Πανεπιστήμιο Πατρών. Τμήμα Φυσικής. Τομέας Θεωρητικής Φυσικής. Περί Των AGN. Τζέμος Αθανάσιος. Μεταπτυχιακός Φoιτητής Θεωρητικής Φυσικής A.M.

Transcript

1 Πανεπιστήμιο Πατρών Τμήμα Φυσικής Τομέας Θεωρητικής Φυσικής Περί Των AGN Τζέμος Αθανάσιος Μεταπτυχιακός Φoιτητής Θεωρητικής Φυσικής A.M. 286

2 Η εργασία αυτή πραγματοποιήθηκε στα πλαίσια του μαθήματος «Ειδικά Θέματα Κοσμολογίας» του Μεταπτυχιακού Προγράμματος Θεωρητικής Φυσικής, υπό την επίβλεψη του καθηγητού Αστροφυσικής κ. Βασιλείου Γερογιάννη. Η εργασία αφορά τους Ενεργούς Γαλαξίες και ιδιαίτερα ένα υποσύνολο αυτών, τα quasars. Σκοπός της εργασίας είναι η συνοπτική παρουσίαση αυτών των «εξωτικών» αντικειμένων, που απασχολούν εδώ και αρκετά χρόνια όλο και περισσότερους Αστροφυσικούς-Θεωρητικούς Φυσικούς, όχι μόνο για τις μοναδικές τους ιδιότητες, αλλά και για την κοσμολογική τους σημασία. Στην αρχή παρουσιάζονται συνοπτικώς οι AGN και τα quasars με βάση την τρέχουσα πανεπιστημιακή βιβλιογραφία, ώστε το κείμενο να μην προορίζεται μόνο για μεταπτυχιακούς φοιτητές, αλλά να είναι κατανοητό και στους προπτυχιακούς. Στο τέλος παρατίθενται οι τελευταίες απόψεις περί του ζητήματος, μέσω 7 χαρακτηριστικών ερευνητικών δημοσιεύσεων των τελευταίων ετών. Οι δημοσιεύσεις ελήφθησαν από την ιστοσελίδα του Smithsonian Observatory of Harvard University. Ελπίζω ότι η εργασία θα επηρεάσει θετικώς τον αναγνώστη, αφού μέσω αυτής απέκτησα και εγώ προσωπικώς τη συντριπτική πλειοψηφία των γνώσεων μου περί του ζητήματος, κάτι που φαίνεται από τη δομή και το ύφος του κειμένου. Κλείνοντας θέλω να ευχαριστήσω τον Κύριο Βασίλειο Γερογιάννη για την βοήθεια στη διόρθωση της εργασίας και τέλος τις Αλεξάνδρα Ρουβά και Σταυρούλα Ρουτζούνη για τη δακτυλογράφηση του κειμένου. Τζέμος Αθανάσιος Φυσικός (B.Sc.) Μεταπτυχιακός Φοιτητής Θεωρητικής Φυσικής (ΑΜ 286) Πάτρα 2007

3 ΠΕΡΙΕΧΟΜΕΝΑ Περιγραφή των AGN 1-24 Οι μελανές οπές Οι υπέρμαζες μελανές οπές Το καθιερωμένο μοντέλο για τους AGN H τρέχουσα έρευνα Επίλογος Παράρτημα Βιβλιογραφία 78 ***Στο τέλος βρίσκονται οι δημοσιεύσεις με τη σειρά που παρουσιάζονται.

4 Το Ευρωπαϊκό δίκτυο VLBI.

5 Περιγραφή των AGN Οι ενεργοί γαλαξίες ή αλλιώς γαλαξίες με AGN (Active Galactic Nuclei=ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες), είναι ένα πολύ μικρό ποσοστό παρατηρούμενων γαλαξιών, στους οποίους επικρατεί βίαιη δραστηριότητα, πολύ εντονότερη από αυτή των συνηθισμένων γαλαξιών. Η μελέτη των AGN έχει προκαλέσει το ενδιαφέρον της αστρονομικής κοινότητας, αφού όπως θα δούμε στη συνέχεια, η κατανόηση της δομής και της λειτουργίας τους, θα μας δώσει πιθανώς πληροφορίες κοσμολογικού ενδιαφέροντος. Προφανώς το εσωτερικό αυτών των «εξωτικών» γαλαξιών είναι πολύ διαφορετικό από αυτό ενός κοινού γαλαξία. Από την πρώτη στιγμή που παρατηρήθηκαν, φάνηκε πως στον πυρήνα τους επικρατούν πολύ ιδιαίτερες συνθήκες, που έχριζαν διεξοδικής μελέτης. Με άλλα λόγια όταν λέμε AGN, εννοούμε δραστήριους πυρήνες που φιλοξενούνται στα κέντρα ενεργών γαλαξιών. Θα πρέπει λοιπόν να βρεθεί ένα φυσικό μοντέλο που να εξηγεί την ικανότητά τους να παράγουν περισσότερο φως ανά δευτερόλεπτο, απ ότι ένα αστρικό σύστημα 100 δισεκατομμυρίων άστρων! Και αυτή είναι μία μόνο από τις ιδιαιτερότητές τους... Οι ενεργοί γαλαξίες έχουν ταξινομηθεί σε 7 κατηγορίες, με βάση τα παρατηρησιακά τους γνωρίσματα. Οι κατηγορίες φαίνονται στον κάτωθι πίνακα. ΤΥΠΟΣ ΓΑΛΑΞΙΕΣ SEYFERT ΓΑΛΑΞΙΕΣ Ν ΑΝΤΙΚΕΙΜΕΝΑ BL LACERTAE (ΒLAZARS) ΡΑΔΙΟΓΑΛΑΞΙΕΣ ΧΑΡΑΚΤΗΡΙΣΤΙΚΑ Σπειροειδείς, με πολύ λαμπρό πυρήνα. Το φως του πυρήνα εμφανίζει γραμμές εκπομπής, αλλά και κάποια μη θερμική εκπομπή στο ραδιοφωνικό μέρος του φάσματος. Ελλειπτικοί γαλαξίες με αρκετά λαμπρό πυρήνα. Μερικοί εξ αυτών είναι ραδιοπηγές. Εικάζεται ότι είναι γαλαξίες ελλειπτικού τύπου με πολύ λαμπρό πυρήνα. Το φως του πυρήνα παρουσιάζει μεταβαλλόμενη πόλωση, η οποία είναι έντονη. Επίσης, παρουσιάζουν ένα συνεχές χωρίς κάποια ιδιαίτερα χαρακτηριστικά που να χρίζουν μελέτης Είναι εν γένει γίγαντες και υπεργίγαντες που εμφανίζουν μια δίλοβη ραδιοδομή. Σε κάποιες περιπτώσεις οι πηγές τους έχουν πολύ συγκεκριμένη μορφή, με μια συμπαγή πηγή στο κέντρο μιας ευρύτερης περιοχής όπου υπάρχει άλως. Η ραδιοεκπομπή της πηγής συνήθως μεταβάλλεται με την πάροδο των ετών. Τέλος, οι δύο ραδιοπίδακες εκατέρωθεν της πηγής, εμφανίζουν συχνά υπέρφωτη διαστολή.

6 - 2 - Περιγραφή των AGN QUASARS QSOs Ημιαστρικές ραδιοπηγές, που σε πολλές περιπτώσεις έχουν παρόμοια ραδιοδομή με τους δίλοβους ραδιογαλαξίες. Το φάσμα τους στο οπτικό μέρος, θυμίζει τους γαλαξίες Seyfert. Εκπέμπουν ακτινοβολία Χ, αλλά και υπέρυθρη Ημιαστρικά αντικείμενα παρόμοια με τα quasars, αλλά χωρίς ισχυρή εκπομπή στο ραδιοσυνεχές. Τόσο τα quasars, όσο και τα QSOs, εμφανίζουν μεγάλη μετατόπιση στο ερυθρό. Αυτό σημαίνει ότι απομακρύνονται Ο Maarten Schmidt στο περιοδικό ΤΙΜΕ. Υπήρξε ένα από τα σημαντικότερα πρόσωπα στην έρευνα των AGN.

7 Περιγραφή των AGN Οι πρώτες ενδείξεις για την ιδιαίτερη συμπεριφορά αυτών των γαλαξιών που σήμερα καλούμε ενεργούς γαλαξίες, φάνηκαν από παρατηρήσεις που έγιναν στις αρχές της δεκαετίας Ο Carl Seyfert μελέτησε πρώτος από όλους μια κατηγορία γαλαξιών με πολύ λαμπρά κέντρα. Οι γαλαξίες απέκτησαν προς τιμήν του το όνομα «γαλαξίες Seyfert». Σε φωτογραφική αποτύπωση βραχείας εκθέσεως το είδωλο αυτών είναι ένα πολύ λαμπρό κεντρικό σημείο, το οποίο στην πραγματικότητα είναι ο πυρήνας ενός γαλαξία. Όσο αυξάνουμε το χρόνο της φωτογραφικής εκθέσεως αυξάνεται η αμαύρωση του πυρήνα και διαπιστώνουμε ότι οι γαλαξίες Seyfert έχουν σπειροειδή δομή. Στην παρακάτω εικόνα φαίνονται διαδοχικά τα αρνητικά φωτογραφιών του γαλαξία Seyfert NGC41S1 για διαφορετικούς χρόνους έκθεσης. Αρνητικά φωτογραφιών του γαλαξία Seyfert NGC4151 για διάφορους χρόνους έκθεσης. Α) Μια βραχεία έκθεση δείχνει μόνο το λαμπρό πυρήνα. Β) Μια έκθεση μεγαλύτερης διαρκείας αποκαλύπτει ίχνη των σπειρών, ενώ Γ) μια βαθειά έκθεση υπερεκθέτει («καίει») τις περιοχές του πυρήνα και δείχνει τόσο το δίσκο, όσο και τους βραχίονες ενός σπειροειδούς γαλαξία.

