ΑΣΤΡΟΣΩΜΑΤΙΔΙΑΚΗ ΦΥΣΙΚΗ

Transcript

1 Ακτίνες γάμμα από γαλαξιακές και εξωγαλαξιακές πηγές 1 ΑΣΤΡΟΣΩΜΑΤΙΔΙΑΚΗ ΦΥΣΙΚΗ Ακτίνες γάμμα από γαλαξιακές και εξωγαλαξιακές πηγές Μελλοντική μελέτη από το CTA Ατρείδης Γιώργος Αριστοτέλειο Πανεπιστήμιο Θεσσαλονίκης Περίληψη Οι ακτίνες γάμμα που φτάνουν στη Γη προέρχονται από διάφορες πηγές που βρίσκονται στον Γαλαξία μας ή σε άλλους Γαλαξίες. Οι θεωρίες για την προέλευση των ακτίνων αυτών αναφέρουν διάφορες γαλαξιακές και εξωγαλαξιακές πηγές ακτίνων γάμμα, μεταξύ των οποίων είναι τα κέντρα των ενεργών γαλαξιών (Active Galactic Nuclei), οι εκρήξεις ακτίνων γάμμα (Gamma-ray bursts), τα νεφελώματα του ανέμου των pulsar (Pulsar wind nebulae), το κέντρο του γαλαξία (The galactic centre region), microquasars και δυαδικά συστήματα ακτίνων X (X-ray binaries), συμπλέγματα αστέρων και γαλαξίες με μεγάλες αστρικές εκρήξεις (Stellar clusters, Star formation, and Starburst galaxies), αστέρες νετρονίων (Pulsars), συμπλέγματα γαλαξιών (Galaxy clusters), σκοτεινή ύλη και σκοτεινή ενέργεια (Dark matter, Dark energy). Κάποιες θεωρίες έχουν επιβεβαιωθεί πειραματικά ενώ κάποιες άλλες όχι. Πολλά πειράματα που υπάρχουν σήμερα, όπως το H.E.S.S., το MAGIC, το VERITAS, το CANGAROO και άλλα, δίνουν πληροφορίες και εξάγουν συμπεράσματα. για τις κοσμικές ακτίνες γάμμα που φτάνουν στην Γη. Ένα νέο πείραμα, το CTA πιστεύεται ότι θα συλλέξει πληροφορίες με μεγαλύτερη ανάλυση και θα δώσει δεδομένα που θα βοηθήσουν να δοθούν απαντήσεις σε πολλά θεωρητικά ερωτήματα. 1. Παρατήρηση των ακτίνων γάμμα Ακτίνες γάμμα με ενέργειες από GeV σε TeV δεν μπορούν να προκύψουν με θερμική εκπομπή από ουράνια αντικείμενα πολύ υψηλής θερμοκρασίας. Η ενέργεια της θερμικής ακτινοβολίας αντανακλά τη θερμοκρασία του σώματος και εκτός από το Big Bang δεν υπάρχει τίποτα τόσο θερμό στο γνωστό σύμπαν που να μπορεί να εκπέμψει αυτές τις ακτίνες γάμμα. Αντιθέτως διαπιστώνουμε ότι οι ακτίνες γάμμα υψηλής ενέργειας διερευνούν ένα μη - θερμικό σύμπαν όπου άλλοι μηχανισμοί επιτρέπουν την συγκέντρωση μεγάλων ποσοτήτων ενέργειας σε ένα και μοναδικό κβάντο ενέργειας. Οι ακτίνες γάμμα μπορούν να δημιουργηθούν όταν σχετικιστικά σωματίδια (τα οποία επιταχύνονται για παράδειγμα στα γιγαντιαία shock waves κατά τις εκρήξεις των αστεριών) συγκρούονται με τα αέρια του περιβάλλοντος ή αλληλεπιδρούν με φωτόνια και μαγνητικά πεδία. Η ροή και το ενεργειακό φάσμα των ακτίνων γάμμα αντανακλά τη ροή και το φάσμα των σωματιδίων υψηλής ενέργειας. Μπορούν επομένως να χρησιμοποιηθούν για να εντοπίσουν αυτές τις κοσμικές ακτίνες και τα ηλεκτρόνια σε απομακρυσμένες περιοχές του γαλαξία μας, ακόμη και σε άλλους γαλαξίες. Υψηλής ενέργειας ακτίνες γάμμα μπορούν επίσης να παραχθούν από διασπάσεις βαρέων σωματιδίων όπως τα υποθετικά σωματίδια της σκοτεινής ύλης ή οι κοσμικές χορδές, τα οποία μπορεί να είναι υπολείμματα του Big Bang. Κατά συνέπεια οι ακτίνες γάμμα ανοίγουν ένα παράθυρο για την ανακάλυψη της φύσης και των συστατικών της σκοτεινής ύλης. Οι ακτίνες γάμμα υψηλής ενέργειας, διαδίδονται ανεπηρέαστες από τα μαγνητικά πεδία και μπορούν να χρησιμοποιηθούν για τον εντοπισμό των πληθυσμών των σωματιδίων υψηλής ενέργειας σε απομακρυσμένες περιοχές του δικού μας ή άλλων γαλαξιών. Αντίθετα, οι κοσμικές ακτίνες φορτισμένων σωματιδίων που φθάνουν στη Γη, καθώς ελίσσονται στα διαστρικά μαγνητικά πεδία, έχουν χάσει όλες της πληροφορίες της κατεύθυνσής τους και δεν μπορούν να χρησιμοποιηθούν για τον εντοπισμό των πηγών τους, εκτός ίσως από τις κοσμικές ακτίνες με τεράστια ενέργεια, πάνω από ev. Ωστόσο πληθυσμοί σωματιδίων με τέτοιες ενέργειες αποτελούν μια σημαντική πτυχή της δυναμικής των γαλαξιών. Συνήθως το ενεργειακό περιεχόμενο των κοσμικών ακτί-

2 2 Αστροσωματιδιακή φυσική νων ισούται με τις ενέργειες των μαγνητικών πεδίων ή της θερμικής εκπομπής. Η πίεση που παράγεται από σωματίδια υψηλής ενέργειας κατευθύνει τις γαλαξιακές εκροές και βοηθά στην εξισορρόπηση της βαρυτικής κατάρρευσης των γαλαξιακών δίσκων. Η αστρονομία με ακτίνες γάμμα υψηλής ενέργειας είναι μέχρι στιγμής ο μόνος τρόπος να διερευνήσουμε άμεσα και να κατανοήσουμε τους τρόπους επιτάχυνσης των σωματιδίων αυτών. Σε συνδυασμό με τις μελέτες της ακτινοβολίας σύγχροτρον, που προκύπτει από σχετικιστικά ηλεκτρόνια που κινούνται σε μαγνητικό πεδίο, προκαλώντας μη - θερμική εκπομπή ραδιοκυμάτων και ακτίνων Χ. 2. Μια πρώτη ματιά στις αστροφυσικές πηγές ακτίνων γάμμα Οι πρώτες εικόνες των ακτίνων γάμμα υψηλής ενέργειας του γαλαξία μας, έχουν ληφθεί τα τελευταία χρόνια. Αυτές αποκαλύπτουν μια αλυσίδα από εκπομπούς ακτίνων γάμμα που βρίσκονται κατά μήκος [1] του γαλαξιακού ισημερινού (εικόνα 1), αποδεικνύοντας ότι πηγές εκπομπής ακτινοβολίας υψηλής ενέργειας βρίσκονται διάσπαρτες στον γαλαξία μας. τέτοιες ενέργειες είναι δυαδικά συστήματα (binary systems), στα οποία μια μαύρη τρύπα ή ένας pulsar και ένας αστέρας πολύ μεγάλης μάζας περιφέρονται γύρω από το κοινό κέντρο μάζας. Κατά μήκος της ελλειπτικής τροχιάς, οι συνθήκες για την επιτάχυνση των σωματιδίων διαφέρουν και ως εκ τούτου η ένταση της ακτινοβολίας είναι διαμορφωμένη με την περίοδο της τροχιάς. Τα συστήματα αυτά έχουν ιδιαίτερο ενδιαφέρον, με την έννοια ότι επιτρέπουν τη μελέτη, για το πως οι διαδικασίες της επιτάχυνσης των σωματιδίων επηρεάζονται από τις ποικίλες συνθήκες περιβάλλοντος. Μια από τις πολλές εκπλήξεις ήταν η ανακάλυψη των σκοτεινών πηγών, αντικείμενα τα οποία εκπέμπουν ακτίνες γάμμα πολύ υψηλής ενέργειας (VHE), αλλά δεν έχουν καμία προφανή αντιστοιχία με συστήματα άλλων μηκών κύματος. Με άλλα λόγια υπάρχουν αντικείμενα στον γαλαξία που είναι ανιχνεύσιμα μόνο στις ακτίνες γάμμα υψηλής ενέργειας. Πέρα από το γαλαξία μας, πολλές εξωγαλαξιακές πηγές που εκπέμπουν ακτινοβολία υψηλής ενέργειας έχουν ανακαλυφθεί να βρίσκονται σε ενεργούς γαλαξίες (active galaxies), όπου μια τεράστια μαύρη τρύπα που βρίσκεται στο κέντρο του γαλαξία τροφοδοτείται από μια σταθερή ροή αερίων και απελευθερώνει τεράστια ποσά ενέργειας. Οι ακτίνες γάμμα πιστεύεται ότι εκπέμπονται από τη γειτονιά αυτών των μαύρων τρυπών, επιτρέποντας τη μελέτη των διεργασιών που συμβαίνουν σε αυτό το βίαιο και ελάχιστα κατανοητό μέχρι σήμερα περιβάλλον. Εικόνα 1. Ο γαλαξίας όπως φαίνεται σε ακτίνες γάμμα πολύ υψηλής ενέργειας (VHE), σε τέσσερις ζώνες του γαλαξιακού γεωγραφικού μήκους. Οι πηγές αυτής της ακτινοβολίας περιλαμβάνουν shock waves από supernova όπου πιθανώς ατομικοί πυρήνες επιταχύνονται και δημιουργούν τις παρατηρούμενες ακτίνες γάμμα. Μια άλλη σημαντική κατηγορία αντικειμένων είναι τα νεφελώματα γύρω από τους pulsars, όπου γιγαντιαία περιστρεφόμενα μαγνητικά πεδία προκαλούν μια σταθερή ροή σωματιδίων υψηλής ενέργειας. Επιπλέον μερικά από τα αντικείμενα που ανακαλύφθηκαν να εκπέμπουν σε 3. Προέλευση των κοσμικών ακτίνων και επιτάχυνση Η επικρατούσα αντίληψη στην αστροφυσική υψηλών ενεργειών είναι ότι οι κοσμικές ακτίνες επιταχύνονται στα ωστικά κύματα (shock waves) [2] των εκρήξεων των supernova. Ωστόσο ενώ η επιτάχυνση των σωματιδίων σε ενέργειες πάνω από ev έχει σήμερα σαφώς αποδειχθεί με τα όργανα νέας γενιάς, δεν είναι αποδεδειγμένο ότι το μεγαλύτερο μέρος των κοσμικών ακτίνων επιταχύνεται από τους supernova. Το μεγάλο δείγμα των supernova οι οποίοι θα είναι ορατοί με το CTA [3] (σε ορισμένα σενάρια αρκετές εκατοντάδες αντικείμενα) και ειδικότερα η αυξανόμενη κάλυψη της ενέργειας σε χαμηλότερες και υψηλότερες ενέργειες, θα επιτρέψει να γίνουν ευαίσθητες δοκιμές σε μοντέλα επιτάχυνσης όπως επίσης και καλύτερος προσδιορισμός των παραμέτρων τους. Η βελτιωμένη γωνιακή ανάλυση θα συμβάλει στην διάκριση των δομών σε υπολείμματα supernova (supernova remnants) που είναι απαραίτητη για τη μελέτη της επιτάχυνσης των

