`` (Greisen 1966), με βάση τη θερμοκρασία 3 0 Κ της CMB, υπολογίζεται η απόσταση κατά την οποία υπάρχουν απώλειες ενέργειας για πρωτόνια των ev και βρίσκεται ότι είναι περίπου 13 Mpc. Οι απώλειες αυτές οφείλονται στην αλληλεπίδραση με τη CMB και τη επακόλουθη παραγωγή φωτονίων (photoproduction). Στο ίδιο άρθρο ο Greisen επισημαίνει ότι πρωτόνια χαμηλότερης ενέργειας παράγουν ζεύγη e +,e - και αυτή η διαδικασία εμφανίζει μέγιστο κοντά στα ev. H ύπαρξη της CMB αποτελεί την ισχυρότερη ένδειξη για το ότι το big bang θα πρέπει να συνέβη, καθώς και οι σχετιζόμενες διαδικασίες της νουκλεοσύνθεσης. Είναι δεδομένο ότι το φάσμα της CMB αντιστοιχεί στο φάσμα μέλανος σώματος, θερμοκρασίας περίπου Κ. Καλύτερη εκτίμηση της θερμοκρασίας την τοποθετεί στα όρια ± ( Η αριθμητική πυκνότητα είναι 411 cm -3, η ολική πυκνότητα ενέργειας είναι 0.26 ev cm -3 και η μέση ενέργεια των φωτονίων είναι ev (Stanev 2010). Η CMB θεωρείται ισοτροπική ακτινοβολία, ενώ σημειώνεται ότι λόγω της διαστολής του σύμπαντος, η θερμοκρασία της αυξάνεται με το z ανάλογα με (1+ z). H αριθμητική πυκνότητα αυξάνει ανάλογα με (1 + z) 3, ενώ η ολκή πυκνότητα ενέργειας αυξάνει με (1 + z) 4. Η διαδικασία photoproduction συντελείται βάσει της αντίδρασης p + γ CMB p + π 0. Τα ουδέτερα πιόνια διασπώνται πολύ γρήγορα σε φωτόνια. Το κατώφλι ενέργειας για ένα πρωτόνιο που αλληλεπιδρά με ένα φωτόνιο ώστε να παραχθεί ένα ουδέτερο πιόνιο, μπορεί να βρεθεί με βάση τη σχέση (Stanev 2010): s = m p 2 + 2E p ε (1 β p cosθ) (1) όπου: s είναι το τετράγωνο της ενέργειας του κέντρου μάζας, Ε p η ζητούμενη ενέργεια του πρωτονίου, ε η μέση ενέργεια του φωτονίου της CMB, β p = υ p /c και θ είναι η γωνία αλληλεπίδρασης.

81 80 Θεωρώντας ότι η σύγκρουση είναι face to face, τότε θα είναι cosθ = -1. Επίσης στις πολύ μεγάλες ενέργειες γίνεται και η προσέγγιση β p ~ 1, οπότε η σχέση (1) παίρνει τη μορφή: s = m p 2 + 4E p ε (2) Η ενέργεια κέντρου μάζας πρέπει να ισούται με το άθροισμα των μαζών του πρωτονίου και του πιονίου. Επομένως η (2) θα γίνει: (m p + ) 2 = m p 2 + 4E p ε Ε p = (2m p + ) ~ ev Εκτιμάται ότι οι αλληλεπιδράσεις photoproduction μπορούν να συμβούν με κατώφλι ενέργειας τα (7-8) ev. Σε εργαστηριακά πειράματα μπορεί να γίνει η αντίστροφη διαδικασία, κατά την οποία τα πρωτόνια χρησιμοποιούνται σαν στόχοι και πλήττονται από φωτόνια υψηλής ενέργειας. Σκοπός είναι να μετρηθεί η ολική ενεργός διατομή αυτών των αλληλεπιδράσεων, διότι βγαίνουν συμπεράσματα και για την κανονική διαδικασία. Στην ολική ενεργό διατομή συνεισφέρουν και άλλοι παράγοντες όπως η περίθλαση (diffraction). Στο διάγραμμα της Εικόνας 5.8 φαίνεται η εξάρτηση της ολικής ενεργού διατομής σε μbarn 17 από την ενέργεια ε των φωτονίων. Εικόνα 5.8: Η ολική ενεργός διατομή σαν συνάρτηση της ενέργειας των φωτονίων. Το μέγιστο της ολικής ενεργού διατομής αντιστοιχεί σε ενέργεια 0.34 GeV, ενώ δείχνει να παραμένει σχεδόν σταθερή για ενέργειες πάνω από 10 GeV (Stanev 2010). 17 barn είναι πολύ μικρή μονάδα επιφάνειας. 1barn = m 2.