8 - 4 - Περιγραφή των AGN Ο πυρήνας τους είναι τόσο λαμπρός, που τις περισσότερες φορές μπορεί και επισκιάζει το υπόλοιπο τμήμα του γαλαξία. Το φως του πυρήνα είναι ευμετάβλητο. Η ποσότητα του μπορεί να διπλασιαστεί ή να τριπλασιαστεί μέσα σε ένα μόνο έτος. Επειδή όμως οι μεταβολές θα πρέπει να είναι σύμφωνες, αυτό σημαίνει ότι το μέγεθος του πυρήνα δεν μπορεί να είναι μεγαλύτερο από ένα έτος φωτός. Βγάζουμε λοιπόν ένα πολύ κρίσιμο συμπέρασμα: Ο πυρήνας ενός γαλαξία Seyfert δεν είναι μεγαλύτερος από την μέση απόσταση των άστρων σε ένα τυπικό γαλαξία, αλλά παράγει περισσότερο φως από ένα ολόκληρο σύστημα άστρων, κάτι που τον διαφοροποιεί αμέσως από ένα συνήθη γαλαξία. Χωροχρονικό διάγραμμα των μεταβολών του φωτός σε ένα γαλαξιακό πυρήνα. Θεωρήστε το επίπεδο x-ct, στο οποίο το φως (κυματιστές γραμμές) διαδίδεται κατά μήκος γραμμών που σχηματίζουν 45 μόιρες γωνία με τους άξονες του χώρου και του χρόνου. Υποθέστε ότι σε μια περιοχή μεγέθους Δx (χάριν απλότητας τη θεωρούμε ακίνητη σε σχέση με τον παρατηρητή), η εκπομπή φωτός μεταβάλλεται. Φανταστείτε ότι η μεταβολή αυτή συμβαίνει αρχικά στο κέντρο του διαστήματος Δx τη χρονική στιγμή t=0. Η πληροφορία ότι συμβαίνει αυτό φτάνει στον παρατηρητή τη χρονική στιγμή t 1. Εν τω μεταξύ, το αίτιο της μεταβολής διαδίδεται από το κέντρο του αντικειμένου προς τα άκρα Α και Β με ταχύτητες μικρότερες από c (η διάδοση αυτή απεικονίζεται με ευθύγραμμα βέλη). Όταν το αίτιο φτάσει στα Α και Β, αρχίζει να μεταβάλλεται και η εκπομπή φωτός από τα σημεία αυτά. Η πληροφορία ότι συνέβη αυτό φτάνει στον παρατηρητή στις χρονικές στιγμές t 3 και t 2. Αφού σε αυτό το διάγραμμα το φως διαδίδεται υπό γωνίες 45 ο ως προς τους άξονες, το διάστημα c(t 3 -t 2 ) προφανώς ισούται με Δx. Συνεπώς το μέγεθος Δx της ενδογενώς μεταβαλλόμενης περιοχής είναι μικρότερο από c(t 3 -t 2 )=cδt, όπου Δt είναι το συνολικό χρονικό διάστημα κατά το οποίο ο παρατηρητής βλέπει μεταβολές στο φως.

9 Περιγραφή των AGN Μια άλλη σημαντική τους ιδιότητα είναι η ποιότητα του φωτός τους. Παρουσιάζουν ισχυρές γραμμές εκπομπές, όπως αυτές των περιοχών XII και των πλανητικών νεφελωμάτων και ένα μη θερμικό συνεχές. Αυτά βεβαίως έρχονται σε αντίθεση με το αστρικό φως που κυριαρχεί στους συνήθεις γαλαξίες, το οποίο αποτελείται κυρίως από θερμικό συνεχές μαζί με γραμμές απορρόφησης. Επίσης, οι γαλαξίες Seyfert εκπέμπουν ισχυρά στο υπέρυθρο, τις ακτίνες Χ και τις ραδιοσυχνότητες. Όλα αυτά οδήγησαν στην εύλογη υποψία ότι η πηγή ενέργειας αυτών των γαλαξιών δεν είναι η θερμοπυρηνική σύντηξη των άστρων τους, αλλά κάτι άλλο. Παρόλες τις γνώσεις που έχουμε για τους γαλαξίες Seyfert, ο πυρήνας του (όπου και εστιάζεται το ενδιαφέρον μας) δεν είναι άμεσα παρατηρήσιμος. Τα παρατηρησιακά μας δεδομένα δείχνουν ότι ο πυρήνας περιβάλλεται από αέριο και σκόνη (Kraft, Osterbrock, Walker), κάτι που έχει αρχικά προβλεφθεί από την μελέτη των Rieke και Lav στο υπέρυθρο. Οι τελευταίοι προέβλεψαν την ύπαρξη κόκκων σκόνης, οι οποίοι θερμαινόμενοι από φωτόνια υψηλότερης ενέργειας εξέπεμπαν στο υπέρυθρο. Σήμερα πιστεύεται ότι εκτινάσσονται από τον πυρήνα αέριες μάζες με πολύ μεγάλες ταχύτητες. Το αέριο και η σκόνη δυσχεραίνουν την παρατήρηση του.

10 - 6 - Περιγραφή των AGN Φάσμα γαλαξία Seyfert: Παρατηρούμε το οπτικό συνεχές που εμφανίζει και μια μη θερμική κλίση. Κυριαρχούν οι γραμμές εκπομπής. Οι γαλαξίες Seyfert χωρίζονται στους Seyfert I με ευρείες γραμμές υδρογόνου και στενές απαγορευμένες γραμμές και τους Seyfert II με γραμμές υδρογόνου αλλά και απαγορευμένες γραμμές παραπλησίου μεγέθους. Ένας γνωστός γαλαξίας Seyfert, ο NGC 7742.

11 Περιγραφή των AGN Η παρατήρηση έδειξε ότι υπάρχουν γαλαξίες ελλειπτικού τύπου με πολύ λαμπρό πυρήνα, οι οποίοι ονομάζονται γαλαξίες Ν. Μια πολύ ενδιαφέρουσα ομάδα ελλειπτικών γαλαξιών είναι τα αντικείμενα BL Lacertae, τα οποία πήραν το όνομα τους από το πρότυπο (BL Lac) που βρίσκεται στον αστερισμό Lacerta (Σαύρα). Το είδωλο του BL Lac μοιάζει πολύ αυτό των άστρων. Εντούτοις, το φάσμα παρουσιάζει ένα τετριμμένο συνεχές χωρίς γραμμές απορρόφησης. Η κατανόηση της φύσης του BL Lac δεν ήταν εύκολη και πήρε πάνω από 40χρόνια. Το 1929 ο Cuno Hoffmeister παρατήρησε απότομη μεταβολή στο φως του BL Lac μέσα σε μερικούς μόνο μήνες. Το φως έγινε με την πάροδο των ετών 15 φορές περισσότερο. Αυτό οδήγησε τους αστρονόμους να πιστέψουν ότι πρόκειται για έναν πολύ ιδιαίτερο μεταβλητό αστέρα. Η σύγχυση έγινε ακόμη μεγαλύτερη, όταν οι Macleod και Andrew ανακάλυψαν τυχαίως ότι αυτό ήταν οπτικός συνοδός μιας πολύ έντονης, πολωμένης ραδιοπηγής. Η περιστροφή Faraday της ραδιοπηγής υποδείκνυε ότι το αντικείμενο αυτό ήταν εξωγαλαξιακό. Συνεπώς η ταύτιση της ραδιοπηγής με τον «μεταβλητό αστέρα» BL Lac από τον αστρονόμο Schmitt, ήταν λίαν αμφισβητήσιμη. Το παραπλανητικό είδωλο των αντικειμένων BL Lac που μοιάζει με αστρικό, άρχισε να αποκαλύπτει τα μυστικά του κατά τη λήψη φωτογραφιών μεγάλου χρόνου εκθέσεως και τη μελέτη των οπτικών φασμάτων. Το BL Lac φάνηκε νεφελώδες, σαφώς πιο εκτεταμένο από ένα άστρο αλλά και μικρότερο από γαλαξία συγκρίσιμης φωτεινότητας. Καθοριστικής σημασίας για την κατανόηση των BL Lacertae, ήταν η εργασία υης αστρονομικής ομάδας του Miller στα τέλη της δεκαετίας του Αυτοί έλαβαν το φάσμα της θαμπής και αμυδρής περιοχής του BL Lac και απέκοψαν το πυρηνικό φως. Ως δια μαγείας το φάσμα αυτό έδειξε αμέσως πολύ μεγάλη ομοιότητα με αυτό του μικρού

12 - 8 - Περιγραφή των AGN ελλειπτικού γαλαξία Μ32 (κοντά στον Μ31- γαλαξία Ανδρομέδας). Τα φάσματα φαίνονται συγκριτικά στην παρακάτω εικόνα. Σύγκριση των φασμάτων του Μ32 και της θαμπής περιοχής του BL Lac. Ο πρώτος είναι ένας μικρός ελλειπτικός συνοδός του Μ31. Οι μικρές διαφορές ανάμεσα στα δύο φάσματα μπορούν να εξηγηθούν αν το BL Lac είναι ένας γίγαντας ελλειπτικός γαλαξίας. Οι όποιες διαφορές μεταξύ των δύο φασμάτων μπορούν να εξηγηθούν με την ύπαρξη ενός γίγαντα ελλειπτικού γαλαξία γύρω γύρω από την λαμπρή πηγή, σε απόσταση περίπου 10 9 ετών φωτός. Άρα το συνεχές προέρχεται από τον πυρήνα που έχει τεράστια φωτεινότητα.