3 Ακτίνες γάμμα από γαλαξιακές και εξωγαλαξιακές πηγές 3 σωματιδίων και των αλληλεπιδράσεων των σωματιδίων. Τα νεφελώματα γύρω από τους pulsars (που δημιουργούνται από εκρήξεις supernova) είναι άλλη μια πλούσια πηγή σε σωματίδια υψηλής ενέργειας, συμπεριλαμβανομένων ενδεχομένως υψηλής ενέργειας πυρήνων. Εικόνα 2. Απομεινάρια από ένα άστρο που εξερράγη πριν από χιλιάδες χρόνια και δημιούργησαν ένα αφηρημένο ουράνιο πορτρέτο, έτσι όπως το συνέλαβε το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble της NASA σαν εικόνα του νεφελώματος Pencil. Επισήμως γνωστό σαν NGC 2736 το νεφέλωμα Pencil είναι τμήμα του τεράστιου κατάλοιπου του supernova Vela που βρίσκεται στο νότιο αστερισμό Vela. Ανακαλύφθηκε από τον Sir John Herschel την δεκαετία του 1840 και η γραμμική εμφάνιση του νεφελώματος προκάλεσε το δημοφιλές όνομά του. Το σχήμα του νεφελώματος υποδηλώνει ότι είναι τμήμα του ωστικού κύματος του supernova που πρόσφατα δημιούργησε μια περιοχή με πυκνό αέριο. Είναι αυτή η αλληλεπίδραση που κάνει το νεφέλωμα να λάμπει και να εμφανίζεται σαν ένα κυματιστό φύλλο. Το φάσμα των φορτισμένων κοσμικών ακτίνων που παρατηρείται στη Γη μπορεί να περιγραφεί από έναν απλό νόμο δύναμης μέχρι την ενέργεια μερικών PeV, όπου αλλάζει ελαφρώς. Το χαρακτηριστικό αυτό ονομάζεται γόνατο. Η απουσία άλλων χαρακτηριστικών στο φάσμα δείχνει ότι, αν τα υπολείμματα των supernova (SNRs) είναι οι πηγές των γαλαξιακών κοσμικών ακτίνων, πρέπει να μπορούν να επιταχύνουν σωματίδια τουλάχιστον μέχρι το γόνατο. Για να συμβεί αυτό, η επιτάχυνση σε εκτεταμένα κρουστικά κύματα πρέπει να είναι αρκετά γρήγορη ώστε τα σωματίδια να φτάσουν σε ενέργειες της τάξης του PeV πριν ο SNR μπει στη φάση Sedov [4], όπου το κρουστικό κύμα επιβραδύνει σημαντικά. Για να επιτευχθούν οι υψηλότερες ενέργειες των κοσμικών ακτίνων και αφού η αρχική ταχύτητα επέκτασης των SNRs δεν διαφέρει πολύ από αντικείμενο σε αντικείμενο, μόνο εντονότερα μαγνητικά πεδία μπορούν να αυξήσουν τον ρυθμό επιτάχυνσης στο απαιτούμενο επίπεδο. Η ενίσχυση που απαιτείται, σε σχέση με αυτή στο διαστρικό μέσο και για μικρούς συντελεστές διάχυσης είναι μεγαλύτερη κατά παράγοντα Η μη γραμμική θεωρία της επιτάχυνσης του εκτεταμένου κρουστικού κύματος δείχνει ότι μια τέτοια ενίσχυση του μαγνητικού πεδίου μπορεί να προκληθεί από τις ίδιες τις κοσμικές ακτίνες. Έτσι ένας ακριβής προσδιορισμός της έντασης του μαγνητικού πεδίου στο κρουστικό κύμα είναι ζωτικής σημασίας για τη διασαφήνιση της προέλευσης της παρατηρούμενης εκπομπής των ακτίνων γάμμα και την κατανόηση του τρόπου με τον οποίο δουλεύει η επιτάχυνση του εκτεταμένου κρουστικού κύματος. Αν και ένας SNR μπορεί να ανιχνευθεί από τηλεσκόπια Cherenkov κατά τη διάρκεια μιας σημαντικής περιόδου της ζωής του (πάνω από 10 4 χρόνια), παράγει κοσμικές ακτίνες ενέργειας ev για πολύ μικρότερο χρονικό διάστημα (αρκετές εκατοντάδες χρόνια) λόγω της ταχείας διαφυγής των σωματιδίων με ενέργειες της τάξης των PeV από τον SNR. Αυτό σημαίνει ότι ο αριθμός των SNR οι οποίοι έχουν σήμερα ένα φάσμα ακτίνων γάμμα μέχρι κάποιες εκατοντάδες TeV, είναι περίπου της τάξης του 10. Ο αριθμός των αντικειμένων που ανιχνεύονται θα εξαρτηθεί από την πυκνότητα του διαστρικού μέσου και την κατανομή της με την απόσταση. Η ανίχνευση έστω και μερικών από αυτά τα αντικείμενα θα είναι εξαιρετικά σημαντική, καθώς θα είναι μια σαφής ένδειξη επιτάχυνσης στους SNR των κοσμικών ακτίνων σε ενέργειες της τάξης των PeV. Μια λεπτομερής σάρωση του γαλαξιακού επιπέδου θα ήταν ένας ιδανικός τρόπος αναζήτησης αυτών των πηγών. Σε γενικές γραμμές τα φάσματα της ακτινοβολίας των σωματιδίων (ηλεκτρόνια και πρωτόνια) και επομένως και τα φάσματα της ακτινοβολίας γάμμα, θα πρέπει να δείχνουν μια χαρακτηριστική καμπυλότητα, που αντανακλά την επιτάχυνση σε τροποποιημένα από τις κοσμικές ακτίνες κρουστικά κύματα. Ωστόσο για να δούμε τέτοια καμπυλότητα χρειάζεται μια κάλυψη ενέργειας μερικών τάξεων μεγέθους. Αν η γενική εικόνα της εξέλιξης των SNR που περιγράφηκε παραπάνω είναι σωστή, η θέση του ορίου στο φάσμα των ακτίνων γάμμα εξαρτάται από την ηλικία του SNR και από τα μαγνητικά

4 4 Αστροσωματιδιακή φυσική πεδίο στο κρουστικό κύμα. Μια έρευνα του αριθμού των αντικειμένων που εντοπίζονται σαν συνάρτηση της ενέργειας αποκοπής, θα επιτρέψει τον έλεγχο της υπόθεσης αυτής και θα θέσει περιορισμούς στις φυσικές παραμέτρους των SNR, ειδικότερα στη ένταση του μαγνητικού πεδίου. Πειράματα όπως το CTA θα προσφέρουν τη δυνατότητα πραγματικών ανακαλύψεων για την κατανόηση των κοσμικών ακτίνων, καθώς υπάρχει το ενδεχόμενο να παρατηρηθεί άμεσα η διάχυσή τους. Η παρουσία ενός μοριακού νέφους σημαντικής μάζας που βρίσκεται στη γειτονιά ενός SNR (ή οποιουδήποτε είδους επιταχυντή κοσμικών ακτίνων) παρέχει έναν στόχο για αδρονικές αλληλεπιδράσεις των κοσμικών ακτίνων και επομένως ενισχύει την εκπομπή των ακτίνων γάμμα. Ως εκ τούτου μελέτες των μοριακών νεφών στις ακτίνες γάμμα μπορούν να χρησιμοποιηθούν για τον προσδιορισμό των περιοχών όπου επιταχύνονται οι κοσμικές ακτίνες. Καθώς ταξιδεύουν από τον επιταχυντή στον στόχο, το φάσμα των κοσμικών ακτίνων γίνεται μια ισχυρή συνάρτηση του χρόνου, της απόστασης από την πηγή και του συντελεστή διάχυσης στις διάφορες ενέργειες. Μελλοντικά πειράματα όπως το CTA, θα κάνουν δυνατή τη μελέτη της εκπομπής σε σχέση με αυτές τις ποσότητες. Ο καθορισμός με υψηλή ευαισθησία, της χωρικής κατανομής των πηγών των ακτίνων γάμμα, που σχετίζεται με τον ίδιο επιταχυντή θα οδηγούσε στον πειραματικό προσδιορισμό του συντελεστή τοπικής διάχυσης και του αρχικού φάσματος των κοσμικών ακτίνων στην περιοχή. Επίσης θα ήταν δυνατή η παρατήρηση της διείσδυσης των κοσμικών ακτίνων σε μοριακά νέφη. Αν ο συντελεστής διάχυσης μέσα σε ένα νέφος είναι σημαντικά μικρότερος από το μέσο όρο της γειτονικής περιοχής, οι κοσμικές ακτίνες χαμηλής ενέργειας δεν μπορούν να διεισδύσουν βαθιά μέσα στο νέφος και ένα τμήμα της εκπομπής των ακτίνων γάμμα από το νέφος κόβεται, με συνέπεια το φάσμα των ακτίνων γάμμα να εμφανίζεται αλλοιωμένο από ότι το φάσμα των κοσμικών ακτίνων. 4. Είδη πηγών 4.1 Active Galactic Nuclei Οι AGN είναι συμπαγείς περιοχές στο κέντρο ενός γαλαξία που έχουν φωτεινότητα πολύ μεγαλύτερη από την κανονική. Η ακτινοβολία που εκπέμπουν περιλαμβάνει όλο το φάσμα της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας (ραδιοφωνικές, υπέρυθρες, οπτικές, υπεριώδεις, ακτίνες Χ και ακτίνες γάμμα). Ένας γαλαξίας που περιλαμβάνει έναν AGN ονομάζεται ενεργός γαλαξίας (active galaxy). Η ακτινοβολία από έναν AGN πιστεύεται ότι είναι αποτέλεσμα της συσσώρευσης μάζας από μια μαύρη τρύπα στο κέντρο του γαλαξία. Οι AGN είναι οι πηγές που έχουν την μεγαλύτερη φωτεινότητα ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας στο σύμπαν. Το θέμα της δραστηριότητας των πυρήνων των γαλαξιών (AGN) τέθηκε για πρώτη φορά από τον καθηγητή φυσικής Victor Ambartsumian στις αρχές τις δεκαετίας του 50. Αν και το ζήτημα των AGN αντιμετωπίστηκε σοβαρά μετά από αρκετά χρόνια σαν αποτέλεσμα της πίεσης πολλών παρατηρήσεων (ανακάλυψη των quasars, εκλάμψεις ραδιοφωνικών κυμάτων των γαλαξιών, αποτελέσματα των εκρήξεων στο κέντρο των γαλαξιών κ. ά.). Σήμερα το μοντέλο των AGN είναι ευρέως αποδεκτό Μοντέλα AGN Εδώ και πολλά χρόνια η θεωρία που επικρατεί είναι ότι οι AGN τροφοδοτούνται και παίρνουν ισχύ από επικάθιση ύλης πάνω σε τεράστιες μαύρες τρύπες (με μάζες μεταξύ 10 6 και φορές της μάζας του Ήλιου), που βρίσκονται στο κέντρο του γαλαξία. Οι AGN είναι συμπαγείς και εξαιρετικά φωτεινοί. Η επικάθιση της ύλης παρέχει μια πολύ αποδοτική μετατροπή της δυναμικής και της κινητικής ενέργειας σε ακτινοβολία και έτσι η μαύρη τρύπα μπορεί να παρέχει όλη την παρατηρούμενη ακτινοβολία. Σήμερα πιστεύουμε ότι μαύρες τρύπες υπάρχουν στο κέντρο των περισσότερων υπέρμαζων γαλαξιών. Η μάζα της μαύρης τρύπας σχετίζεται με την αύξηση της φωτεινότητας. Έτσι τα χαρακτηριστικά των AGN δημιουργούνται κάθε φορά που υπάρχει επικάθιση ύλης στην κεντρική μαύρη τρύπα. Δίσκος προσαύξησης (Accretion disk) Στο στάνταρ μοντέλο ενός AGN, η κρύα ύλη που βρίσκεται κοντά στην κεντρική μαύρη τρύπα δημιουργεί ένα δίσκο προσαύξησης ύλης (accretion disk). Ο δίσκος προσαύξησης θερμαίνεται καθώς μεταφέρεται ύλη προς τα μέσα και γωνιακή ορμή προς τα έξω. Το αναμενόμενο φάσμα είναι στην περιοχή της ορατής και της υπεριώδους ακτινοβολίας. Επιπλέον όμως δημιουργείται ένα στέμμα από πολύ ζεστή ύλη πάνω από το δίσκο προσαύξησης, στο οποίο με αντίστροφο φαινόμενο Compton τα φωτόνια φτάνουν σε πολύ μεγαλύτερες ενέργειες (ακτίνες X και γάμμα). Η ακτινοβολία από το δίσκο προσαύξησης διεγεί-

5 Ακτίνες γάμμα από γαλαξιακές και εξωγαλαξιακές πηγές 5 ρει το κρύο ατομικό υλικό που βρίσκεται κοντά στη μαύρη τρύπα και αυτό ακτινοβολεί μέσω γραμμών εκπομπής. Σχετικιστικά τζετ (Relativistic jets) Έχουν πολύ μεγάλη ισχύ και αποτελούνται από πλάσμα το οποίο προκύπτει από αντικείμενα πολύ μεγάλης μάζας που βρίσκονται στο κέντρο ενεργών γαλαξιών (active galaxies). Το μήκος τους μπορεί να φτάσει αρκετές χιλιάδες ή ακόμη και εκατοντάδες χιλιάδες έτη φωτός. Η υπόθεση είναι ότι η συστροφή των μαγνητικών πεδίων στο δίσκο προσαύξησης ευθυγραμμίζει την εκροή κατά μήκος του άξονα περιστροφής του κεντρικού αντικειμένου έτσι ώστε με κατάλληλες συνθήκες ένα τζετ θα αναδυθεί από κάθε πλευρά του δίσκου προσαύξησης. Αν το τζετ είναι προσανατολισμένο κατά μήκος της γραμμής όρασης της Γης, η σχετικιστική δέσμη θα αλλάξει την φωτεινότητά της. Ο μηχανισμός τόσο για τη δημιουργία όσο και για τη σύνθεση των τζετ εξακολουθεί να είναι ένα θέμα μεγάλης συζήτησης στην επιστημονική κοινότητα. Είναι μια υπόθεση ότι τα τζετ αποτελούνται από ένα ηλεκτρικά ουδέτερο μίγμα ηλεκτρονίων, ποζιτρονίων και πρωτονίων σε κάποια αναλογία. Παρόμοια τζετ, αν και σε πολύ μικρότερη κλίμακα μπορούν να αναπτυχθούν γύρω από τους δίσκους προσαύξησης των αστέρων νετρονίων και των αστρικών μαύρων τρυπών. Ο μηχανισμός επιτάχυνσης σε αυτά τα τζετ μπορεί να είναι παρόμοιος με τη διαδικασία της μαγνητικής επανασύνδεσης που παρατηρήθηκε στη μαγνητόσφαιρα της Γης και στον ηλιακό άνεμο. Η ακτινοβολία που εκπέμπουν τα τζετ περιλαμβάνει όλο το φάσμα των ηλεκτρομαγνητικών κυμάτων από τις ραδιοφωνικές μέχρι τις ακτίνες γάμμα, μέσω ακτινοβολίας σύγχροτρον και αντίστροφης σκέδασης Compton. Έτσι λοιπόν οι AGN με τζετ έχουν μια δεύτερη πιθανή πηγή εκπομπής συνεχούς ακτινοβολίας. Εν κατακλείδι η γενική υπόθεση μεταξύ των φυσικών είναι ότι η δημιουργία των σχετικιστικών τζετ είναι το κλειδί για την ερμηνεία της παραγωγής των εκλάμψεων ακτίνων γάμμα (Gamma-ray bursts). Αυτά τα τζετ έχουν συντελεστές Lorentz 100 που σημαίνει ταχύτητες περίπου c, που τα καθιστά ένα από τα ταχύτερα ουράνια αντικείμενα που είναι μέχρι τώρα γνωστά. Εικόνα 3. Εσωτερική δομή ενός ενεργού γαλαξία. Στο κέντρο βρίσκεται η μαύρη τρύπα και γύρω της ο δίσκος αύξησης της μάζας (accretion disk) AGN αναποτελεσματικής ακτινοβολίας Υπάρχει μια κατηγορία λύσεων «αναποτελεσματικής ακτινοβολίας» για τις εξισώσεις που διέπουν την επικάθιση της ύλης. Η πιο γνωστή από αυτές είναι η ροή επικάθισης της ύλης με οριζόντια μεταφορά, αλλά υπάρχουν και άλλες θεωρίες. Σε αυτόν τον τύπο, η ύλη που επικάθεται δεν αποτελεί ένα λεπτό δίσκο και κατά συνέπεια δεν ακτινοβολεί μακριά την ενέργεια που είχε αποκτήσει κατά την κίνησή της κοντά στην μαύρη τρύπα. Η θεωρία της αναποτελεσματικής ακτινοβολίας έχει χρησιμοποιηθεί για να αποδείξει την έλλειψη ισχυρής ακτινοβολίας (τύπου AGN) από τεράστιες μαύρες τρύπες στα κέντρα των ελλειπτικών γαλαξιών σε σμήνη, όπου διαφορετικά θα μπορούσαμε να περιμένουμε υψηλά ποσοστά προσαύξησης και αντίστοιχα υψηλές φωτεινότητες Τα σημερινά δεδομένα των AGN Σήμερα πιστεύουμε ότι περίπου το 10% των περιπτώσεων (50% στις πηγές πολύ μεγάλης ενέργειας), δέσμες σωματιδίων υψηλής ενέργειας εκπέμπονται κατά μήκος του άξονα περιστροφής της μαύρης τρύπας προκαλώντας το αποκαλούμενο radio - loud AGN με εκπομπή παράλληλων radio jets. Υπάρχει μια μεγάλη ποικιλία από AGN με διαφορετικά παρατηρούμενα χαρακτηριστικά. Τα κλασικά σχήματα