13 Περιγραφή των AGN Επίσης, τα φάσματα του BL Lac δεν έδειχναν ούτε γραμμές απορρόφησης, ούτε γραμμές εκπομπής. Άρα το BL Lac δεν έμοιαζε ούτε με ενεργό γαλαξία (βρισκόμαστε πια στο 1960), ούτε με αστέρα. Σήμερα ξέρουμε ότι το φως των blazars είναι πολύ έντονα μεταβαλλόμενο και πολωμένο. Μεταβάλλεται απότομα ακόμη και σε μια νύχτα. Λόγω λοιπόν της σύμφωνης μεταβολής θα πρέπει η αστρική πηγή να είναι μικρότερη από μια ημέρα φωτός. Τέλος, τα blazars περιβάλλονται από λιγότερο αέριο και σκόνη από ότι οι Seyfert, κάτι που καθιστά πιο ευδιάκριτη την πηγή τους. Στο τελευταίο συμβάλλει και το ελλειπτικό τους σχήμα, σε σχέση με το ελλειπτικό των Seyfert. Ο πυρήνας ενός blazar. Το μοντέλο αυτό, είναι όπως θα δούμε στη συνέχεια κοινό για όλους τους AGN.

14 Περιγραφή των AGN Οι ραδιογαλαξίες υπήρξαν η κύρια αιτία της αύξησης του ενδιαφέροντος της αστρονομικής κοινότητας για τους AGN. Η ικανότητα τους να εκπέμπουν πολύ ισχυρά στο ραδιοσυνεχές προβλημάτιζε τους αστροφυσικούς, αφού δεν μπορούσαν να εντοπίσουν την εκάστοτε ραδιοπηγή. Η εξωγαλαξιακή ραδιοαστρονομία ωρίμασε στην Αυστραλία (Pawsey, Bolton) και στην Αγγλία (Sir Martin Ryle). Στα αρχικά της στάδια οι ραδιοαστρονόμοι είχαν περιοριστεί σε μια αρκετά μικρή με τα σημερινά δεδομένα- γωνιακή διακριτική ικανότητα. Το μόνο που μπορούσαν, ήταν να κάνουν εντατική χαρτογράφηση του ραδιοσυνεχούς υποβάθρου του Γαλαξία (Jansky, Reber). Η μικρή διακριτική ικανότητα ξεπεράστηκε με την ανάπτυξη των ραδιοσυβολομετρικών τεχνικών από τον Ryle στο Cambridge. Η πρώτη ανίχνευση διακριτής ραδιοπηγής εκτός φυσικά από τον Ήλιο- έγινε από τους Hey, Parsons και Phillips. Η πηγή ονομάστηκε Κύκνος Α, λόγω του ότι ήταν η ισχυρότερη στην κατεύθυνση του αστερισμού του Κύκνου. Ο εντοπισμός της ακριβούς θέσης της έγινε από τον F. G. Smith με την χρήση ραδιοσυμβολομέτρων (αυτός συγκεκριμένα χρησιμοποίησε δύο στοιχεία). Έχοντας σαν βάση τα αποτελέσματα του Smith, οι Walter Baade και Rudolph Minkowski προσδιόρισαν τον Κύκνο Α, όπως φαίνεται στην παρακάτω εικόνα.

15 Περιγραφή των AGN Ο ραδιοχάρτης του Κύκνου Α δείχνει ότι είναι ένας κλασικός ραδιοδιπλός. Η «πεταλούδα» στο κέντρο αποτελεί μια σχηματική αναπαράσταση της οπτικής μορφής του ιδιόμορφου γαλαξία που βρίσκεται στο κέντρο της δραστηριότητας. Κατ επέκτασιν, οι Raade και Minkowski ήταν σε θέση να εκτιμήσουν την απόσταση αυτού του γαλαξία από την μετατόπιση προς το ερυθρό- και την ραδιολαμπρότητα του από την απόσταση και την ισχύ των ραδιοσημάτων-. Το αποτέλεσμα αυτής της κοπιώδους προσπάθειας ήταν εντυπωσιακό. Ο Κύκνος Α ακτινοβολεί με ραδιολαμπρότητα 10 6 φορές περισσότερη από έναν κοινό γαλαξία. Βεβαίως με την πάροδο των ετών ανακαλύφθηκαν μέσω χαρτογραφήσεων και άλλες ραδιοπηγές οι οποίες ήταν όμως ασθενέστερες σε σχέση με τον Κύκνο. Αρκετές ραδιοπηγές πήραν το όνομα τους από τις χαρτογραφήσεις (π.χ. ο Κύκνος Α λέγεται 3C40S αφού είναι η 40 η πηγή του τρίτου καταλόγου του Cambridge). Πολλές πηγές του 3C δεν είναι εξωγαλαξιακά αντικείμενα. Κάποιες αναγνωρίστηκαν από τους Ryle και Smith σαν κατάλοιπα εκρήξεων υπερκαινοφανών (3C361, 3C144).

16 Περιγραφή των AGN Σημαντικό παρατηρησιακό στοιχείο, ήταν η ομοιότητα που βρέθηκε ανάμεσα σε ραδιοπηγές και AGN. Φωτογραφίες μεγάλης έκθεσης δείχνουν εκτεταμένα οπτικά είδωλα στους γαλαξίες Seyfert, αλλά η ραδιοεμφάνιση τους είναι σημειακή, κάτι που ενισχύει τα παρατηρησιακά δεδομένα. Αντιθέτως, μερικές πολύ ισχυρές εξωγαλαξιακές ραδιοπηγές, έχουν και εντυπωσιακά μεγάλη ραδιοδομή. Αυτή αποτελείται εν γένει από δύο ραδιολοβούς εκατέρωθεν ενός γαλαξία. Ο πυρήνας του τελευταίου μπορεί και να μην είναι υπερβολικά λαμπρός στο ραδιοφωνικό και στο οπτικό μέρος του φάσματος. Οι λοβοί βρίσκονται σε αντίθετη-αντιδιαμετρική πλευρά του γαλαξία. Απέχουν από αυτόν κάποια εκατομμύρια έτη φωτός και το μέγεθός τους είναι βρίσκεται ανάμεσα στο 1/3 και 1/5 της μεταξύ τους απόστασης. Σημειωτέον ότι ο κεντρικός είναι πάντα ελλειπτικός συνήθως υπεργίγας- και ποτέ σπειροειδής. Οι δίλοβες ραδιοπηγές περιέχουν τα ενδογενώς φωτεινότερα, στο ραδιοφωνικό μέρος του φάσματος, αντικείμενα στο σύμπαν. Όσον αφορά τώρα το μηχανισμό εκπομπής ακτινοβολίας, αυτός παρουσιάζει όλα τα χαρακτηριστικά ακτινοβολίας συγχρότρου. Στην παρακάτω εικόνα γίνεται προσεγγιστική εκτίμηση του ενεργειακού περιεχομένου ενός ραδιογαλαξία.

17 Περιγραφή των AGN Παρατηρούμε ότι είναι της τάξεως erg για ένα συνήθη ισχυρό ραδιογαλαξία. Αυτή η ποσότητα ενέργειας είναι δυσθεώρητα υψηλή αν αναλογιστούμε ότι αντιστοιχεί στην ενέργεια που απελευθερώνεται από εκρήξεις υπερκαινοφανών αστέρων! Αν τώρα συνυπολογίσουμε το γεγονός ότι μόνο το 1% της παρατηρούμενης ενέργειας από υπερκαινοφανείς εξέρχεται με τη μορφή σωματιδίων, θα έπρεπε να έχουμε ένα γαλαξία από υπερκαινοφανείς για να αγγίξουμε αυτό το ποσό ενέργειας.