6 6 Αστροσωματιδιακή φυσική των AGN προσπαθούν να ταξινομήσουν τις πηγές σύμφωνα με την οπτική τους γωνία θ. Η οικογένεια των Blazars είναι με διαφορά η μικρότερη κατηγορία. Σήμερα η οικογένεια των Blazars θεωρείται ότι ανήκει στους radio - loud AGN s με τα jets που δημιουργούν να είναι ευθυγραμμισμένα σε γωνία λίγων μοιρών με την ακτίνα όρασης. Αυτό οδηγεί σε ένα ενισχυμένο σχετικιστικό φαινόμενο που ενισχύει την παρατηρούμενη φωτεινότητα με τον συντελεστή δ 4 και μειώνει τις παρατηρούμενες χρονικές κλίμακες φωτός με ένα συντελεστή δ όπου ο παράγοντας Doppler για το κύριο μέρος της σχετικιστικής κίνησης είναι. Όπου β=υ/c και ο σχετικιστικός συντελεστής Lorentz γ=1/(1-β 2 ) 1/2. Αυτή η σχετικιστική ακτινοβολία συμβάλλει επίσης ώστε να ξεπεραστεί η εσωτερική απορρόφηση των ακτίνων - γ ελαττώνοντας την εγγενή φωτεινότητα της πηγής και επιτρέποντας ουσιαστικά ευρύτερες ζώνες εκπομπής. Οι περισσότεροι από τους AGN πολύ υψηλής ενέργειας (VHE) ανήκουν στην οικογένεια των Blazars. Η ακτινοβολία τους που βρίσκεται στην περιοχή των TeV προέρχεται από εξαιρετικά σχετικιστικά jets και ισχυρή ενίσχυση Doppler που ευνοεί την ανίχνευσή τους. Οι Blazars περιλαμβάνουν διάφορα είδη AGN όπως τους HBL (high-frequency peaked BL Lac), τους IBL και LBL (Intermediate and low-frequency peaked BL Lac) και τους FSRQ (Flat Spectrum Radio Quasars). Μια άλλη κατηγορία των AGN, οι ραδιογαλαξίες (radio galaxies), έχουν επίσης ανιχνευτεί στην περιοχή των TeV. Δεν είναι ακόμη ξεκάθαρο, πως οι ακτίνες γάμμα αυτών των πηγών δημιουργούν σχετικιστικά jet προσανατολισμένα σε μεγαλύτερες οπτικές γωνίες και συγκρινόμενα με αυτά των TeV Blazars. Το δείγμα των AGN που έχει ανιχνευτεί στην VHE περιοχή περιλαμβάνει σήμερα 45 πηγές, εξαπλωμένες σε μετατόπιση στο ερυθρό (redshift) [5] από z= μέχρι z=0.536 [6]. Από αυτούς οι 41 είναι Blazars (30 HBL, 5 IBL, 3 LBL, 3 FSRQ), οι τέσσερις τύπου Fanaroff-Riley, ο ένας ραδιογαλαξίας και κάποιες άλλες περιπτώσεις που αναμένεται να επιβεβαιωθούν. Οι πηγές μπορούν να δώσουν χαμηλές όπως και ισχυρές εκρήξεις πολύ υψηλής ενέργειας. Οι AGN εκπέμπουν στην περιοχή των TeV από μέχρι 20 Crab units [7], από χαμηλές καταστάσεις μέχρι υπέρλαμπρα γεγονότα. Το ενεργειακό φάσμα των ακτίνων πολύ υψηλής ενέργειας (VHE) των περισσότερων πηγών μπορεί να περιγραφεί από απλούς νόμους, με παρατηρούμενους δείκτες φωτονίων Γ obs μεταξύ 1.9 και 4.6. Συχνά παρατηρείται μια μεταβλητότητα που αναφέρεται σε περίπου 20 από τις 45 πηγές, παρά τις σποραδικές καλύψεις για πολλές πηγές. Η μεταβλητότητα της ροής (ακτινοβολίας), έχει ανιχνευτεί σε όλες τις βαθμίδες του χρόνου, εδώ και αρκετά έτη, μήνες και ημέρες, μέχρι την βαθμίδα των λεπτών για τρεις πηγές που ακτινοβολούν. 1 δ= γ jet (1-βcosθ) Εικόνα 4. Κατανομή των AGN πολύ υψηλής ενέργειας που έχουν ανιχνευτεί μέχρι σήμερα. Η κατανομή έχει γίνει με τα τελευταία πειράματα Cherenkov στο HESS, MAGIC και VERITAS σε γαλαξιακές συντεταγμένες. Η ανίχνευση περισσότερων από 40 πηγών στην περιοχή των TeV έχει σήμερα επιβεβαιωθεί. Υψηλής μεταβλητότητας γεγονότα των AGN πολύ υψηλής ενέργειας πιθανόν να δημιουργούνται σε μικρές αποστάσεις (μικρότερες από 1pc) από το κέντρο, δεδομένου ότι η γρήγορη μεταβλητότητα στην κλίμακα του χρόνου από μερικές ημέρες σε λίγα λεπτά περιορίζει το μέγεθος της περιοχής εκπομπής σε R. R ct varδ 1+z Όπου δ, ο συντελεστής Doppler, βρίσκεται σε μια κλίμακα από 4 μέχρι μερικές δεκάδες και έτσι παίρνουμε R~10 14 έως cm. Η μέθοδος VLBI [8] radio monitoring των πιο κοντινών αντικειμένων επιβεβαιώνει την παραπάνω υπόθεση παρέχοντας αυξανόμενες αποδείξεις συσχέτισης μεταξύ VHE δραστηριότητας και VLBI εξέλιξης του πυρήνα. Η ύπαρξη επιπλέον εκτεταμένης εκπομπής VHE παραμένει μια ενδιαφέρουσα πιθανότητα.

7 Ακτίνες γάμμα από γαλαξιακές και εξωγαλαξιακές πηγές 7 Εικόνα 5. Η μεγάλη αναλαμπή του PKS που παρατηρήθηκε το 2006 από το HESS με μεταβλητότητα στην κλίμακα του λεπτού. Ο αριθμός των ανιχνευθέντων πηγών AGN στην περιοχή των TeV ανά κατηγορία εμφανίζεται εξαιρετικά παράξενος, δεδομένου ότι οι blazars αποτελούν συνήθως τον μικρότερο πληθυσμό μεταξύ όλων των τύπων των AGN που έχουν παρατηρηθεί κατά μήκος του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος, ενώ αυτοί κυριαρχούν με διαφορά στο ενεργειακό δείγμα των TeV. Οι κατανομές που εντοπίστηκαν και που έχουν σχέση με μετατόπιση στο ερυθρό (redshifts) δεν αφήνει κανένα υπαινιγμό για μια τάση (ροπή) προς την απόσταση των πηγών και είναι σαφές ότι το δείγμα των TeV HBL (blue-blazars) είναι εξαιρετικά μεροληπτικό. Η κατανομή του ενεργειακού φάσματος των AGN στην περιοχή των TeV εμφανίζεται με διπλή κορυφή. Η πρώτη κορυφή είναι στις ακτίνες Χ και η δεύτερη στις ακτίνες γάμμα. Επιπλέον εκπομπή ακτινοβολίας στις χαμηλότερες ενέργειες προέρχεται κυρίως από τον αστρικό πληθυσμό του γαλαξία στο οπτικό φάσμα και από εκτεταμένα jets, hot spots και λοβούς στο φάσμα των ραδιοσυχνοτήτων. Λεπτονικά και αδρονικά σενάρια έχουν ευρέως χρησιμοποιηθεί για να περιγράψουν τις διαδικασίες εκπομπής ακτινοβολίας στην περιοχή των TeV. Η χαμηλής ενέργειας κορυφή η οποία είναι ορατή στο SED (spectral energy distribution) των blazars από το ορατό μέχρι τις ακτίνες Χ, κυριαρχείται και στα δυο μοντέλα (λεπτονικά και αδρονικά), από την εκπομπή ακτινοβολίας σύγχροτρον από σχετικιστικά ηλεκτρόνια. Ένα λεπτονικό μοντέλο με διαδικασίες synchrotron και Compton εξηγεί την κορυφή υψηλής ενέργειας. Το μοντέλο αυτό προσθέτει συνεισφορές από αντίστροφο φαινόμενο Compton για τα εξωτερικά φωτόνια του πεδίου, ώστε να ληφθούν υπόψιν για τα SEDs των BL Lacs peaking στις χαμηλότερες ενέργειες και στο επίπεδο φάσμα των radio quasars. Η αντίστροφη σκέδαση Compton (e + γ ο e + γ) των ηλεκτρονίων με φωτόνια του περιβάλλοντος παράγει την κορυφή στις ακτίνες γάμμα με ενέργειες hν~min[(γ e ) 2 hν o, γ e m e c 2 ]. Το σενάριο ονομάζεται «synchrotron - self - Compton (SSC)» αν τα φωτόνια του περιβάλλοντος είναι η εκπομπή ακτινοβολίας σύγχροτρον του ίδιου πληθυσμού ηλεκτρονίων. Αν τα φωτόνια προέρχονται από άλλο πεδίο ακτινοβολίας και συγκεκριμένα από το δίσκο προσαύξησης, ή από σύννεφα, ή από σκόνη της βάσης των AGN, ή από άλλα σημεία του jet, το σενάριο ονομάζεται «external inverse - Compton (EIC)». Στα αδρονικά μοντέλα, σε πρωτόνια πολύ υψηλής ενέργειας οφείλεται η προέλευση της εκπομπής των ακτίνων γάμμα. Είτε απευθείας με εκπομπή synchrotron (ή curvature) ή μέσω της αλληλεπίδρασής τους με αέρια του περιβάλλοντος και την ακτινοβολία υποβάθρου. Έτσι δημιουργούνται πιόνια που ακολούθως διασπώνται σε φωτόνια πολύ υψηλής ενέργειας (κυρίως π ο 2γ) με τυπικές ενέργειες Ε γ ~Ε π /2~10%Ε p. Η διάσπαση των πιονίων σε μιόνια επίσης παράγει νετρίνα και δευτερεύοντα ηλεκτρόνια τα οποία μπορούν να εκπέμπουν ακτινοβολία στο φάσμα των ακτίνων Χ. Μια επιπλέον επίδραση τροποποιεί το σχήμα του φάσματος των ακτίνων γάμμα υψηλής ενέργειας λόγω της απορρόφησης του εξωγαλαξιακού φωτός υποβάθρου (EBL), η οποία γίνεται αρκετά σημαντική για πηγές με υψηλό redshift. Οι ακτίνες γάμμα πολύ υψηλής ενέργειας, ενώ ταξιδεύουν διαμέσου του εξωγαλαξιακού χώρου αλληλεπιδρούν με φωτόνια (EBL) και υφίστανται μια ισχυρή απορρόφηση λόγω της δημιουργίας ζεύγους. γ EBL γ VHE e + e - Με ενέργειες hν EBL hν VHE >(m e c 2 ) 2. Η απορρόφηση των φωτονίων υψηλής ενέργειας είναι κυρίως λόγω της υπέρυθρης ακτινοβολίας υποβάθρου που παράγεται από το ολοκληρωμένο φως των αστεριών, γαλαξιών και σκόνης. Το παρατηρούμενο φάσμα φωτονίων είναι εξασθενημένο σε σχέση με το εσωτερικό φάσμα που εκπέμπεται από την πηγή. Φ obs (E,z)=e -τγ(ε,z) Φ em Όπου τ γ (Ε,z) είναι το οπτικό βάθος υπολογισμένο κατά μήκος της γραμμής όρασης. Τα εκπεμπόμενα και παρατηρούμενα τότε φωτόνια συνδέονται με τη σχέση. Γ obs (z)~γ em + τ γ (Ε,z)

8 8 Αστροσωματιδιακή φυσική Εφαρμόζοντας διαφορετικά λογικά μοντέλα του EBL μπορεί κανείς να εξάγει εσωτερικούς δείκτες φωτονίων στο εύρος ~1,7 με ~3 από το παρατηρούμενο φάσμα συμβατούς με τα δεδομένα χαμηλών redshifts. Μελλοντικά δεδομένα, ειδικότερα αυτά που λαμβάνονται από διαπλανητικές αποστολές, θα πρέπει να είναι σε θέση να βελτιώσουν σημαντικά τις άμεσες μετρήσεις των EBL ώστε αυτές να δίνουν υποχρεωτικά μια καλύτερη πρόσβαση στο εσωτερικό φάσμα των AGN. Αν το εσωτερικό φάσμα των AGN είναι παρόμοιο, τότε η κατανομή των παρατηρηθέντων φωτονίων σε σχέση με τη μετατόπισή τους προς το ερυθρό θα πρέπει να ακολουθεί μια συγκεκριμένη κατεύθυνση που να δείχνει μια φαινομενική αύξηση του ǀΓ obs ǀ με μετατόπιση προς το ερυθρό (redshift). Πάντως όπως φαίνεται και στην εικόνα 5 τέτοια κατεύθυνση δεν είναι προφανής μέχρι σήμερα, κάτι το οποίο είναι θέμα για συζήτηση. Αυτό θα μπορούσε να δείξει ότι η παραπάνω υπόθεση χρειάζεται να αναθεωρηθεί. Δεν έχουν προταθεί ικανοποιητικές εξηγήσεις ως διάφορα εξελικτικά αποτελέσματα στον πληθυσμό των blazar ή στην ύπαρξη των αξιονίων (axions), η οποία θα μπορούσε να μειώσει σημαντικά την σκοτεινότητα των EBL. Περισσότερο συντηρητικές λύσεις υπάρχουν, όπως η σκλήρυνση του εσωτερικού φάσματος κατά τη διάρκεια των ενεργών καταστάσεων, σε συνδιασμό με το γεγονός ότι αντικείμενα με υψηλό redshift θα μπορούσαν κατά προτίμιση να ανιχνευτούν κατά τη διάρκεια των αναλαμπών. Πάντως κανένα από αυτά δεν είναι ικανοποιητικό ακόμη. Παρά την προσεκτική ανάλυση των δεδομένων είναι επίσης πιθανό ότι η παρούσα κατανομή (εικόνα 7) επηρεάζεται από σημαντικές παρατηρησιακές προκαταλήψεις και χαμηλής σημασίας ανιχνεύσεις. Η αύξηση των στατιστικών στοιχείων των AGN σε όλες τις ερυθρές μετατοπίσεις και η συλλογή υψηλής ποιότητας φάσμα με το CTA θα πρέπει να απαντήσει στις παραπάνω ερωτήσεις. Εικόνα 6. Παράδειγμα της διπλής κορυφής SED ενός AGN στην περιοχή των TeV όπως φαίνεται με τα σύγχρονα όργανα και αναπαράγεται από ένα σενάριο SSC. Η εικόνα δείχνει την πιο ήρεμη κατάσταση υψηλής ενέργειας του PKS που παρατηρήθηκε κατά τη διάρκεια μιας εκστρατείας πολλαπλού μήκους κύματος το 2008 με ταυτόχρονα δεδομένα από τα κέντρα ATOM, RXTE, Swift, Fermi and H.E.S.S. Εικόνα 7. Η παρούσα Γ obs -z κατανομή. Η παραπάνω εικόνα περιλαμβάνει μόνο δημοσιευμένες πηγές με επιβεβαιωμένο redshift και καλό καθορισμό φασματικού δείκτη. Εκτός από δυο ραδιογαλαξίες σε πολύ χαμηλό redshift διάφοροι τύποι των blazars εμφανίζονται με τα χρώματα (κόκινο = HBL, μαύρο = LBL, μπλε = IBL, μωβ =FSRQ). Τα τρίγωνα δείχνουν επιβεβαιωμένες καταστάσεις αναλαμπών. Λίγες πηγές εμφανίζονται και στις δυο καταστάσεις αναλαμπών και μη-αναλαμπών (Mrk 501, PKS 2155 and 1ES2344) και δυο φαίνονται μόνο σε καταστάσεις αναλαμπών (W Comae and 3C 279). Οι γκρι καμπύλες δείχνουν τις αναμενόμενες τάσεις για τις δυο ακραίες τιμές της απορρόφησης EBL στο συκγεκριμένο σενάριο, υποθέτοντας ότι Γ~2.35 στο z= Gamma-ray bursts Οι εκρήξεις ακτίνων γάμμα (Gamma-ray bursts) είναι οι ισχυρότερες εκρήξεις στο σύμπαν και είναι μακράν οι πιο φωτεινές ηλεκτρομαγνητικές πηγές που μας είναι γνωστές. Η κορυφή της φωτεινότητας των GRB που ισοδυναμεί με το φως από εκατομμύρια γαλαξίες σημαίνει ότι μπορούν να ανιχνευθούν στις υψηλές ερυθρές μετατοπίσεις και ως εκ τούτου λειτουργούν σαν ανιχνευτές της ιστορίας σχηματισμού του αστέρα και επαναϊονισμού του σύμπαντος. Η υψηλότερη μετρούμενη μετατόπιση στο ερυθρό των GRB είναι z=8.2, αλλά έχουν παρατηρηθεί GRB μέχρι z= (η μέση μετατόπιση στο ερυθρό είναι z~2.2). Οι GRB εμφανίζονται σε τυχαίες κατευθύνσεις στον ουρανό εκπέμποντας μια σύντομη λάμψη από το υπόλοιπο των σκληρών ακτίνων Χ και των μαλακών ακτίνων γάμμα και στη συνέχεια χάνονται

9 Ακτίνες γάμμα από γαλαξιακές και εξωγαλαξιακές πηγές 9 από τη θέα. Η γρήγορη μεταβλητότητα που εμφανίζεται στις ακτίνες γάμμα και στις ακτίνες Χ υποδεικνύει μια πηγή μικρού μεγέθους, η οποία μαζί με την τεράστια φωτεινότητα και το μη - θερμικό φάσμα (με μια σημαντική ουρά υψηλής ενέργειας), απαιτούν να μετακινηθεί η περιοχή εκπομπής προς εμάς με ένα πολύ μεγάλο παράγοντα Lorentz, συνήθως >100 και μερικές φορές τόσο υψηλό όσο >1000. Εικόνα 8 Εικόνα από το τηλεσκόπιο Hubble Space του αστεριού Wolf-Rayet και του νεφελώματος γύρω του. Τα αστέρια Wolf-Rayet είναι υποψήφια για να είναι πρόγονοι των μακράς διάρκειας GRB. Έτσι οι GRB πιστεύεται ότι τροφοδοτούνται από υπερ-σχετικιστικά jet τα οποία παράγονται από την γρήγορη προσαύξηση σε μια νέα αστρικής μάζας, μαύρη τρύπα ή από ένα ισχυρά μαγνητισμένο αστέρα νετρονίων που περιστρέφεται πολύ γρήγορα (π.χ. ένας millisecond magnetar). Η ταχεία εκπομπή των ακτίνων γάμμα θεωρείται ότι προέρχεται από διάχυση μέσα στην αρχική εκροή η οποία οφείλεται σε εσωτερικούς κραδασμούς ή σε γεγονότα μαγνητικής επανασύνδεσης. Κάποιοι μακράς διάρκειας GRB συνδέονται ξεκάθαρα με την κατάρρευση του πυρήνα ενός supernova τύπου Ic (υπέρμαζα αστέρια που έχουν απογυμνωθεί από το Η και He τους εξαιτίας ισχυρών αστρικών ανέμων), ενώ οι πρόγονοι των μικρών GRB δεν είναι τόσο ξεκάθαροι. Το κορυφαίο μοντέλο περιλαμβάνει τη συγχώνευση δυο αστέρων νετρονίων ή ενός αστέρα νετρονίων και μιας μαύρης τρύπας. Πολλές από τις λεπτομέρειες των εκρήξεων GRB παραμένουν ασαφείς. Η μελέτη τους απαιτεί ένα συνδυασμό ταχέων παρατηρήσεων έτσι ώστε να ανιχνεύσουμε τη γρήγορη εκπομπή πριν αυτή εξασθενίσει, καθώς και ένα ευρύ φάσμα ενεργειών για να συλλάβει σωστά τη φασματική κατανομή της ενέργειας. Πιο πρόσφατα έχουν παρατηρηθεί GRB από τις αποστολές Swift και Fermi οι οποίες έχουν αποκαλύψει μια ακόμη πιο πολύπλοκη συμπεριφορά από αυτήν που πιστεύαμε μέχρι σήμερα, η οποία χαρακτηρίζει μια σημαντική φασματική και χρονική εξέλιξη. Μέχρι σήμερα δεν έχουν ανιχνευθεί GRB με ενέργειες >100GeV λόγω της περιορισμένης ευαισθησίας των σημερινών οργάνων και των μεγάλων μετατοπίσεων στο ερυθρό αυτών των γεγονότων. Σε λίγο παραπάνω από παρατηρήσεις ενός χρόνου, το Fermi-LAT ανίχνευσε εκπομπές πάνω από 10 GeV (30 GeV) που προέρχονταν από 4 (2) GRB. Σε πολλές περιπτώσεις το LAT ανιχνεύει εκπομπές >0.1GeV για αρκετές εκατοντάδες δευτερόλεπτα για το υπόλοιπο διάστημα των GRB. Στον GRB090902B ένα φωτόνιο ενέργειας ~ 33.4 GeV ανιχνεύθηκε, το οποίο μεταφράζεται σε ενέργεια ~ 94 GeV σε μετατόπιση στο ερυθρό της τάξης z = Επιπλέον το παρατηρούμενο φάσμα είναι αρκετά δύσκολο στις παρατηρούμενες υψηλότερες ενέργειες. 4.3 Pulsar wind nebulae Τα νεφελώματα του ανέμου των pulsar (PWNe) αποτελούν σήμερα την πολυπληθέστερη κατηγορία των προσδιορισμένων γαλαξιακών πηγών, ακτίνων γάμμα πολύ υψηλής ενέργειας (VHE). Όπως είναι γνωστό, το νεφέλωμα Crab είναι ένας πολύ αποτελεσματικός επιταχυντής (φαίνεται από την εκπομπή ενέργειας για περισσότερο από 15 δεκαετίες), αλλά δεν αποτελεί μια αποτελεσματική πηγή εκπομπής ακτινοβολίας εξαιτίας του αντίστροφου φαινόμενου Compton. Πράγματι βλέπουμε ακτίνες γάμμα από το νεφέλωμα εξαιτίας της μεγάλης ισχύος κατά την πτώση της περιστροφής του (~1038 erg s 1 ), αν και η φωτεινότητα των ακτίνων γάμμα είναι πολύ μικρότερη από την ισχύ της περιστροφικής πτώσης του pulsar. Αυτό μπορεί να θεωρηθεί ότι προκύπτει από ένα ισχυρό μαγνητικό πεδίο, το οποίο επίσης εξαρτάται από την ισχύ της περιστροφικής πτώσης. Ένας λιγότερο ισχυρός pulsar θα έδινε ένα πιο αδύναμο μαγνητικό πεδίο το οποίο θα επέτρεπε μια μεγαλύτερη απόδοση σε ακτίνες γάμμα (για παράδειγμα μια πιο αποτελεσματική κατανομή μεταξύ ακτινοβολίας σύγχροτρον και αντίστροφου φαινόμενου Compton. Για παράδειγμα ο HESS J έχει μια παρόμοια φωτεινότητα της τάξης των TeV με το νεφέλωμα Crab, αλλά μια ισχύ της περιστροφικής πτώσης που είναι δυο τάξεις μεγέθους μικρότερη και το μα-

10 10 Αστροσωματιδιακή φυσική Εικόνα 9 Εικονική παράσταση ενός PWNe όπως δόθηκε από το παρατηρητήριο Chandra (Chandra Observatory) γνητικό του πεδίο έχει αναγκαστεί να είναι σε μια ακτίνα μερικών μg αντί για εκατοντάδων. Η διαφορά του φάσματος των ακτίνων γάμμα σε ολόκληρη την περιοχή εκπομπής από το τελευταίο αντικείμενο έχει μετρηθεί να είναι πάνω από περισσότερες από δυο τάξεις μεγέθους, από 270 GeV σε 35 TeV και παρουσιάζει ενδείξεις μιας απόκλισης από ένα καθαρό νόμο ισχύος τον οποίο το CTA θα μπορούσε να επιβεβαιώσει και να διερευνήσει λεπτομερώς. Το φάσμα επίσης έχει καθοριστεί για χωρικά ξεχωριστές περιοχές του HESS J Ένα άλλο παράδειγμα είναι ο HESS J Το φάσμα των φωτονίων στις διαφορετικές περιοχές δείχνει ένα μαλάκωμα με την αύξηση της απόστασης από τον pulsar και ως εκ τούτου μια μορφολογία που εξαρτάται από την ενέργεια. Αν η εκπομπή οφείλεται στο αντίστροφο φαινόμενο Compton, η ισχύς του pulsar δεν είναι αρκετή για να παράγει τη φωτεινότητα των ακτίνων γάμμα, γεγονός που υποδηλώνει ότι ο pulsar είχε μεγαλύτερη ισχύ στο παρελθόν. Ισχύει το ίδιο και για άλλους PWNe και τι μπορεί να μας πει αυτό για την εξέλιξή τους; Στην περίπτωση του Vela X από την πρώτη ανίχνευση βρέθηκε μια κορυφή στην κατανομή του φάσματος της ενέργειας που οφείλεται στο αντίστροφο φαινόμενο Compton. Αν και μια αδρονική ερμηνεία έχει επίσης προταθεί, δεν είναι ακόμα σαφές πόσο μεγάλη θα μπορούσε να είναι η συνεισφορά των ιόντων στον άνεμο του pulsar. Το CTA μπορεί να χρησιμοποιηθεί για να δοκιμάσει τα λεπτονικά σε σχέση με τα αδρονικά μοντέλα για την παραγωγή των ακτίνων γάμμα στους PWNe. Το τρέχον πρόβλημα για τους pulsars που δεν έχει λυθεί μέχρι σήμερα, μπορεί να βρει λύση αν ανιχνεύσουμε ένα καθαρά αδρονικό σήμα. Αυτό θα δείξει ότι τα ιόντα εξάγονται από την επιφάνεια του pulsar, κάτι το οποίο μπορεί να οδηγήσει σε απάντηση, μιας από τις πλέον θεμελιώδεις ερωτήσεις στη φυσική της μαγνητόσφαιρας του pulsar. Πως μπορούμε να κλείσουμε το ρεύμα του pulsar; Σε συστήματα όπου βλέπουμε ένα σαφές λεπτονικό σήμα, είναι σημαντικό να μετρηθεί η παράμετρος του μαγνητισμού στον PWNe. Στα συστήματα αυτά, τα μαγνητικά πεδία και τα σωματίδια είναι σε ισοκατανομή (όπως το Crab Nebula) ή κυριαρχούν οι άνεμοι των σωματιδίων; Αυτό θα συμβάλει σημαντικά στην κατανόηση της μαγνητοϋδροδυναμικής ροής στους PWNe. Η κατανόηση της χρονικής εξέλιξης για τις εντάσεις της ακτινοβολίας synchrotron και αντίστροφου φαινό-