18 Περιγραφή των AGN Με την πάροδο των ετών και την χρήση συμβολομετρίας πολύ μεγάλης βάσης (VLBI), οι αστρονόμοι διαπίστωσαν ότι οι κεντρικές πηγές στους δίλοβους ραδιογαλαξίες μεταβάλλονται κατά τη διάρκεια ενός έτους. Επίσης, πραγματοποιώντας παρατηρήσεις με πολύ μεγάλη γωνιακή διακριτική ικανότητα, βρήκαν ότι η κεντρική πηγή πολλών τέτοιων ραδιογαλαξιών απαρτίζεται από μια σειρά διατεταγμένων κηλίδων, κατά μήκος του άξονα που ενώνει τους δύο εξωτερικούς λοβούς. Το πιο διαδεδομένο θεωρητικό μοντέλο των ραδιοδιπλών είναι αυτό των Rees, Blandford και Scheuer. Σύμφωνα με το μοντέλο αυτό, σχετικιστικά σωματίδια υψηλής ενέργειας εκτινάσσονται κατά μήκος των δύο δεσμών, παρασύροντας έτσι και τα ισχυρά μαγνητικά πεδία. Από αυτές τις δέσμες αντλούν ενέργεια οι πίδακες και οι λοβοί με συνέπεια να «φωταγωγούνται». Οφείλουμε επίσης να τονίσουμε ότι τεχνικές VLBI έχουν εφαρμοστεί και σε μη δίλοβες ραδιοπηγές (συμπαγείς πηγές). Κάποια από αυτά τα αντικείμενα έχουν επιμήκεις δομές που αποτελούνται από δύο ή περισσότερες ελαφρά διαχωρίσιμες συνιστώσες, οι οποίες αποχωρίζονται τελικώς σε διάστημα λίγων ετών. Ο Irwin Shapiro υπολόγισε τη φαινόμενη ταχύτητα διαχωρισμού στην εγκάρσια διεύθυνση και τη βρήκε πολλές φορές μεγαλύτερη από την ταχύτητα του φωτός! Αυτή η υπερφωτεινή διαστολή προξένησε μεγάλο ενδιαφέρον στους αστροφυσικούς. Προφανώς αυτή η ταχύτητα δεν αντιστοιχεί σε πραγματική ταχύτητα ύλης (βρισκόμαστε μέσα στον κώνο φωτός). Κάποιοι θεωρητικοί την εξήγησαν σαν ένα φαινόμενο φάσης, όπως το φως που πέφτει σε οθόνη. Τα παρακάτω σχήματα δείχνουν δύο πιθανά μοντέλα οθόνης.

19 Περιγραφή των AGN

20 Περιγραφή των AGN Εντούτοις, η επικρατέστερη ερμηνεία για τους ραδιοπίδακες είναι αυτή των Blandford και Ree. Σύμφωνα με τους δύο αυτούς επιστήμονες, σε μερικούς πυρήνες AGN οι κηλίδες του πλάσματος εκτινάσσονται πιθανώς με σχετικιστικές ταχύτητες σε αντίθετες κατευθύνσεις. Αν λοιπόν ένας παρατηρητής βρεθεί πάνω στον άξονα της εκτίναξης, θα βλέπει διαχωρισμό με ταχύτητες μεγαλύτερες αυτής του φωτός. Αυτή η εξήγηση που είναι καθαρά μηχανική- κινηματική, μπορεί να εξηγήσει γιατί άλλες φορές η εκτίναξη γίνεται με σχετικιστική και άλλες με μη σχετικιστική ταχύτητα. Το σημαντικότερο όμως πλεονέκτημα της είναι ότι ο ίδιος τύπος πηγής μπορεί να φαίνεται διαφορετικός λόγω της γεωμετρίας παρατήρησης. Τέλος, για εξωγαλαξιακές πηγές η παρατήρηση δείχνει εμμέσως την ύπαρξη μιας διαδικασίας εκτίναξης από κάποια «κεντρική μηχανή». Αυτό φαίνεται κυρίως σε ραδιοπηγές με μορφή «κεφαλής-κόμης» στα πλούσια σμήνη γαλαξιών. Σ αυτή τη περίπτωση πιστεύουμε ότι εκτινάσσονται κηλίδες πλάσματος, οι οποίες στη συνέχεια παρασύρονται προς τα πίσω από τη σχετική κίνηση του ελλειπτικού γαλαξία, διαμέσω θερμού υποστρώματος αερίου.

21 Περιγραφή των AGN Καλλιτεχνική απεικόνιση ενός quasar. Tα quasars είναι η πιο «δημοφιλής» κατηγορία ενεργών γαλαξιών, διότι εμφανίζουν ορισμένες ιδιαιτερότητες στη δομή και στη λειτουργία τους. Πιστεύεται πως η κατανόηση των quasars θα δώσει νέα στοιχεία για τα αρχικά στάδια δημιουργίας του Σύμπαντος, για λόγους που θα αναφερθούν στη συνέχεια της εργασίας. Τα quasars ανιχνεύθησαν αρχικώς σαν σημειακές ραδιοπηγές σε χαρτογραφήσεις που πραγματοποιήθηκαν από το πανεπιστήμιο του Cambridge. Μετά από επίπονες προσπάθειες έγινε δυνατός ο προσδιορισμός της ακριβούς θέσης τους, ο οποίος οδήγησε στην οπτική τους ταύτιση με εικόνες που χαρακτηρίζονται ημιαστρικές. Αυτό σημαίνει

22 Περιγραφή των AGN πως η εμφάνισή τους μοιάζει με αυτή των άστρων ακόμη και σε φωτογραφίες μεγάλης έκθεσης. Από αυτό το χαρακτηριστικό τους πήραν και το όνομά τους (quasi-stellar radio source= ημιαστρική ραδιοπηγή). Τα αμυδρά εστιγμένα quasars της διπλανής εικόνας φωτογραφήθηκαν το φθινόπωρο του 1998 με τηλεσκόπιο 30cma Meade XL200 και ψηφιακή φωτογραφική μηχανή Starlight Xpress MX9 CCD. Δύο απ αυτά τα είδωλα προέρχονται από την παρέμβαση ενός βαρυτικού φακού, δηλαδή ενός ή πολλών γαλαξιών που είναι αόρατοι και είτε χωρίζουν τα quasars στα δύο (π.χ. Q ) είτε τα δείχνουν να απομακρύνονται (π.χ. APM ) με 92% της ταχύτητας του φωτός σε απόσταση γύρω στα 12 δισεκκατομύρια έτη φωτός, παράγοντας φως περισσότερο από 5x10 12 άστρα σαν τον Ήλιο.

23 Περιγραφή των AGN Μια εντυπωσιακή εικόνα για του βαρυτικούς φακούς είναι η παρακάτω. Οι βαρυτικοί φακοί είναι γαλαξίες πολύ μεγάλης μάζας, τις περισσότερες φορές αόρατοι, οι οποίοι μπορούν και καμπυλώνουν τις ακτίνες φωτός από ένα μακρινό αντικείμενο, σύμφωνα με τη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας. Κατ αυτόν τον τρόπο μεταβάλλεται το είδωλο του αντικειμένου. Οι αστρονόμοι κατάφεραν μέσω της τεχνικής VLBI να μελετήσουν τις ραδιοπηγές ορισμένων quasars. Σε κάποιες από αυτές εμφανίζεται η δίλοβη δομή που θυμίζει τους ισχυρούς ραδιογαλαξίες. Υπάρχει όμως μια σημαντική διαφορά ανάμεσα σε ένα quasar και ένα ραδιογαλαξία. Η κεντρική οπτική εικόνα ενός quasar δεν είναι σαφές ότι ανήκει σε γαλαξία. Πιθανώς πρόκειται για έναν γαλαξία ή τον πυρήνα ενός γαλαξία (δεν είναι σαφές ότι είναι γαλαξίας). Το οπτικό φάσμα των quasars δεν μοιάζει καθόλου με αυτό

24 Περιγραφή των AGN των άστρων (παρά την κοινή του οπτική ομοιότητα με τα άστρα). Μοιάζει πολύ όμως με αυτό του πυρήνα ενός γαλαξία Seyfert I, όπως φαίνεται στο παρακάτω σχήμα. Το οπτικό φάσμα ενός τυπικού quasar αποτελείται από ένα συνεχές με μη θερμική κλίση, ευρείες γραμμές εκπομπής και, ενδεχομένως από στενές γραμμές απορρόφησης. Πολύ έντονη σχέση με τα quasars έχουν τα QSO s (quasi-stellar objects = ημιαστρικά αντικείμενα). Για κάθε quasar, υπάρχουν 20 διαφορετικά ραδιοαδρανή QSO s με τις οπτικές ιδιότητες αυτού. Τα QSO s ενώ είναι ραδιοαδρανή εκπέμπουν ισχυρά στις ακτίνες Χ,το υπέρυθρο και το οπτικό μέρος του φάσματος. Η ομοιότητα των quasars με ραδιογαλαξίες και των QSO s με πυρήνες γαλαξιών Seyfert, έχουν οδηγήσει τη συντριπτική πλειοψηφία των αστρονόμων να πιστέψουν πως και τα δύο έχουν σχέση με έντονη δραστηριότητα σε γαλαξιακούς πυρήνες. Πράγματι, όλο και περισσότερα

25 Περιγραφή των AGN παρατηρησιακά δεδομένα από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble συνηγορούν υπέρ της απόψεως ότι τόσο τα quasars όσο και τα QSO s αποτελούν ενεργούς πυρήνες γαλαξιών. Για παράδειγμα σε ορισμένα quasars και QSO s με ερυθρή μετατόπιση z<0,3, προκύπτει ότι αυτά βρίσκονται σε συνήθεις σπειροειδείς και ελλειπτικούς γαλαξίες (σπανίως και σε ακανόνιστους), ενώ αντίστοιχες παρατηρήσεις σε quasars του 3 ου καταλόγου του Cambridge, δείχνουν ότι αυτά βρίσκονται κυρίως σε ελλειπτικούς γαλαξίες. Το 1963 ο Maarten Schmidt, ήταν ο πρώτος που μπόρεσε να κατανοήσει την εικόνα γραμμών εκπομπής των quasars. Πάνω σε μια μελέτη στον 3C273, o Schmidt διαπίστωσε πώς η εξήγηση του φάσματος θα γινόταν εφικτή, μόνο αν δεχόταν μετατόπιση προς το ερυθρό z= 0,158. Αυτή όμως ήταν πολύ υψηλή για αντικείμενο που πίστευαν ότι είναι άστρο. Κατά την πάροδο των ετών, οι συνεχείς μελέτες αστρονόμων έφεραν στην επιφάνεια quasars με z=3,5. Αν αυτή η μετατόπιση οφειλόταν αποκλειστικά στο φαινόμενο Doppler, τότε θα πρέπει να έχουν ταχύτητα απομάκρυνσης 0,9c! Ταχύτητα μεγαλύτερη από αυτή δεν έχει βρεθεί ποτέ για αντικείμενο του μακροκόσμου. Από τις προηγούμενες πληροφορίες είναι εύκολο να εξαχθούν από τον καθένα κάποια κρίσιμα συμπεράσματα, τα οποία βεβαίως αναστάτωσαν (στην κυριολεξία) τους αστρονόμους. Αν λοιπόν σκεφτεί κανείς μια ταχύτητα απομάκρυνσης ίση με 0,9c, αυτό σημαίνει ότι τα quasars θα είναι προφανώς τα πιο απομακρυσμένα μακροσκοπικά αντικείμενα που έχουν παρατηρηθεί ως τώρα στο σύμπαν. Με τον όρο απομακρυσμένα εννοούνται αντικείμενα που απέχουν 10 9 ή έτη φωτός από εμάς! Οι αριθμοί αυτοί είναι πράγματι εντυπωσιακοί. Το βαθύτερο όμως νόημα που κρύβεται πίσω από αυτούς και που έχει να κάνει με τη φύση των quasars είναι το εξής: Αν τα quasars βρίσκονται σε κοσμολογικού μεγέθους αποστάσεις από εμάς και μπορούν παρ αυτά να φαίνονται σαν αμυδρά άστρα, τότε μόνο με πολλή δυσκολία θα μπορούσε κανείς να φανταστεί τι γίνεται σε αυτά τα εξωτικά αντικείμενα. Υπολογισμοί δείχνουν

26 Περιγραφή των AGN ότι η οπτική λαμπρότητά τους είναι περίπου erg/sec. Παράγουν δηλαδή φορές περισσότερη ενέργεια από τον Ήλιο! Παρατηρήσεις που έγιναν στο αστεροσκοπείο Einstein από την ομάδα του αστρονόμου Gianconi, έδειξαν ότι η λαμπρότητα των quasars στις ακτίνες Χ πιθανόν να είναι ακόμη μεγαλύτερη: έως και erg/sec, με πολύ απότομες διακυμάνσεις (μέσα σε 3 μόνο ώρες). Αυτό σημαίνει πως με τις ακτίνες Χ βλέπουμε κοντά στην κεντρική μηχανή παραγωγής ενέργειας, η οποία είναι μικρότερη από 3 ώρες φωτός σε μέγεθος. Η κοσμολογική ερμηνεία των quasars απαιτεί την κεντρική τους μηχανή να έχει το μέγεθος του ηλιακού συστήματος και να παράγει ενέργεια με ρυθμό μεγαλύτερο απ ότι 10x10 12 Ήλιοι, κάτι που δικαιολογούσε την απροθυμία ορισμένων αστρονόμων να τη δεχθούν. Τα quasars «πρωτοεμφανίστηκαν» το Όπως γίνεται κατανοητό, είναι λάθος να μη λαμβάνονται υπόψη τα κοινωνικά-επιστημονικά δρώμενα της εποχής εκείνης. Από το 1960 έως σήμερα, η επιστήμη της αστροφυσικής εξελίχθηκε με πολύ απότομοεκθετικό ρυθμό. Ξαφνικά, η αστρονομική κοινότητα βρέθηκε απέναντι σε κάποια εξωτικά σώματα με όλη τη σημασία της λέξεως, η κατανόηση των οποίων θα ήταν κοσμολογικής σημασίας. Οι σημερινοί άνθρωποι μπορούν να ομιλούν για τέτοιες αποστάσεις και τέτοια ποσά ενέργειας, διότι υπάρχει ένα τεχνολογικό υπόβαθρο που εκείνη την εποχή δεν υπήρχε. Αυτό σημαίνει ότι δύσκολα οι σύγχρονοι του Schmidt θα μπορούσαν να πιστέψουν την υπόθεση ότι τα quasars αποτελούν το απώτατο από ενεργειακής άποψης όριο εξωγαλαξιακών φαινομένων (πρακτικώς, ότι είναι οι μεγαλύτερες πηγές ενέργειας στο ορατό σύμπαν). Διατυπώθηκαν λοιπόν διάφορα μοντέλα για την ερμηνεία τους. Οι Greenstein και Schmidt είπαν πως η ερυθρά μετατόπιση στις οπτικές γραμμές οφείλεται όχι μόνο στο φαινόμενο Doppler, αλλά και στη βαρύτητα ενός πιθανού γειτονικού αντικειμένου πολύ μεγάλης μάζας,. Η ερμηνεία αυτή δεν ήταν πειστική και δημιούργησε ανυπέρβλητα

27 Περιγραφή των AGN ερωτήματα. Μια άλλη άποψη ήταν πως τα quasars βρίσκονται σχετικά κοντά, αλλά απομακρύνονται πολύ γρήγορα στο χώρο. Αν αυτό ισχύει, θα πρέπει να υπάρχει και μεγάλη εγκάρσια συνιστώσα της ταχύτητας. Iδία κίνηση όμως δεν παρατηρήθηκε, κάτι που σημαίνει ότι πρέπει να βρίσκονται τουλάχιστον 10 6 έτη φωτός μακριά από εμάς. Το πρόβλημα όμως είναι ότι δεν έχει βρεθεί quasar με μεγάλη μετατόπιση προς το κυανό, κάτι που θα ήταν λογικό σύμφωνα με την ερμηνεία αυτή. Βλέπουμε λοιπόν πως ήταν δύσκολο να κατασκευαστεί ένα ικανοποιητικό μοντέλο. Στη συνέχεια, ο Terell είπε πως μπορεί να σχηματίστηκαν από μια βίαιη έκρηξη στον πυρήνα του δικού μας γαλαξία και γι αυτό απομακρύνονται. Και πάλι όμως θα έπρεπε να είναι ορατή και κυανή μετατόπιση. Για να αρθεί αυτή η αντίφαση, οι αστρονόμοι οφείλουν να δεχτούν πως μόνο στο δικό μας γαλαξία και σε κανέναν άλλο δε γινόταν παρόμοια έκρηξη. Η απαίτηση όμως αυτή θα μας τοποθετούσε σε ένα πολύ ιδιαίτερο σημείο του Σύμπαντος, κάτι που έρχεται σε αντίθεση με την κοσμολογική ερμηνεία των ερυθρών μετατοπίσεων των γαλαξιών και των quasars, η οποία δεν απαιτεί χαρακτηριστική δική μας τοποθέτηση. Μια δυσκολότερα αντικρούσιμη άποψη είναι η αυτή του αστρονόμου Arp, ο οποίος υπέθεσε ότι οι ερυθρές μετατοπίσεις των quasars οφείλονται σε εντελώς άγνωστα αίτια. Για να υποστηρίξει την άποψη αυτή ο Arp αντιπαρέβαλλε ένα quasar και έναν γαλαξία, τα οποία αν και φαίνονται πολύ κοντά στον ουρανό έχουν εντελώς διαφορετικές ερυθρές μετατοπίσεις. Η υπόθεση του Arp επλήγη από τις παρατηρήσεις του ραδιοαστρονόμου Stockton, ο οποίος μαζί με την επιστημονική του ομάδα βρήκε πάνω από 20 περιπτώσεις όπου quasars που βρίσκονται σε σμήνη γαλαξιών έχουν ακριβώς την ίδια ερυθρά μετατόπιση με τα μέλη του σμήνους. Αυτό βεβαίως είναι πιθανό για μικρές μόνο ερυθρές μετατοπίσεις. Μεγάλες ερυθρές μετατοπίσεις αφενός αναγνωρίζονται δύσκολα, αφετέρου μετρώνται φασματοσκοπικώς ακόμη δυσκολότερα.

28 Περιγραφή των AGN Αρνητικό φωτογραφίας ενός ημιαστρικού αντικειμένου (QSO) κοντά σε έναν ελλειπτικό γαλαξία. Ο Η.C. Arp ισχυρίζεται ότι το QSO που σημειώνεται με την αιχμή του βέλους, και το οποίο έχει ερυθρά μετατόπιση z=0.044, βρίσκεται μπροστά από τον ελλειπτικό γαλαξία NGC1129, ο οποίος έχει ερυθρά μετατόπιση Η κοσμολογική ερμηνεία των ερυθρών μετατοπίσεων των quasars θα απαιτούσε το QSO να βρίσκεται πίσω από το γαλαξία, αφού το πρώτο έχει μεγαλύτερη ερυθρά μετατόπιση. Η σημερινή αστρονομική κοινότητα τείνει να ενισχύσει τα κοσμολογικά αίτια για τις ερυθρές μετατοπίσεις των quasars, στηριζόμενη στα δεδομένα του Stockton. Βεβαίως δεν είναι λίγοι οι επιστήμονες που αμφισβητούν τη μία ή την άλλη πλευρά, χωρίς να μπορεί κανείς να τους κατηγορήσει για κακή κατανόηση της στατιστικής σημασίας των αποτελεσμάτων. Κλείνοντας αυτή την πρώτη περιγραφή, μπορούμε να επικαλεστούμε τους Schmidt και Weedmann, οι οποίοι υποστηρίζουν πως τα quasars είναι ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες, για τις ερυθρές μετατοπίσεις των οποίων η κοσμολογική ερμηνεία δεν αμφισβητείται.