11 Ακτίνες γάμμα από γαλαξιακές και εξωγαλαξιακές πηγές 11 μενου Compton είναι επίσης ένας στόχος του CTA. Η εξέλιξη τέτοιων αντικειμένων καθορίζεται από τη φύση του αρχικού αστρικού ανέμου, τις ιδιότητες της μεταγενέστερης σύνθεσης της έκρηξης του SNR και το γύρω αστρικό περιβάλλον. Τέλος, η ευαισθησία και η γωνιακή ανάλυση που θα επιτευχθεί με το CTA θα επιτρέψει λεπτομερείς μελέτες στα διάφορα μήκη κύματος των PWNe και την κατανόηση της διάδοσης των σωματιδίων, το προφίλ του μαγνητικού πεδίου στο νεφέλωμα και την ανατροφοδότηση του εσωτερικού αστρικού μέσου. * Στην διεύθυνση υπάρχει ένας κατάλογος των PWNe με τα χαρακτηριστικά τους. 4.4 The galactic centre region Είναι ξεκάθαρο ότι το κέντρο του γαλαξία από μόνο του είναι ένας από τους πρωταρχικούς στόχους της επιστήμης για την επόμενη γενιά των οργάνων ανίχνευσης πολύ υψηλής ενέργειας (VHE). Το κέντρο του γαλαξία φιλοξενεί την πιο κοντινή υπέρμαζη μαύρη τρύπα, καθώς και μια ποικιλία άλλων αντικειμένων ικανά να παράγουν ακτινοβολία υψηλής ενέργειας, συμπεριλαμβανομένων των υποθετικών σωματιδίων σκοτεινής ύλης, τα οποία μπορεί να εξαφανίζει και να παράγει ακτίνες γάμμα. Πράγματι το κέντρο του γαλαξία έχει ανιχνευθεί σαν μια πηγή ακτίνων γάμμα υψηλής ενέργειας. Επίσης έχουν παρατηρηθεί ενδείξεις για σωματίδια υψηλής ενέργειας τα οποία διαχέονται μακριά από την κεντρική πηγή και αλληλεπιδρούν με πυκνά νέφη αερίων στην κεντρική περιοχή. Στις παρατηρήσεις με βελτιωμένη ευαισθησία και ανάλυση, το κέντρο του γαλαξία μπορεί να αποφέρει μια ποικιλία από ενδιαφέροντα αποτελέσματα, σχετικά με την επιτάχυνση των σωματιδίων και την παραγωγή ακτίνων γάμμα στην γειτονιά των μαύρων τρυπών, με την διάδοση των σωματιδίων στα κεντρικά μοριακά νέφη και πιθανώς, με την εξαΰλωση ή τη διάσπαση της σκοτεινής ύλης. Η απεικόνιση των ακτίνων γάμμα υψηλής ενέργειας στο κέντρο του γαλαξία κυριαρχείται από δυο σημειακές πηγές. Η μια ταυτίζεται με ένα PWN μέσα στον SNR G και η άλλη ταυτίζεται με την υπέρμαζη μαύρη τρύπα Sgr A* [9] και ένα άλλο υποθετικό PWN (G ). Μετά την αφαίρεση αυτών των πηγών, είναι ορατή μια διάχυτη εκπομπή κατά μήκος της κορυφογραμμής του κέντρου του γαλαξία, η οποία παρουσιάζει δυο σημαντικά χαρακτηριστικά. Φαίνεται να συσχετίζεται με μοριακά νέφη και υπερβαίνει κατά ένα συντελεστή από 3 έως 9 την εκπομπή ακτίνων γάμμα που θα παραγόταν αν το ίδιο υλικό - στόχος είχε εκτεθεί σε περιβάλλον κοσμικών ακτίνων στην τοπική γειτονιά μας. Ο εντυπωσιακός συσχετισμός της διάχυτης εκπομπής των ακτίνων γάμμα με την πυκνότητα των μοριακών νεφών εντός του ~150pc του γαλαξιακού κέντρου ευνοεί ένα σενάριο στο οποίο οι κοσμικές ακτίνες αλληλεπιδρούν με το υλικό του νέφους και παράγουν ακτίνες γάμμα μέσω της διάσπασης των ουδέτερων πιονίων. Η ροή των ακτίνων αυτών είναι ισχυρότερη και σκληρότερη από ότι αναμένεται από μια απλά παθητική έκθεση του νέφους με το μέσο όρο της ροής των γαλαξιακών κοσμικών ακτίνων, υποθέτοντας ότι ένας ή περισσότεροι επιταχυντές σωματιδίων βρίσκονται εκεί κοντά. Σε μια πρώτη προσέγγιση η μορφολογία των παρατηρούμενων ακτίνων γάμμα μπορεί να εξηγηθεί με τη διάχυση των κοσμικών ακτίνων από έναν επιταχυντή κοντά στο γαλαξιακό κέντρο μέσα στον περιβάλλοντα χώρο. Υιοθετώντας ένα συντελεστή διάχυσης D = O(10 30 ) cm 2 /s, η έλλειψη εκπομπής των ακτίνων γάμμα πολύ υψηλής ενέργειας μετά από τα 150pc σε αυτό το μοντέλο, οδηγεί σε έναν επιταχυντή ηλικίας όχι περισσότερο από 10 4 χρόνια. Σαφώς, η βελτιωμένη ευαισθησία και η γωνιακή ανάλυση θα επέτρεπαν τη μελέτη της διαδικασίας της διάχυσης με μεγάλη λεπτομέρεια συμπεριλαμβανόμενης οποιασδήποτε πιθανής εξάρτησης από την ενέργεια. Μια εναλλακτική εξήγηση είναι η υποτιθέμενη ύπαρξη ενός αριθμού πηγών ηλεκτρονίων (για παράδειγμα PWNe) κατά μήκος της κορυφογραμμής του κέντρου του γαλαξία που συσχετίζεται με την πυκνότητα των μοριακών νεφών. Έχοντας σαν δεδομένο την πολυπλοκότητα και την πυκνότητα του πληθυσμού των πηγών στο κέντρο του γαλαξία, η βελτιωμένη ευαισθησία και γωνιακή ανάλυση που θα έχει το CTA, είναι απαραίτητη για να χαρτογραφήσει τη μορφολογία της διάχυσης της εκπομπής και να τεστάρει την αδρονική ή λεπτονική της προέλευση. Το CTA θα μετρήσει επίσης την απορρόφηση της πολύ υψηλής ενέργειας στο διαστρικό πεδίο ακτινοβολίας (ISRF). Αυτό είναι αδύνατο για άλλα πειράματα όπως το Fermi- LAT, επειδή η κάλυψη της ενέργειάς τους είναι πολύ χαμηλή και είναι πολύ δύσκολο, ή ενδεχομένως αδύνατο για τα σημερινά πειράματα ακτινοβολίας Cherenkov καθώς δεν έχουν την απαιτούμενη ευαισθησία. Σε απόσταση 8kpc, η εξασθένηση της ακτινοβολίας γάμμα υψηλής ενέργειας λόγω του CMB (cosmic microwave background) είναι αμελητέα για ενέργειες <500 TeV. Αλλά η εξασθένηση λόγω της ISRF (η οποία έχει μια συγκρίσιμη πυκνότητα σε μήκη κύματος μm) μπορεί να παράγει την απορρόφηση στα περίπου 50 TeV. Παρατήρηση της ενέργειας αποκοπής για διαφορετικές πηγές θα πα-

12 12 Αστροσωματιδιακή φυσική ρέχει ανεξάρτητες δοκιμές και περιορισμό των μοντέλων ISRF. Το CTA θα παρατηρήσει πηγές σε διαφορετικές αποστάσεις και ως εκ τούτου θα μετρήσει ανεξάρτητα το μοντέλο απορρόφησης και το ISRF. Λόγω των μικρών τους αποστάσεων, υπάρχει μικρότερη αβεβαιότητα στον εντοπισμό των εσωτερικών και εξωτερικών χαρακτηριστικών του φάσματος από ότι στην περίπτωση των μελετών EBL. Εικόνα 10 Ινστιτούτο Max Planck. Γιγάντιο νέφος αερίου ετοιμάζεται να χαθεί στη μαύρη τρύπα του Γαλαξία (Sagittarius A*). Κατευθύνεται προς τη μαύρη τρύπα που βρίσκεται στο κέντρο του Γαλαξία μας η οποία υπολογίζεται ότι θα το καταβροχθίσει στα τέλη του Υπολογίζεται ότι το νέφος θα καταβροχθιστεί από τη μαύρη τρύπα ενώ θα εκπεμφθούν στο διάστημα πολύ μεγάλες ποσότητες ακτινοβολίας. -Χάρη σε αυτήν την ακτινοβολία οι ερευνητές θα μπορέσουν να παρατηρήσουν το φαινόμενο αντλώντας πολύτιμες πληροφορίες για τις μαύρες τρύπες γενικότερα και για τον Τοξότη Α* ειδικότερα 4.5 Microquasars, gamma-ray, and X-ray binaries Σήμερα ένα μέρος των αντικειμένων που εκπέμπουν ακτίνες γάμμα υψηλής ενέργειας είναι γνωστό ότι είναι δυαδικά συστήματα (binary systems) που αποτελούνται από ένα συμπαγές αντικείμενο, έναν αστέρα νετρονίων ή μια μαύρη τρύπα, έχοντας σε τροχιά ένα αστέρι πολύ μεγάλης μάζας. Ενώ πολλά ερωτήματα για την εκπομπή των ακτίνων γάμμα από αυτά τα συστήματα εξακολουθούν ακόμη να είναι ανοιχτά (σε μερικές περιπτώσεις δεν είναι ακόμα σαφές αν η πηγή ενέργειας είναι ένα νεφέλωμα pulsar γύρω από ένα αστέρα νετρονίων ή το σημείο προσαύξησης μιας μαύρης τρύπας), είναι προφανές ότι προσφέρουν μια μοναδική ευκαιρία να πειραματιστούμε με κοσμικούς επιταχυντές. Κατά μήκος της έκκεντρης τροχιάς των συμπαγών αντικειμένων, το περιβάλλον (συμπεριλαμβανομένου και του πεδίου ακτινοβολίας) αλλάζει, με αποτέλεσμα μια περιοδική διαμόρφωση της εκπομπής των ακτίνων γάμμα, επιτρέποντας τη μελέτη του πως η επιτάχυνση των σωματιδίων επηρεάζεται από τις περιβαλλοντικές συνθήκες. Είναι ενδιαφέρον ότι η φυσική των microquasars στον γαλαξία μας μοιάζει με τις διαδικασίες που λαμβάνουν χώρα γύρω από τις υπέρμαζες μαύρες τρύπες σε μακρινούς ενεργούς γαλαξίες, με την εξαίρεση της αρκετά μειωμένης χρονικής κλίμακας, παρέχοντας ιδέες για τους μηχανισμούς εκπομπής. Τα παρακάτω είναι βασικά ερωτήματα σε αυτόν τον τομέα, τον οποίο το CTA θα είναι σε θέση να αντιμετωπίσει, λόγω της επέκτασης της πρόσβασης στον ενεργειακό χώρο, της βελτιωμένης ευαισθησίας και της εξαιρετικής γωνιακής ανάλυσης που θα παρέχει. α) Μελέτες του σχηματισμού των σχετικιστικών εκροών από ισχυρά μαγνητισμένα περιστρεφόμενα αντικείμενα. Αν τα δυαδικά συστήματα των ακτίνων γάμμα είναι pulsars, τότε η εκπομπή των ακτίνων γάμμα προέρχεται κυρίως από διαδικασίες μέσα στη ζώνη του ανέμου του pulsar ή μάλλον από σωματίδια που επιταχύνονται κατά τις συγκρούσεις των συστατικών του αέρα; Η απάντηση σ αυτήν την ερώτηση είναι μια συνάρτηση της ενέργειας; Τι ρόλο παίζουν οι εσωτερικοί άνεμοι, ειδικότερα με την τροφοδοσία των σωματιδίων; Η αστρονομία των ακτίνων γάμμα μπορεί να παρέχει δεδομένα που θα βοηθήσουν στην απάντηση των παραπάνω ερωτήσεων, αλλά επίσης θα ρίξουν φως στην κατανομή της ενέργειας των σωματιδίων μέσα στη ζώνη του ανέμου του pulsar. Πρόσφατα αποτελέσματα από το Fermi-LAT που αφορούν δυαδικά συστήματα ακτίνων γάμμα τέτοια όπως τα LS I and LS 5039 (τα οποία βρέθηκαν να είναι περιοδικά σε ενέργειες της τάξης των GeV και TeV) δείχνουν την ύπαρξη μιας ενέργειας αποκοπής λίγων GeV στο SED (ένα χαρακτηριστικό που δεν είχε προβλεφθεί από κανένα μοντέλο). Έτσι η μεγάλη ενεργειακή κάλυψη του CTA είναι μια απαραίτητη προϋπόθεση για τον διαχωρισμό των παλμικών και των συνεχόμενων συστατικών της ακτινοβολίας και της εξερεύνησης των διεργασιών που οδηγούν στις παρατηρούμενες φασματικές διαφορές στην περιοχή GeV TeV. β) Μελέτες της σχέσης μεταξύ συσσώρευσης και αποβολής (έξωσης) γύρω από συμπαγή αντικείμενα και παροδικές καταστάσεις που σχετίζονται με εκπομπή ακτινοβολίας πολύ υψηλής ενέργειας (VHE). Είναι γνωστό ότι οι μαύρες τρύπες εμφανίζουν διαφορετικές φασματικές καταστάσεις στην εκπομπή των ακτίνων Χ, με μεταβάσεις μεταξύ μιας χαμηλής /σκληρής κατάστασης, όπου φαίνεται ένα συμπαγές radio jet, σε μια υψηλή/μαλακή κατάσταση όπου η