29 Οι μελανές οπές Πριν προχωρήσουμε στην «καρδιά» των quasars η οποία πιστεύουμε ότι είναι μια υπέρμαζη μελανή οπή, καλό είναι να περιγράψουμε συνοπτικώς αυτά τα εξωτικά σώματα, που προβληματίζουν τη σύγχρονη θεωρητική Φυσική. Η μελανή οπή είναι από τους 3 δυνατούς τρόπους κατάληξης αστρικών πτωμάτων. Αστέρες που μετά ο πέρας των πυρηνικών τους καυσίμων χαρακτηρίζονται από μάζα μικρότερη των 1,4 Μ καταλήγουν σε λευκούς νάνους. Όσοι βρίσκονται ανάμεσα σε 1,4 Μ και 3,2 Μ καταλήγουν σε αστέρες νετρονίων και τέλος όσοι είναι από 3,2 Μ και άνω καταλήγουν σε μελανές οπές. Για μάζα μεγαλύτερη των 3,2 Μ δεν υπάρχει δύναμη που μπορεί να αντισταθμίσει αυτή των εκφυλισμένων νετρονίων, ώστε να σταματήσει η κατάρρευση του αστέρος. Ο όγκος του μειώνεται συνεχώς έως να μηδενιστεί, ενώ η πυκνότητα τείνει στο άπειρο. Προφανώς η κατάσταση αυτή απέχει πολύ από τα συνηθισμένα φαινόμενα. Πολλές φορές την καλούμε και σαν κατάσταση μοναδικότητας (singularity). Η συνεχώς αυξανόμενη πυκνότητα έχει σαν αποτέλεσμα την επίσης αυξανόμενη ταχύτητα διαφυγής, η οποία τελικά ξεπερνάει και την ταχύτητα του φωτός. Τα εκπεμπόμενα λοιπόν φωτόνια, παγιδεύονται σε τροχιές γύρω από τον αστέρα. Για έναν εξωτερικό παρατηρητή, ο αστέρας έχει τότε μεταπέσει σε κατάσταση μελανής οπής (black hole). Αυτό θα γίνει όταν η πυκνότητα φτάσει στην τιμή ρ g/cm 3,κάτι που συνεπάγεται την ύπαρξη μιας κρίσιμης ακτίνας που λέγεται ακτίνα Schwarzschild. Η ακτίνα αυτή είναι το φράγμα πληροφορίας του αστέρα. Ότι συμβαίνει κάτω από την ακτίνα Schwarzschild δε μπορεί να γίνει αντιληπτό από εξωτερικό παρατηρητή. Προφανώς η ακτίνα αυτή ορίζει μια επιφάνεια, τον λεγόμενο ορίζοντα γεγονότων. Κάθε αντικείμενο μέσα σε αυτήν είναι αποκλεισμένο για εξωτερικό παρατηρητή. Εάν η

30 Οι μελανές οπές μελανή οπή είναι μη περιστρεφόμενη, γίνεται μελανή οπή Schwarzschild. Σε αυτό το είδος, ο ορίζοντας γεγονότων συμπίπτει με την επιφάνεια απείρου μετατοπίσεως στο ερυθρό. Το πάγωμα του χρόνου Ένα νοητικό ταξίδι σε μια μελανή οπή θα μας αποκαλύψει ένα πολύ ενδιαφέρον χαρακτηριστικό του ορίζοντα των γεγονότων. Έστω λοιπόν ένας αστροναύτης που ταξιδεύει προς μια μελανή οπή. Έχοντας συνεννοηθεί με το γήινο παρατηρητήριο στέλνει περιοδικά μονοχρωματικά σήματα, σύμφωνα πάντα με το δικό του ρολόι. Φυσικό λοιπόν είναι να παρατηρήσουμε λόγω φαινομένου Doppler μετατόπιση προς το ερυθρό μέρος του φάσματος, που θα αυξάνει συνεχώς καθώς πλησιάζει στην οπή. Αυτό, λόγω του ότι τα φωτόνια που φτάνουν στο παρατηρητήριο παράγουν μεγάλο έργο «προσπαθώντας» να υπερκεράσουν το συνεχώς αυξανόμενο βαρυτικό πεδίο. Ένα άλλο σημαντικό φαινόμενο που θα γίνει αντιληπτό, είναι το συνεχώς αυξανόμενο χρονικό διάστημα μεταξύ των παλμών στο γήινο ρολόι. Αυτό λέγεται χρονική διαστολή και είναι φαινόμενο της ειδικής θεωρίας της σχετικότητας, σύμφωνα με την οποία: τα κινούμενα ρολόγια με ταχύτητες πλησίον αυτής του φωτός, καθυστερούν. Βεβαίως ο αστροναύτης δε κάνει κάποιο λάθος. Ο δικός του χρόνος (ιδιόχρονος μιλώντας με ορολογία σχετικότητας) είναι απόλυτα σωστός. Συνεχίζοντας το συλλογισμό αυτό, καταλαβαίνουμε πως ο αστροναύτης μόλις αρχίζει να πλησιάζει την ακτίνα Schwarzschild, τόσο η μετατόπιση προς το ερυθρό, όσο και η χρονική διαστολή, θα αυξάνονται και στο οριακό σημείο θα γίνουν άπειρες. Αυτό σημαίνει ότι το τελευταίο σήμα δε θα το λάβουμε ποτέ. Ακόμη και για το προτελευταίο, θα πρέπει να περιμένουμε να περάσει πολύ μεγάλο χρονικό διάστημα μέχρι να το λάβουμε. Το συμπέρασμα είναι ότι στην ακτίνα Schwarzschild ο χρόνος «παγώνει» για

31 Οι μελανές οπές το γήινο παρατηρητήριο. Γι αυτόν ακριβώς το λόγο οι μελανές οπές καλούνται ορισμένες φορές ως «παγωμένοι αστέρες». Μετά τη διέλευση του αστροναύτη από τον ορίζοντα των γεγονότων, δε μπορούμε να λάβουμε κανένα του σήμα. Πλέον η πορεία του είναι καθορισμένη. Περίπου σε 7x10-5 sec μετά τη διέλευση θα επέλθει ο θάνατος του. Η φυσική των μη περιστρεφόμενων μελανών οπών μελετήθηκε από τους Schwarzschild, Oppenheimer, Snyder και Wheeler. Εν γένει, μια περιστρεφόμενη μελανή οπή έχει δύο χαρακτηριστικές επιφάνειες που συμπίπτουν μόνο στους πόλους της. Η επιφάνεια απείρου μετατοπίσεως στο ερυθρό περιβάλλει τον ορίζοντα των γεγονότων. Ο μεταξύ τους χώρος καλείται εργόσφαιρα. Σύμφωνα με το θεωρητικό φυσικό Roy Kerr, ένα σωματίδιο που βρίσκεται μέσα στην εργόσφαιρα, μπορεί να διαφύγει υπό κατάλληλες συνθήκες προς το άπειρο. Οι περιστρεφόμενες μελανές οπές καλούνται οπές Kerr. Αυτό το πολύ σημαντικό φαινόμενο, εξηγείται θεωρητικώς ως εξής: Ένα σωματίδιο που βρίσκεται στην εργόσφαιρα, μπορεί υπό συνθήκες να διασπαστεί σε δύο (μ μ 1,μ 2 ), ένα εκ των οποίων μπορεί να διαφύγει στο άπειρο με ενέργεια μεγαλύτερη από αυτή του μητρικού. Η επιπλέον ενέργεια οφείλεται στην ενέργεια περιστροφής της μελανής οπής, η οποία ελαττώνεται κατ αυτό τον τρόπο. Η εξαγωγή ενέργειας από μια οπή, έχει σαν απαραίτητη προϋπόθεση την ύπαρξη εργόσφαιρας και εξαρτάται από το μέγεθός της.

32 Οι μελανές οπές Εικόνα που αναπαριστά την έξοδο ενός σωματιδίου από μια μελανή οπή. Θα πρέπει υποχρεωτικώς η μελανή οπή να έχει εργόσφαιρα. Κατηγορίες μελανών οπών 1) Οπή Schwarzschild: Δεν έχει εργόσφαιρα και χαρακτηρίζεται μόνο από μάζα. Η εξίσωση ενέργειας είναι: Ε = m + p ir 2) Οπή Kerr: Χαρακτηρίζεται από μάζα και στροφορμή. Η εξίσωση ενέργειας είναι: L Ε = mir + p + 4m 2 ir

33 Οι μελανές οπές ) Οπή Reissner-Nordstrom: Χαρακτηρίζεται από μάζα και φορτίο. Η εξίσωση ενέργειας είναι: 4) Οπή Kerr-Newmann: e 2 mir p 4mir Ε = e 2 L mir p 2 4mir 4mir Ε = Μια οπή Schwarzschild. Αυτού του είδους οι οπές δεν έχουν εργόσφαιρα.

34 Οι μελανές οπές Μια οπή Kerr. Είναι μια περιστρεφόμενη οπή.. *Η μάζα m, το φορτίο e και η στροφορμή L είναι τα κύρια χαρακτηριστικά μεγέθη που διατηρούν την υπόστασή τους σε μια μελανή οπή. **Οι παραπάνω κατηγορίες μπορούν να μεταπέσουν η μια στην άλλη, με την επίδραση άλλοτε αντιστρεπτών και άλλοτε μη αντιστρεπτών μετασχηματισμών. Οι αστέρες νετρονίων μοιάζουν πολύ ως προς το φυσικό μέγεθος και τις ιδιότητες τους με τις μελανές οπές. Πράγματι, η διάκριση μεταξύ αυτών των δύο τύπων αστρικών πτωμάτων είναι αρκετά δύσκολη. Οι μόνες έντονες διαφορές τους είναι: 1) Η τιμή της μάζας τους. Οι αστέρες νετρονίων έχουν μάζα μικρότερη από 3,2 Μ, ενώ οι μελανές οπές μεγαλύτερη. 2) Τα ηλεκτρομαγνητικά τους πεδία. Το διάνυσμα Β της εντάσεως του μαγνητικού πεδίου, στις μελανές οπές συμπίπτει με τον άξονα περιστροφής, ενώ στους αστέρες νετρονίων είναι κεκλιμένο ως προς τον άξονα περιστροφής.

35 Οι μελανές οπές Σχηματισμός πιδάκων από το δίσκο επαύξησης μιας μελανής οπής. Διακρίνεται το μαγνητικό πεδίο αυτής, που έχει σαν διεύθυνση, αυτή του άξονα περιστροφής. Δημιουργία μελανής οπής Όσον αφορά τον τρόπο δημιουργίας των μελανών οπών, τρεις είναι οι πιο πιθανοί μηχανισμοί: 1) Άμεση κατάρρευση αστέρος με πυρήνα λευκού νάνου. Πραγματοποιείται στιγμιαία εμφάνιση αστέρος νετρονίων. 2) Κατάρρευση αστέρος ομοίου με τον πρώτο, με αποτέλεσμα τη δημιουργία θερμού αστέρος νετρονίων, ο οποίος εν συνεχεία ψύχεται και μεταπίπτει σε μελανή οπή.

36 Οι μελανές οπές 3) Σχηματισμός αστέρος νετρονίων που αρχικώς είναι ευσταθής, αλλά στη συνέχεια επαυξάνεται η μάζα του από προσέλκυση ύλης κοντινού αστέρος. Ο αστέρας ξεπερνάει το κρίσιμο όριο των 3,2 Μ και μεταπίπτει σε μελανή οπή. Κατάληξη των μελανών οπών Σύμφωνα με το μεγάλο σύγχρονο μαθηματικό φυσικό Roger Penrose, τρεις είναι οι πιθανές εξελίξεις μιας μελανής οπής: 1) Κατάληξη στη μοναδικότητα. 2) Σύνδεση του Σύμπαντος με άλλο Σύμπαν, μέσω των μελανών οπών. 3) Διαφυγή της συμπαντικής ύλης μέσω ενός ανοίγματος στο χωροχρονικό συνεχές. Η συζήτηση γύρω από το θάνατο των μελανών οπών είναι πολύ έντονη στο χώρο της Θεωρητικής Φ υσικής, αλλά είναι πολλοί οι φυσικοί που κρατούν επιφυλακτική στάση γύρω από το ζήτημα.

37 Οι υπέρμαζες μελανές οπές Η χαρακτηριστική ιδιότητα των AGN που οδήγησε τους φυσικούς στο να υποθέσουν πως μια μελανή οπή βρίσκεται στο κέντρο τους, είναι η πολύ απότομη μεταβολή της λαμπρότητας τους, κατά έναν παράγοντα μεγαλύτερο του δύο. Η «ιδέα της μελανής οπής» παρουσιάστηκε για πρώτη φορά από τους Donald Lyndn-Bell και Edwin Salpeter. Είχε δε χρησιμοποιηθεί για την ερμηνεία της εκπομπής ακτινοβολίας από τη διπλή πηγή ακτινών X κύκνος Χ-1. Προφανώς στους AGN η μελανή οπή θα πρέπει να είναι υπέρμαζη, ώστε να μπορεί να υπερνικήσει την πολύ μεγάλη πίεση της ακτινοβολίας. Για να έχουμε λοιπόν μια λαμπρότητα της τάξης των erg/sec, η μελανή οπή που θα συσσωρεύει συνεχώς ύλη, θα έχει μάζα της τάξεως των 10 9 Μ. Αυτό σημαίνει πως θα «καταβροχθίζει» πάνω από 10 Μ /έτος. Η μέση πυκνότητα μιας τέτοιας μελανής οπής όπως μπορεί να είναι πολύ μικρή, μερικές φορές μικρότερη και από την πυκνότητα του υγρού νερού! Αυτό όσο περίεργο και να φαίνεται, μπορεί να αποδειχθεί με τον εξής τρόπο: Πριν το αντικείμενο καταρρεύσει στη σημειακή ιδιομορφία, θα έχει μια πυκνότητα d=m/v, όπου v=4πr 3 /3 και R=R Schwarzbild =2GM/c 2 κατά καλή προσέγγιση (ο υπολογισμός είναι χονδροειδής, αλλά δίνει μια καλή εκτίμηση της τάξης μεγέθους). Συνεπώς πριν το αντικείμενο γίνει οπή θα πρέπει να ισχύει ότι <d> 3c 6 /32πG 3 M 2. Για Μ=10 9 Μ θα προκύψει πυκνότητα πολύ μικρότερη από ότι για Μ= Μ! Πιο συγκεκριμένα θα είναι 10-2 gr/cm 3 περίπου. Η πυκνότητα αυτή είναι πυκνότητα ενός αερίου (100 φορές περίπου αραιότερου από το υγρό νερό), το οποίο μπορεί να μελετηθεί εξαιρετικά καλά με τη γνωστή μας

38 Οι υπέρμαζες μελανές οπές Φυσική. Οδηγούμαστε λοιπόν στο εξής συμπέρασμα: Μια υπέρμαζη μελανή οπή είναι εν γένει πιο κατανοητή, σαν φυσικό φαινόμενο, απ ότι μια αστρική. Όσον αφορά την προέλευση των οπών αυτών, μπορούμε να πούμε ότι η κυρίαρχη άποψη είναι αυτή των Hoyle και Fowler: Προέρχονται από την κατάρρευση υπέρμαζων άστρων (10 5 Μ Μ 10 8 Μ ). Αυτή όμως η άποψη δεν είναι και η μοναδική. Τα μοντέλα συσσώρευσης των AGN απαιτούν προσρόφηση μάζας με ρυθμό 1-10 Μ /έτος. Αυτό σημαίνει πως σε έτη θα μπορούσαμε να έχουμε δημιουργία μελανής οπής από οτιδήποτε... Η θεωρία για τους AGN με βάση το μοντέλο αυτό βρίσκεται σε πολύ αρχικό στάδιο, αλλά αναπτύσσεται συνεχώς και σύμφωνα με τις τελευταίες ερευνητικές δημοσιεύσεις ενισχύεται. Μια υπέρμαζη μελανή οπή μπορεί να σχηματιστεί και με άλλους δύο τρόπους: 1) Ένα μεγάλο αέριο νεφέλωμα καταρρέει σε ένα σχετικιστικό αστέρι με πολύ μεγαλύτερη μάζα από αυτή του Ηλίου. Το αστέρι γίνεται ασταθές σε ακτινικές διαταραχές, λόγω της παραγωγής ηλεκτρονίου ποζιτρονίου στον πυρήνα του. Μπορεί λοιπόν να γίνει μελανή οπή, χωρίς να προηγηθεί μια φάση υπερκαινοφανούς αστέρα. 2) Ένα πυκνό αστρικό σμήνος του οποίου ο πυρήνας καταρρέει, κατά τη διάρκεια που η τρομερά μεγάλη και συνεχώς αυξανόμενη θερμοκρασία του συστήματος, προκαλεί διασπορά ύλης με σχετικιστικές ταχύτητες. Αυτό το σμήνος θα καταλήξει σε οπή.

39 Οι υπέρμαζες μελανές οπές Μια μελανή οπή στο κέντρο του γαλαξία μας Από την πρώτη στιγμή που βγήκε η θεωρία για τις υπέρμαζες μελανές οπές, το ενδιαφέρον των αστροφυσικών εστιάστηκε στο Γαλαξία μας. Η κίνηση αυτή ήταν πολύ λογική, αφού στο Γαλαξία μας μπορούμε να πετύχουμε μεγάλη χωρική διακριτική ικανότητα, μεγαλύτερη απ ότι για οποιονδήποτε άλλον. Υπάρχει όμως ένα σημαντικό πρόβλημα: Η παρουσία της μεσοαστρικής ύλης εμποδίζει την παρατήρηση του πυρήνα στο οπτικό μέρος, το υπεριώδες μέρος και στο μέρος των «μαλακών» ακτίνων Χ. Από την παρατήρηση του γαλαξιακού κέντρου, βρέθηκαν γραμμές ακτίνων γάμμα με ενέργεια ίση με την ενέργεια ηρεμίας του ηλεκτρονίου. Αυτό σημαίνει πως στον πυρήνα οι διεργασίες περιλαμβάνουν πολύ υψηλές ενέργειες, τέτοιες ώστε να είναι δυνατή η παραγωγή ζευγών ηλεκτρονίου-ποζιτρονίου (δίδυμος γένεση), που στη συνέχεια εξαϋλώνονται δίνοντας δύο γραμμές ακτινών γ με την αντίστοιχη ενέργεια. Ο Τοξότης Α θεωρείται συμβατικώς ο πυρήνας του Γαλαξία μας, αφού εκεί βρίσκεται μια πάρα πολύ ισχυρή ραδιοπηγή μη θερμικού ραδιοσυνεχούς (προφανώς ο Τοξότης Α βρίσκεται στη διεύθυνση προς το κέντρο του Γαλαξία), η οποία λέγεται Τοξότης Α. Για να είμαστε πιο ακριβείς, ως πυρήνα θεωρούμε τη δυτική του πλευρά (Sgr A West). Σύμφωνα με τεχνικές VLBI, ο Sgr A West έχει μια κεντρική ραδιοπηγή μεγέθους μιας ώρας φωτός. Η πιο ενδιαφέρουσα περιοχή παρατήρησης (η οποία έδωσε ποιοτικά αποτελέσματα παρακάμπτοντας τα διάφορα εμπόδια παρατήρησης), είναι αυτή που βρίσκεται εντός μιας ακτίνας μερικών ετών φωτός από τον Sgr A West. Σε αυτή την περιοχή υπάρχουν πολλές διακριτές πηγές υπέρυθρου, αλλά και πολλά νέφη ιονισμένου αερίου.