13 Ακτίνες γάμμα από γαλαξιακές και εξωγαλαξιακές πηγές 13 ραδιοφωνική εκπομπή μειώνεται σε μεγάλο ποσοστό ή δεν μπορεί να ανιχνευτεί καθόλου. Αυτές οι φασματικές αλλαγές συνδέονται με αλλαγές στην εκπομπή των ακτίνων γάμμα; Υπάρχει κάποια εκπομπή ακτίνων γάμμα κατά τη διάρκεια μη θερμικών ραδιο εκρήξεων (με αυξημένη ροή κατά ένα παράγοντα έως 1000); Πράγματι αναμένεται εκπομπή των ακτίνων γάμμα μέσω του αντίστροφου φαινόμενου Compton, όταν εμφανίζονται εκλάμψεις από τα ραδιοφωνικά κύματα μέχρι τις ακτίνες Χ, λόγω της ακτινοβολίας synchrotron των σχετικιστικών ηλεκτρονίων. Έτσι ακτινοβολούνται, απώλειες διαφυγής, αδιαβατικές και εξαρτώμενες από την ενέργεια σε ταχέως διευρυνόμενα plasmoids (ράδιο σύννεφα). Μπορούν οι μελλοντικές παρατηρήσεις των ακτίνων γάμμα να θέσουν περιορισμούς στα μαγνητικά πεδία των plasmoids; Συνεχόμενες παρατηρήσεις των βασικών αντικειμένων (όπως ο Cyg X-1) με την ευαισθησία των σημερινών οργάνων (χρησιμοποιώντας υποσυστοιχίες του CTA) μπορούν να παρέχουν καλή κάλυψη. Αναλαμπές μικρότερες από 1 ώρα σε μια ροή της τάξης του 10% του Crab θα μπορούσε να ανιχνευθεί στην απόσταση του γαλαξιακού κέντρου. Ως εκ τούτου μεταβλητές πηγές θα μπορούσαν να παρακολουθούνται και συστήματα ενεργοποίησης να παρέχονται για παρατηρήσεις με όλα τα τηλεσκόπια του CTA ή με άλλα όργανα. Για μικρές αναλαμπές, η ενεργειακή κάλυψη στην περιοχή των GeV δεν είναι δυνατή με τα σημερινά όργανα (AGILE και Fermi-LAT λόγω έλλειψης ευαισθησίας). Συνεχής κάλυψη στις ψηλότερες ενέργειες είναι επίσης αδύνατη, λόγω της έλλειψης ευαισθησίας στη σημερινή γενιά των τηλεσκοπίων Cherenkov (IACT). Το CTA θα παρέχει βελτιωμένη πρόσβαση και στους δυο τομείς. γ) Σύγκρουση των jet με το ISM, ως μια μη μεταβλητή πηγή εκπομπής ακτίνων γάμμα. Βελτιωμένη γωνιακή ανάλυση στις υψηλές ενέργειες θα παρέχει ευκαιρίες για τη μελέτη των microquasars, ιδιαίτερα αν τα jet τους περιέχουν ένα σημαντικό τμήμα των σχετικιστικών αδρονίων. Ενώ οι εσωτερικοί μηχανισμοί θα εξακολουθούν να παραμένουν άλυτοι με τις μελλοντικές συστοιχίες τηλεσκοπίων Cherenkov, τα jet των microquasars και η αλληλεπίδρασή τους με το ISM θα μπορούσε να γίνει επιλύσιμη, οδηγώντας στη διάκριση της εκπομπής από το κεντρικό αντικείμενο (το οποίο μπορεί να είναι μεταβλητό) και από την αλληλεπίδραση jet- ISM (η οποία μπορεί να είναι σταθερή). 4.6 Stellar clusters, star formation, and starburst galaxies Ενώ το κλασικό παράδειγμα έχει τις εκρήξεις των supernova ως την κυρίαρχη πηγή των κοσμικών ακτίνων, πιθανολογείται ότι οι κοσμικές ακτίνες επιταχύνονται επίσης σε αστρικούς ανέμους γύρω από υπέρμαζα νέα αστέρια προτού εκραγούν ως supernova ή γύρω από σμήνη αστεριών. Πράγματι υπάρχουν αυξανόμενες ενδείξεις από τα δεδομένα των ακτίνων γάμμα για έναν πληθυσμό πηγών που σχετίζονται με νέα σμήνη αστέρων και περιβάλλονται από ισχυρούς αστρικούς ανέμους. Ωστόσο η έλλειψη ευαισθησίας σήμερα αποτρέπει τη λεπτομερή μελέτη και το σαφή προσδιορισμό αυτών των πηγών της ακτινοβολίας γάμμα. Το CTA σκοπεύει σε μια καλύτερη κατανόηση της σχέσης μεταξύ των διεργασιών σχηματισμού των αστέρων και της εκπομπής των ακτίνων γάμμα. Το CTA μπορεί πειραματικά να διαπιστώσει αν υπάρχει μια άμεση συσχέτιση μεταξύ του ποσοστού σχηματισμού των αστέρων και της φωτεινότητας των ακτίνων γάμμα, όταν διαδικασίες διάδοσης θερμότητας και απορρόφησης σε διαφορετικά περιβάλλοντα λαμβάνονται υπόψη. Τόσο οι συστοιχίες των τηλεσκοπίων του πειράματος VERITAS όσο και του HESS έχουν κάνει βαθιές παρατηρήσεις των κοντινότερων γαλαξιών που προέρχονται από αστρικές εκρήξεις και τους έχουν βρει να εκπέμπουν ακτίνες γάμμα στην περιοχή των TeV στο όριο της ευαισθησίας τους. Μελλοντικές παρατηρήσεις με βελτιωμένη ευαισθησία σε υψηλότερες και χαμηλότερες ενέργειες θα αποκαλύψουν λεπτομέρειες αυτής της ακτινοβολίας η οποία με τη σειρά της θα βοηθήσει στην κατανόηση του φάσματος, παρέχοντας περιορισμούς στα σενάρια φυσικής εκπομπής. Επίσης θα επεκτείνουν τη μελέτη της σχέσης μεταξύ των διαδικασιών σχηματισμού των αστέρων και εκπομπής ακτίνων γάμμα σε εξωγαλαξιακά περιβάλλοντα. 4.7 Pulsar physics Η μαγνητόσφαιρα των Pulsar είναι γνωστό ότι δρα σαν ένας αποτελεσματικός κοσμικός επιταχυντής. Ακόμη όμως δεν υπάρχει ολοκληρωμένο και αποδεκτό μοντέλο για τον μηχανισμό αυτής της επιτάχυνσης. Μια διαδικασία η οποία περιλαμβάνει ηλεκτροδυναμική με πολύ υψηλά μαγνητικά πεδία καθώς και τα αποτελέσματα της γενικής σχετικότητας. Η παλμική εκπομπή των ακτίνων γάμμα επιτρέπει τον διαχωρισμό των διεργασιών που συμβαίνουν στη μαγνητόσφαιρα από την εκπομπή στο περιβάλλοντα νεφέλωμα. Αυτή η παλμική εκπομπή σε δεκάδες GeV η οποία μπορεί να ανιχνευτεί με τηλεσκόπια Cherenkov έχει πρόσφατα αποδειχθεί από το πείραμα MAGIC με τον Pulsar Crab (η ευαισθησία για τους Pulsars με γνωστή συχνότητα παλμών είναι σχεδόν μια τάξη μεγέθους υψηλότερη από ότι οι τυ-

14 14 Αστροσωματιδιακή φυσική ποποιημένες πηγές). Τα σημερινά αποτελέσματα του Fermi-LAT παρέχουν κάποια υποστήριξη για μοντέλα στα οποία η εκπομπή ακτίνων γάμμα λαμβάνει χώρα μακριά έξω στη μαγνητόσφαιρα, με μειωμένη απορρόφηση μαγνητικού πεδίου (για παράδειγμα στις περιοχές outer gaps). Εικόνα 11 Η εκπομπή των ακτίνων γάμμα γίνεται στην εξωτερική μαγνητόσφαιρα του αστέρα νετρονίων. Στις περιοχές outer gaps. Σε αυτά τα μοντέλα, στην κατανομή του ενεργειακού φάσματος αναμένονται εκθετικά cut-offs σε μερικά GeV, τα οποία έχουν ήδη βρεθεί σε αρκετούς Fermi pulsars. Για να επιτευχθεί περαιτέρω πρόοδος στην κατανόηση του μηχανισμού εκπομπής στους pulsars είναι απαραίτητο να μελετήσουμε την ακτινοβολία τους σε ακραίες ενέργειες. Ειδικότερα τα χαρακτηριστικά της εκπομπής των Pulsars στην περιοχή των GeV (σήμερα εξετάζονται καλύτερα από το Fermi-LAT) και στις πολύ υψηλές ενέργειες (VHE), θα μας πουν περισσότερα για την ηλεκτροδυναμική μέσα στις μαγνητόσφαιρές τους. Μελέτες των αλληλεπιδράσεων του ανέμου των σωματιδίων της μαγνητόσφαιρας με τα εξωτερικά πεδία (μαγνητικά, αστρικό φως, CMB) είναι εξίσου ζωτικής σημασίας. Μεταξύ ~10 GeV και ~50 GeV (όπου η απόδοση του LAT οριοθετείται) το CTA, με μια ειδική έναρξη χαμηλής ενέργειας για παλμικές πηγές θα επιτρέψει μια κοντινότερη ματιά σε άγνωστες πηγές Fermi και μια βαθύτερη ανάλυση των υποψήφιων Pulsars Fermi. Πάνω από τα 50 GeV το CTA θα διερευνήσει τις πιο ακραίες ενεργητικές διαδικασίες στους millisecond pulsars. Ο τομέας που περιλαμβάνει τις πολύ υψηλές ενέργειες (VHE) θα είναι ιδιαίτερα σημαντικός για τη μελέτη των millisecond pulsars, πάρα πολύ όπως ο τομέας των υψηλών ενεργειών (HE with Fermi) είναι για τους κλασικούς pulsars. Από την άλλη πλευρά, ο μηχανισμός εκπομπής υψηλής ενέργειας από τους magnetars είναι ουσιαστικά άγνωστος. Από τους magnetars δεν περιμένουμε εκπομπή polar cap. Λόγω του μεγάλου μαγνητικού πεδίου, όλα τα φωτόνια υψηλής ενέργειας θα μπορούσαν να απορροφηθούν αν εκπέμπονται κοντά στον αστέρα νετρονίων. Το CTA θα μπορούσε να δοκιμάσει μοντέλα outer-gap, ειδικά αν μεγάλες αναλαμπές ακτίνων Χ συνοδεύονται από εκπομπή ακτίνων γάμμα. Το CTA μπορεί να μελετήσει την εκπομπή στην περιοχή GeV-TeV, που σχετίζονται με μικρής χρονικής κλίμακας φαινόμενα των pulsar, τα οποία είναι έξω από την κλίμακα των σημερινών οργάνων. Το CTA μπορεί να παρατηρήσει πιθανά φαινόμενα υψηλής ενέργειας που σχετίζονται με το χρονικό θόρυβο (στον οποίο η φάση του παλμού και/ή η συχνότητα των ραδιοπαλμών παρασύρεται στοχαστικά) ή σε αιφνίδιες αυξήσεις στη συχνότητα των παλμών (δυσλειτουργίες) που παράγονται από φαινομενικές αλλαγές στη ροπή αδράνειας του αστέρα νετρονίων. Περιοδικές μετρήσεις με δορυφορικά όργανα, τα οποία απαιτούν πολύ μεγάλους χρόνους ολοκλήρωσης, μπορεί να επηρεαστούν από τέτοιες δυσλειτουργίες, ενώ οι μετρήσεις του CTA με την πολύ μεγαλύτερη περιοχή ανίχνευσης και τους αντίστοιχα μικρότερους χρόνους μέτρησης, δεν επηρεάζονται. 4.8 Galaxy clusters Τα σμήνη των γαλαξιών είναι αποθήκες κοσμικών ακτίνων, δεδομένου ότι όλες οι κοσμικές ακτίνες που παράγονται στους γαλαξίες του σμήνους από την αρχή του σύμπαντος θα πρέπει να περιορίζονται εκεί. Διερευνώντας την πυκνότητα των κοσμικών ακτίνων στα σμήνη μέσω της εκπομπής των ακτίνων γάμμα, παίρνουμε μια θερμιδομετρική μέτρηση της συνολικής, ολοκληρωμένης μη θερμικής παραγωγής ενέργειας των γαλαξιών. Κραδασμοί προσαύξησης ή συγχώνευσης έξω από το σύμπλεγμα των γαλαξιών παρέχουν μια επιπλέον πηγή σωματιδίων υψηλής ενέργειας. Η εκπομπή από τα σμήνη των γαλαξιών προβλέπεται σε επίπεδα λίγο κάτω από την ευαισθησία των σημερινών οργάνων. Τα σμήνη γαλαξιών είναι τα μεγαλύτερα βαρυτικά δεσμευμένα αντικείμενα στο σύμπαν. Η παρατήρηση των κυρίως ραδιοφωνικών (και σε μερικές περιπτώσεις ακτίνων Χ) εκπομπών, αποδεικνύει την ύπαρξη των μη θερμικών φαινομένων σ αυτά, αλλά

15 Ακτίνες γάμμα από γαλαξιακές και εξωγαλαξιακές πηγές 15 οι ακτίνες γάμμα δεν έχουν ακόμη ανιχνευτεί. Μια πιθανή πρόσθετη πηγή μη θερμικής ακτινοβολίας από τα σμήνη είναι η εξαΰλωση της σκοτεινής ύλης (DM). Η αυξημένη ευαισθησία του CTA θα βοηθήσει στο να αποδείξουμε το σήμα της σκοτεινής ύλης και το CTA θα μπορούσε ενδεχομένως να είναι το πρώτο πείραμα που θα χαρτογραφήσει τη σκοτεινή ύλη στην κλίμακα των γαλαξιακών σμηνών. 4.9 Dark matter and fundamental physics Η κυρίαρχη μορφή της ύλης στο σύμπαν είναι η άγνωστη μέχρι τώρα σκοτεινή ύλη, η οποία είναι πιο πιθανόν να υπάρχει με τη μορφή μιας νέας τάξης σωματιδίων όπως αυτά που προβλέπονται στην υπερσυμμετρία ή της επέκτασης των επιπλέον διαστάσεων στο στάνταρ μοντέλο της σωματιδιακής φυσικής. Ανάλογα με το μοντέλο, αυτά τα σωματίδια σκοτεινής ύλης μπορούν να εξαϋλωθούν ή να διασπαστούν για να παράγουν ανιχνεύσιμα σωματίδια του στάνταρ μοντέλου, ειδικότερα ακτίνες γάμμα. Μεγάλες πυκνότητες σκοτεινής ύλης λόγω της συσσώρευσης σε βαρυτικά δυναμικά πηγάδια οδηγούν σε ανιχνεύσιμες ροές, ειδικά για εξαΰλωση, όπου το ποσοστό είναι ανάλογο με το τετράγωνο της πυκνότητας. Το CTA είναι ένα πείραμα για ανακαλύψεις με πρωτοφανή ευαισθησία γι αυτήν την ακτινοβολία και επίσης ένα ιδανικό εργαλείο για τη μελέτη των ιδιοτήτων των σωματιδίων της σκοτεινής ύλης. Αν τα σωματίδια πέρα από το καθιερωμένο μοντέλο ανακαλυφθούν (στον Large Hadron Collider ή σε υπόγεια πειράματα), το CTA θα είναι σε θέση να διαπιστώσει αν όντως δημιουργούν την σκοτεινή ύλη στο σύμπαν. Βραδέως κινούμενα σωματίδια της σκοτεινής ύλης θα μπορούσαν να οδηγήσουν σε μια εντυπωσιακή, σχεδόν μονοενεργητική εκπομπή φωτονίων. Η ανακάλυψη τέτοιων γραμμών εκπομπής θα ήταν πειστικές αποδείξεις για τη σκοτεινή ύλη. Το CTA θα μπορούσε να έχει τη δυνατότητα ανίχνευσης αυτών των γραμμών των ακτίνων γάμμα ακόμη και αν η ενεργός διατομή καταστέλλεται κυκλικά. Πράγμα που συμβαίνει για την πιο δημοφιλή υποψήφια σκοτεινή ύλη, δηλαδή εκείνη που εμπνέεται από τις ελάχιστες υπερσυμμετρικές επεκτάσεις στο στάνταρ μοντέλο (MSSM) και σε μοντέλα με επιπλέον διαστάσεις όπως οι θεωρίες των Kaluza-Klein. Οι γραμμές ακτινοβολίας από αυτήν την υποψήφια σκοτεινή ύλη δεν είναι ανιχνεύσιμες από τα πειράματα Fermi, HESS II ή MAGIC II, εκτός αν γίνουν αισιόδοξες υποθέσεις για την κατανομή της πυκνότητας της σκοτεινής ύλης. Πρόσφατες ενημερώσεις των υπολογισμών που αφορούν το φάσμα των ακτίνων γάμμα από την εξαΰλωση του MSSM (Minimal Supersymmetric Standard Model) της σκοτεινής ύλης δείχνουν την πιθανότητα των συνεισφορών στην τελική κατάσταση που οδηγούν σε ξεχωριστά φασματικά χαρακτηριστικά. Η πιο γενική συνεχόμενη συνεισφορά (που προκύπτει από την παραγωγή πιονίου) είναι περισσότερο ασαφής αλλά, με το καμπύλο σχήμα της, ενδεχομένως να διακρίνεται από το συνηθισμένο φασματικό νόμο ισχύος που παρουσιάζεται από γνωστές αστροφυσικές πηγές. Το γαλαξιακό μας κέντρο είναι μια από τις πιο υποσχόμενες περιοχές για να ψάξουμε για ακτινοβολία από εξαΰλωση σκοτεινής ύλης, λόγω της προβλεπόμενης πολύ υψηλής πυκνότητας σκοτεινής ύλης. Έχει παρατηρηθεί από πολλά πειράματα μέχρι στιγμής (για παράδειγμα τα HESS, MAGIC και VERITAS) και έχει βρεθεί εκπομπή ακτινοβολίας γάμμα υψηλής ενέργειας. Ωστόσο ο εντοπισμός σκοτεινής ύλης στο γαλαξιακό κέντρο είναι περίπλοκος από την παρουσία πολλών συμβατικών υποψήφιων πηγών, καθώς και τις δυσκολίες της επαρκούς μοντελοποίησης της διάχυσης του υποβάθρου των ακτίνων γάμμα. Η γωνιακή και η ενεργειακή ανάλυση του CTA, καθώς και η αυξημένη του ευαισθησία θα είναι ζωτικής σημασίας στο να διαχωριστούν οι διαφορετικές συνεισφορές στην ακτινοβολία από το γαλαξιακό κέντρο. Άλλοι ξεχωριστοί στόχοι για αναζητήσεις σκοτεινής ύλης είναι οι σφαιροειδείς νάνοι και οι γαλαξίες νάνοι. Αυτοί εκθέτουν μεγάλες αναλογίες μάζας - φωτός και επιτρέπουν την έρευνα της σκοτεινής ύλης με χαμηλά αστροφυσικά υπόβαθρα. Με το HESS, το MAGIC και το Fermi-LAT, κάποια από αυτά τα αντικείμενα έχουν παρατηρηθεί και τα ανώτερα όρια της εξαΰλωσης της σκοτεινής ύλης που υπολογίστηκαν, ανέρχονται σήμερα περίπου μια τάξη μεγέθους πάνω από την πρόβλεψη των σημαντικότερων κοσμολογικών μοντέλων. Το CTA θα έχει καλή ευαισθησία για Weakly Interacting Massive Particle (WIMP), αναζητήσεις εξαΰλωσης στον χαμηλό και στον μεσαίο τομέα της ενέργειας. Αναμένεται μια βελτίωση στην ευαισθησία της ροής, της 1-2 τάξεις μεγέθους πάνω από τα σημερινά όργανα. Έτσι το CTA θα επιτρέψει δοκιμές σε σημαντικές περιοχές της χωρικής παραμέτρου του MSSM. Η σκοτεινή ύλη θα μπορούσε επίσης να προκαλέσει φασματικές και χωρικές παρατηρήσεις στην εξωγαλαξιακή και γαλαξιακή διάχυση εκπομπών. Ενώ η εκπομπή των συμβατικών αστροφυσικών πηγών αυξάνεται με την τοπική πυκνότητα της ύλης, η εκπομπή της εξαϋλωμένης σκοτεινής ύλης αυξάνεται με το τετράγωνο της πυκνότητας, προκαλώντας διαφορές στην μικρή κλίμακα ανισοτροπίας του φάσματος ισχύος της διάχυσης της εκπομπής.

16 16 Αστροσωματιδιακή φυσική Εικόνα 12 Χάρτης της σκοτεινής μάζας από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble της NASA. Ο λεπτομερής χάρτης της σκοτεινής μάζας δίνει ενδείξεις για την ανάπτυξη του σμήνους των γαλαξιών. Αυτή η εικόνα του διαστημικού τηλεσκοπίου Hubble της NASA δείχνει την κατανομή της σκοτεινής ύλης στο κέντρο του γιγαντιαίου σμήνους γαλαξιών Abell 1689, που περιέχει περίπου 1000 γαλαξίες και τρισεκατομμύρια αστέρια. Η σκοτεινή ύλη είναι μια αόρατη μορφή ύλης που αντιπροσωπεύει το μεγαλύτερο μέρος της μάζας του σύμπαντος. Το τηλεσκόπιο Hubble δεν μπορεί να δει την σκοτεινή ύλη απευθείας. Οι αστρονόμοι συμπέραναν τη θέση της αναλύοντας την επίδραση του βαρυτικού φακού, όπου το φως από τους γαλαξίες πίσω από τον Abell 1689 είναι παραμορφωμένο από ύλη που παρεμβαίνει μέσα στο σμήνος. Οι πρόσφατες μετρήσεις του ποσοστού των ποζιτρονίων που παρουσιάστηκαν από την σύμπραξη PAMELA, δείχνουν προς μια σχετικιστική τοπική πηγή ποζιτρονίων και ηλεκτρονίων, ειδικά αν συνδυαστεί με τη μέτρηση του φάσματος των e +, e από το Fermi-LAT. Οι κύριοι υποψήφιοι που προβάλλουν είναι είτε pulsars ή εξαΰλωση σκοτεινής ύλης. Ένας τρόπος για να γίνει διάκριση μεταξύ αυτών των δυο υποθέσεων είναι το φασματικό σχήμα. Το φάσμα της σκοτεινής ύλης παρουσιάζει μια ξαφνική πτώση σε μια ενέργεια η οποία αντιστοιχεί στη μάζα του σωματιδίου της σκοτεινής ύλης, ενώ το φάσμα του pulsar πέφτει πιο ομαλά. Μια άλλη ένδειξη είναι μια μικρή ανισοτροπία, είτε προς την κατεύθυνση του γαλαξιακού κέντρου (για τη σκοτεινή ύλη) ή στην κατεύθυνση των πιο κοντινών μεγάλων σε ηλικία pulsars. Η μεγάλη αποτελεσματική περιοχή του CTA, περίπου έξι τάξεις μεγέθους μεγαλύτερη από αυτήν για πειράματα δορυφόρων και η μεγάλη βελτίωση της απόδοσης σε σχέση με τα υπάρχοντα παρατηρητήρια ακτινοβολίας Cherenkov, μπορεί να επιτρέψουν την μέτρηση του φασματικού σχήματος, ακόμη και τη μικροσκοπική διπολική ανισοτροπία. Αν το αποτέλεσμα της PAMELA προήλθε από σκοτεινή ύλη, η μάζα του σωματιδίου της σκοτεινής ύλης θα πρέπει να είναι >1TeV/c 2, δηλαδή μεγάλη σε σύγκριση με τους περισσότερους υποψήφιους σκοτεινής ύλης στο MSSM και στις θεωρίες των Kaluza-Klein. Με την καλύτερη ευαισθησία στα 1TeV το CTA θα ήταν κατάλληλο για να ανιχνεύσει σωματίδια σκοτεινής ύλης μάζας της τάξης των TeV/c 2. Η καλύτερη ευαισθησία του Fermi-LAT για τη σκοτεινή ύλη είναι σε μάζες της τάξης των GeV/c 2. Τα ηλεκτρόνια και τα ποζιτρόνια που προέρχονται από την εξαΰλωση της σκοτεινής ύλης ή από τη διάσπαση, παράγουν επίσης ακτινοβολία synchrotron στα μαγνητικά πεδία που υπάρχουν στις πυκνές περιοχές όπου η εξαΰλωση μπορεί να συμβεί. Αυτό ανοίγει τη δυνατότητα των παρατηρήσεων σε πολλά μήκη κύματος. Ανεξάρτητα από το μήκος κύματος στην περιοχή στην οποία η σκοτεινή ύλη θα είναι ανιχνεύσιμη, χρησιμοποιώντας σημερινά ή μελλοντικά πειράματα, είναι προφανές ότι το CTA θα παρέχει κάλυψη για το υψηλότερο κομμάτι της ενέργειας του φάσματος των διάφορων μηκών κύματος που απαιτείται για να εντοπίσει διακρίσεις και μελέτες της σκοτεινής ύλης έμμεσα. Λόγω του εξαιρετικά μικρού μήκους κύματος και των μεγάλων αποστάσεων διάδοσης, οι ακτίνες γάμμα πολύ υψηλής ενέργειας είναι ευαίσθητες στην μικροσκοπική δομή του χωροχρόνου. Μικρής κλίμακας διαταραχές της ομαλής συνέχειας του χωροχρόνου θα πρέπει να εκδηλώνονται σε μια (πολύ μικρή) ενεργειακή εξάρτηση από την ταχύτητα του φωτός. Μια τέτοια παραβίαση του αναλλοίωτου του Lorentz, στην οποία βασίζεται η ειδική θεωρία της σχετικότητας, είναι παρούσα σε ορισμένα μοντέλα κβαντικής βαρύτητας (QG). Γεγονότα εκρήξεων στα οποία παράγονται ακτίνες γάμμα, όπως στους ενεργούς γαλαξίες, επιτρέπουν αυτήν την ενεργειακή εξάρτηση της διασποράς των ακτίνων γάμμα να διερευνάται και να μπορεί να χρησιμοποιηθεί για να τεθούν όρια σε ορισμένες κατηγορίες των σεναρίων της κβαντικής βαρύτητας και μπορεί ενδεχομένως να οδηγήσουν στην ανακάλυψη των αποτελεσμάτων που σχετίζονται με τη φυσική της κλίμακας του Planck. Το CTA έχει την ευαισθησία να ανιχνεύσει χαρακτηριστικά χρονοδιαγράμματα και αποτελέσματα κβαντικής βαρύτητας σε καμπύλες φωτός από AGN (αν πράγματι υπάρχουν), σε μια τακτική βάση, χωρίς εξαιρετικές καταστάσεις ροής από τις πηγές και σε μικρά παράθυρα παρατήρησης. Το CTA μπορεί να επιλύσει χρονοδιαγράμματα μέσα σε λίγα δευτερόλεπτα σε καμπύλες φωτός από AGN και σε αποτελέσματα κβαντικής βαρύτητας έως 10s. Η πολύ καλή

17 Ακτίνες γάμμα από γαλαξιακές και εξωγαλαξιακές πηγές 17 ευαισθησία σε ενέργειες > 1TeV είναι ιδιαίτερα σημαντική για να διερευνήσει τις ιδιότητες των επιδράσεων κβαντικής βαρύτητας σε υψηλότερες τάξεις. Το Fermi πρόσφατα παρουσίασε αποτελέσματα που βασίζονται σε παρατηρήσεις ενός GRB που ουσιαστικά αποκλείουν γραμμικές στην ενέργεια μεταβολές της ταχύτητας του φωτός έως σε 1.2 της κλίμακας του Planck. Για να δοκιμάσουμε τετραγωνικές ή υψηλότερης τάξης εξαρτήσεις, θα χρειαστεί η ευαισθησία που παρέχεται από το CTA. 5. Imaging stars and stellar surfaces Η αναζήτηση για καλύτερη γωνιακή ανάλυση στην αστρονομία οδηγεί πολλές από τις εξελίξεις των οργάνων παγκοσμίως, από τις ακτίνες γάμμα μέσω χαμηλών συχνοτήτων στα ραδιοκύματα. Η οπτική περιοχή είναι η καλύτερη για τη μελέτη αντικειμένων με αστρικές θερμοκρασίες και τα σημερινά όρια στη γωνιακή ανάλυση αντιπροσωπεύονται από οπτικά συμβολόμετρα, τέτοια όπως τα ESO VLTI στην Χιλή ή η διάταξη CHARA στην Καλιφόρνια. Πρόσφατα αυτά έχουν παράγει εικόνες γιγαντιαίων αστεριών που περιβάλλονται από κελύφη αερίων που έχουν εκτιναχθεί και αποκάλυψαν το πεπλατυσμένο σχήμα των άστρων, παραμορφωμένο από την ταχεία περιστροφή. Ωστόσο συμβολόμετρα τέτοιας φάσης περιορίζονται από την ατμοσφαιρική αναταραχή σε γραμμές εδάφους όχι μεγαλύτερες από 100m και σε μήκη κύματος μεγαλύτερα από το εγγύς υπέρυθρο. Μόνο πολύ λίγα αστέρια είναι αρκετά μεγάλα για να εικονογραφηθούν από τις τρέχουσες εγκαταστάσεις. Για να δούμε τις μικρότερες λεπτομέρειες (για παράδειγμα τις μαγνητικά ενεργές περιοχές, δίσκους που δημιουργούν πλανήτες, σκοτεινά μέρη του αστρικού δίσκου) απαιτούνται συμβολομετρικές γραμμές εδάφους της τάξης του 1Km. Έχει προταθεί να ενσωματωθούν τέτοια όργανα σε φιλόδοξες μελλοντικές διαστημικές αποστολές (Luciola Hypertelescope για την ESA Cosmic Vision, Stellar Imager για την NASA vision mission), ή να τα τοποθετήσουν πάνω στη Γη σε περιοχές με την καλύτερη δυνατή ορατότητα, για παράδειγμα στην Ανταρκτική (διάταξη KEOPS). Ωστόσο η πολυπλοκότητα και το κόστος αυτών των σχεδίων, φαίνεται να τοποθετεί την υλοποίησή τους σε ορίζοντα πέραν του άμεσου σχεδιασμού. Ίσως μια εναλλακτική λύση που μπορεί να πραγματοποιηθεί πολύ νωρίτερα, προσφέρεται από το CTA το οποίο θα μπορούσε να γίνει το πρώτο σύστημα απεικόνισης χιλιομετρικής κλίμακας. Η μέθοδος αυτή απαιτεί πολλά τηλεσκόπια κατανεμημένα πάνω σε περισσότερο από ένα τετραγωνικό χιλιόμετρο. Η πολύ μεγάλη αυτή οπτική περιοχή συλλογής, θα δίνει μια εξαιρετική δυνατότητα για πολύ υψηλή γωνιακή ανάλυση (sub-milliarcsecond) και οπτική απεικόνιση μέσω μεγάλης έντασης συμβολομετρίας. Η μέθοδος αυτή αναπτύχθηκε αρχικά από τους Hanbury Brown και Twiss τη δεκαετία του 1950 για τη μέτρηση του μεγέθους των άστρων. Από τότε έχει χρησιμοποιηθεί εκτεταμένα στη σωματιδιακή φυσική ( HBT συμβολομετρία ) αλλά δεν είχε καμία πρόσφατη εφαρμογή στην αστρονομία επειδή απαιτεί μεγάλη διασπορά τηλεσκοπίων σε μεγάλες αποστάσεις, οι οποίες δεν ήταν διαθέσιμες μέχρι την πρόσφατη εξέλιξη των atmospheric Cherenkov telescopes. Τα μεγάλα πλεονεκτήματα της παρατήρησης της έντασης της συμβολομετρίας είναι η μικρή της ευαισθησία σε ατμοσφαιρικές διαταραχές και σε ατέλειες της οπτικής ποιότητας των τηλεσκοπίων. Αυτό οφείλεται στο γεγονός της ηλεκτρονικής (περισσότερο παρά της οπτικής) σύνδεσης των τηλεσκοπίων. Ο θόρυβος σχετίζεται με ηλεκτρονικά χρονοδιαγράμματα των nanosecond (και αποστάσεις διάδοσης του φωτός των centimetres ή metres) και όχι με εκείνα του μήκους κύματος του φωτός (femtoseconds and nanometres). Οι απαιτήσεις είναι εντυπωσιακά παρόμοιες με εκείνες για τη μελέτη του φωτός Cherenkov. Μεγάλα τηλεσκόπια συλλογής φωτός, υψηλής ταχύτητας οπτικοί ανιχνευτές με ευαισθησία που εκτείνεται μέχρι το γαλάζιο και διαχείριση των σημάτων στα επίπεδα των nanosecond, σε πραγματικό χρόνο. Η κύρια διαφορά με τη λειτουργία των απλών τηλεσκοπίων Cherenkov βρίσκεται στη μετέπειτα ανάλυση του σήματος, η οποία συνθέτει ψηφιακά ένα οπτικό τηλεσκόπιο. Τα φωτεινά αστέρια μπορούν να μετρηθούν από το σημείο παρατήρησης των επιχειρήσεων του εργαστηρίου, με συμβολομετρία κατά τη διάρκεια φωτεινών περιόδων του ουρανού της πανσέληνου. Αυτό όμως θα μπορούσε να παρεμποδίσει τις μελέτες Cherenkov. Γενικότερα οι στόχοι των πειραμάτων περιλαμβάνουν τη μελέτη των δίσκων και των επιφανειών των θερμών και φωτεινών αστέρων. Οι ταχέως περιστρεφόμενοι αστέρες, φυσιολογικά παίρνουν ένα πεπλατυσμένο σχήμα, με μια διόγκωση του ισημερινού η οποία, για αστέρια που περιστρέφονται κοντά στην ταχύτητα διάλυσής τους, μπορεί να επεκταθεί σε ένα κυκλικό αστρικό δίσκο, ενώ οι περιοχές με υψηλότερη αποτελεσματική βαρύτητα κοντά στους πόλους του αστέρα υπερθερμαίνονται δημιουργώντας έναν αστρικό άνεμο. Αν ο αστέρας παρατηρείται από κοντά στο επίπεδο του ισημερινό του, προκύπτει μια πεπλατυσμένη εικόνα. Αν ο αστέρας παρατηρείται από κοντά στους πόλους του, θα εμφανιστεί μια ακτινική βαθμίδα θερμοκρασίας. Ενδεχομένως, αστέρες

18 18 Αστροσωματιδιακή φυσική με ισχυρή και γρήγορη διαφορική περιστροφή, θα μπορούσαν να έχουν σχήματα, ενδιάμεσα ενός ντόνατ και μιας σφαίρας. Η μέθοδος επιτρέπει μελέτες και στις δυο ευρείες ζώνες του οπτικού φωτός και σε μεμονωμένες γραμμές εκπομπής και επιτρέπει τη χαρτογράφηση της ροής των αερίων μεταξύ των συστατικών σε κοντινά δυαδικά αστέρια. 6. Measurements of charged cosmic rays Τα τηλεσκόπια Cherenkov μπορούν να συμβάλλουν στη φυσική των κοσμικών ακτίνων, ανιχνεύοντας αυτά τα σωματίδια άμεσα. Το CTA θα μπορεί να παρέχει μετρήσεις του φάσματος των ηλεκτρονίων και των πυρήνων των κοσμικών ακτίνων στο καθεστώς της ενέργειας όπου τα μπαλόνια και τα διαστημικά όργανα έχουν ξεμείνει από δεδομένα. Η σύσταση των κοσμικών ακτίνων έχει μετρηθεί με μπαλόνια και διαστημικά όργανα (για παράδειγμα TRACER) μέχρι την ενέργεια των 100 TeV. Ξεκινώντας από περίπου 1 PeV, τα όργανα μπορούν να ανιχνεύσουν ατμοσφαιρικούς καταιγισμούς στο επίπεδο του εδάφους (για παράδειγμα KASCADE). Τέτοια πειράματα ατμοσφαιρικών καταιγισμών έχουν ωστόσο δυσκολίες στον εντοπισμό ατομικών πυρήνων και κατά συνέπεια τα αποτελέσματά τους για τη σύνθεση των κοσμικών ακτίνων είναι χαμηλότερης ανάλυσης σε σχέση με τις άμεσες μετρήσεις. Τα τηλεσκόπια Cherenkov είναι οι πιο ελπιδοφόροι υποψήφιοι για να κλείσουν το πειραματικό χάσμα μεταξύ των ενεργειών των TeV και PeV και πιθανώς θα επιτύχουν καλύτερη ανάλυση μάζας από τις συστοιχίες εδάφους σωματιδίων. Επιπλέον πειράματα όπως το CTA θα μπορούν να πραγματοποιήσουν κρίσιμες μετρήσεις του φάσματος των ηλεκτρονίων των κοσμικών ακτίνων. Ηλεκτρόνια με ενέργειες της τάξης των TeV έχουν πολύ μικρό χρόνο ζωής και επομένως μικρές αποστάσεις διάδοσης λόγω της γρήγορης απώλειας ενέργειας. Το άνω άκρο του φάσματος των ηλεκτρονίων (το οποίο δεν είναι προσβάσιμο από τα σημερινά μπαλόνια και τα δορυφορικά πειράματα), αναμένεται ότι μπορεί να οφείλεται σε τοπικούς επιταχυντές ηλεκτρονίων. Το φάσμα των ηλεκτρονίων των κοσμικών ακτίνων μπορεί να παρέχει πολύτιμες πληροφορίες σχετικά με τα χαρακτηριστικά των πηγών που συνεισφέρουν στη δημιουργία τους και με τη διάδοσή τους. Ενώ τέτοιες μετρήσεις εμπλέκουν αναλύσεις που διαφέρουν από τις συμβατικές μελέτες των ακτίνων γάμμα, μια απόδειξη επί της αρχής έχει ήδη πραγματοποιηθεί από τα τηλεσκόπια HESS. Φάσματα των ηλεκτρονίων και των πυρήνων σιδήρου έχουν δημοσιευθεί. Η αύξηση της ευαισθησίας που αναμένεται από το CTA θα προσφέρει σημαντικές βελτιώσεις σε αυτές τις μετρήσεις. 7. Σκοπός και κίνητρο για τις έρευνες του CTA 7.1. Έρευνες του CTA στο γαλαξιακό επίπεδο Περισσότερες από τις μισές, από τις 120 σημερινές γνωστές πηγές ακτινοβολίας πολύ υψηλής ενέργειας (VHE), βρίσκονται μέσα σε λίγους μοίρες πάνω στο γαλαξιακό επίπεδο (εικόνα 13). Οι γαλαξιακές πηγές πολύ υψηλής ενέργειας είναι, εκτός από λίγες εξαιρέσεις (Galactic Center, gamma-ray binaries, blazars) εκτεταμένες και μη μεταβλητές και κάνουν μια έρευνα στο γαλαξιακό επίπεδο, να είναι μια ελκυστική λύση για τη μεγιστοποίηση της κάλυψης και την αποτελεσματική παρατήρηση χωρίς να χάνονται οι πηγές. Εικόνα 13 Γνωστές πηγές πολύ υψηλής ενέργειας (VHE) από τον κατάλογο TeVCat μέχρι τον Ιούλιο του 2011 σχεδιασμένες σε γαλαξιακές συντεταγμένες. Οι έγχρωμες περιοχές δείχνουν τον προσβάσιμο ουρανό από το HESS (κόκκινη περιοχή) και από τα Veritas/MAGIC (γαλάζια περιοχή). Το χρώμα των σημείων προσδιορίζει τον τύπο των πηγών: pulsar wind nebulae (ματζέντα), AGN (κόκκινο), SNR (πράσινο), binaries (κίτρινο), starburst (πορτοκαλί), other identified (μπλε), unidentified (γκρι). Η πρώτη έρευνα στο γαλαξιακό επίπεδο στις πολύ υψηλές ενέργειες, από μια διάταξη απεικόνισης τηλεσκοπίων Cherenkov (IACT) έγινε από το πείραμα H.E.S.S. Η αρχική έρευνα χρησιμοποίησε 230 ώρες πραγματικού χρόνου για να καλύψει ǀlǀ ±30 ο, ǀbǀ 3 o ( 0,9% του ουρανού). Η έρευνα αυτή οδήγησε στην ανίχνευση 17 πηγών (περιλαμβανομένων 3 γνωστών πηγών) με τις πιο αμυδρές να έχουν μια ροή ακτίνων πολύ υψηλής ενέργειας ισοδύναμη με το 5% με αυτό του Crab nebula (50 mcrab). Η έρευνα έχει τώρα επεκταθεί ώστε να καλύψει -90 ο <l<60 ο ( 2,2% του ουρανού), με την ανίχνευση περίπου 50 πηγών και με μια ευαισθησία που προσεγγίζει τα 20 mcrab. Η τρέχουσα έρευνα στο γαλαξιακό επίπεδο εκτιμάται ότι θα ολοκληρωθεί στα 85 mcrab. Ο συ-