40 Οι υπέρμαζες μελανές οπές Τα νέφη αυτά μελετήθηκαν διεξοδικά από την ομάδα του αστροφυσικού Townes. Η ομάδα αυτή. κατάφερε μέσω φασματοσκοπικών μετρήσεων σε μια γραμμή λεπτής υφής του απλά ιονισμένου Ne στο υπέρυθρο, να πάρει ακριβείς πληροφορίες για την κίνηση των νεφών αυτών. Μελετώντας με στατιστικό τρόπο την κίνηση αυτή, μπόρεσαν και οριοθέτησαν την ποσότητα της βαρυτικής ύλης που περιέχεται στο κέντρο του Γαλαξία μας. Την βρήκαν δε ίση με μερικά εκατομμύρια ηλιακών μαζών. Αυτό το αποτέλεσμα ενίσχυσε την υπόθεση ύπαρξης μιας οπής μεγάλης μάζας στο κέντρο του Γαλαξία. Οι πιο πρόσφατες παρατηρήσεις δείχνουν πως το αντικείμενο πρέπει να έχει μάζα 3x10 6 Μ και εκτείνεται σε μια περιοχή ακτίνας r 6x10-3 pc. Προκύπτει λοιπόν μια τεράστια πυκνότητα ( 4x10 12 Μ pc -3 ), που σημαίνει πως υπάρχει μια μελανή οπή. Εξωγαλαξιακές οπές-ο Μ87 Ο γαλαξίας με μεγάλη πιθανότητα να έχει στο κέντρο του μια μελανή οπή πολύ μεγάλης μάζας είναι ο Μ87 (ελλειπτικός γίγας στο σμήνος της Παρθένου). Το ενδιαφέρον των οπτικών αστρονόμων για τον Μ87 ξεκίνησε το 1918, όταν ο Η.D.Curtis ανακάλυψε σε αυτόν ένα πίδακα που εκτείνετο από τον πυρήνα προς τα έξω. Παρόμοιος οπτικός πίδακας παρατηρήθηκε και στο quasar 3C273. Και στις δύο περιπτώσεις ανιχνεύτηκε έντονη η εκπομπή στην περιοχή των ακτίνων Χ (Brandt, Friedman και Bowyer). Το 1980 οι αστρονόμοι έλαβαν (από το αστεροσκοπείο Einstein) εικόνες ακτινών Χ, οι οποίες ενίσχυσαν την άποψη υπέρ της παρουσίας πιδάκων στα δύο αυτά αντικείμενα. Σήμερα πιστεύουμε ότι αυτοί οι πίδακες σχετίζονται με τους ραδιοπίδακες ισχυρών ραδιογαλαξιών. Ο Μ87 πάραυτα δεν είναι ένας κλασικός ραδιοδιπλός γαλαξίας. Είναι μια πολύ ισχυρή διακριτή ραδιοπηγή που ανήκει σε μια μικρή ομάδα ραδιοπηγών με δομή πυρήνα-άλω. Στο κέντρο δηλαδή μιας εκτεταμένης άλω, υπάρχει ένας μικρού μεγέθους ραδιοπυρήνας. Το 1969 ανακαλύφθηκε ότι η

41 Οι υπέρμαζες μελανές οπές κεντρική πηγή του Μ87 είναι ευθυγραμμισμένη με τον πίδακα (Hogg). Επίσης, η ομάδα του αστρονόμου Cohen ανακάλυψε ότι ο Μ87 είχε ένα πυρήνα με μέγεθος μικρότερο από έξι μήνες φωτός. Τέτοιος πίδακας βρέθηκε το 1965 από τον Deut. Και αυτός είχε μια συμπαγή ραδιοσυνιστώσα που μπορεί να μεταβάλλεται στο διάστημα ενός έτους. Μ31 Έγχρωμη εικόνα του διπλού πυρήνα του Μ31 (Γαλαξία της Ανδρομέδας) από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble. Είναι ένας από τους Γαλαξίες με μελανή οπή στο κέντρο τους. (με μάζα 30x10 6 Μ ).

42 Οι υπέρμαζες μελανές οπές Εδώ φαίνεται ο τρόπος με τον οποίο μια μελανή οπή επηρεάζει το φάσμα εκπομπής. Επειδή η μελανή οπή είναι σκοτεινή, μελετούμε τις βαρυτικές επιπτώσεις που επιφέρει στο φάσμα των γειτονικών σε αυτή αστέρων. Εάν δεν υπάρχει μελανή οπή, τα άστρα κινούνται με αργή ταχύτητα στις τροχιές τους. Στην περίπτωση όμως που υπάρχει, τότε αναγκάζει τα άστρα να κινούνται με πολύ μεγαλύτερες ταχύτητες από τις «φυσιολογικές». Οι αστρονόμοι ανιχνεύουν τη συμπεριφορά της κίνησης αυτής, μετρώντας τη μετατόπιση στο ερυθρό ή στο ιώδες των σκοτεινών φασματικών γραμμών απορρόφησης, των ατόμων που βρίσκονται στις ατμόσφαιρες των παρακειμένων άστρων. Η παραπάνω εικόνα παρατηρήθηκε με το τηλεσκόπιο Καναδά-Χαβάης-Γαλλίας.

43 Οι υπέρμαζες μελανές οπές Φαίνεται ένα πολύ μικρό τμήμα του φάσματος (314 Αngstroms εύρος στο οποίο εμπεριέχονται 3 ισχυρές γραμμές απορρόφησης του ασβεστίου, περίπου στα 8500 Angstroms). Η θέση κατά μήκος του κύριου άξονα του διπλού πυρήνα μεταβάλλεται από πάνω προς τα κάτω. Η εικόνα όπως τη βλέπουμε έχει υποστεί επεξεργασία (unsharpθόλωση) και για αυτό ακριβώς το λόγο δε μπορούμε να διακρίνουμε διαφορές στη λαμπρότητα από πάνω προς τα κάτω (κανονικά θα έπρεπε, διότι ο πυρήνας είναι λαμπρότερος στο κέντρο). Το κύριο σώμα του γαλαξία περιστρέφεται αργά, με συνέπεια οι φασματικές γραμμές να είναι ολίγον κεκλιμένες (τόσο λίγο που δεν είναι ορατές με μια πρόχειρη παρατήρηση). Εντούτοις, ο πυρήνας περιστρέφεται αρκετά γρήγορα. Πιο κάτω λοιπόν από το κέντρο τα άστρα κινούνται προς εμάς με ταχύτητα μεγαλύτερη από 200km/sκαι πιο πάνω από το κέντρο απομακρύνονται από εμάς με περίπου 200km/s. Ακριβώς για αυτό το λόγο έχουμε μετατόπιση στο ιώδες από τη μια πλευρά και μετατόπιση στο ερυθρό στην αντιδιαμετρική τους. Η περιστροφή φαίνεται από το «ζιγκζαγκ» γύρω από το κέντρο. Αυτό ακριβώς είναι το «σήμα κατατεθέν» μιας μελανής οπής.

44 Οι υπέρμαζες μελανές οπές NGC 3115 Ο NGC Αυτή είναι μια πραγματικού χρώματος φωτογραφία, ληφθείσα με το τηλεσκόπιο Καναδά-Χαβάης-Γαλλίας. O NGC 3115 (γαλαξίας τύπου SO) ήταν ο τέταρτος στον οποίο βρέθηκε μια υπέρμαζη μελανή οπή, από τους Kormendy και Richstone το Ο NGC 3115 είναι πολύ «βολικός» για έρευνα γύρω από τις μελανές οπές: βρίσκεται σε απόσταση μόνο 9,7Mpc (32x10 6 έτη φωτός), κάτι που μας βοηθά να δούμε εύκολα τις επιπτώσεις μιας μελανής οπής. Επίσης είναι σχετικά διαφανής και αποτελείται από μεγάλης ηλικίας άστρα (ήπιο χρώμα στην εικόνα). Αυτό συνεπάγεται ότι οι μετρήσεις γίνονται άμεσα και με καλή ακρίβεια. Τέλος, περιέχει μια έντονη ακμή στον πυρηνικό δίσκο των άστρων. Αυτή είναι πολύ σπουδαία πληροφορία, διότι μας δείχνει πως η περιστροφική κίνηση κυριαρχεί στη δυναμική του συστήματος. Όλα τα παραπάνω έχουν σαν αποτέλεσμα, την πολύ καλής ακριβείας, μέτρηση της μάζας στο κέντρο του γαλαξία. Πράγματι, η εύρεση

45 Οι υπέρμαζες μελανές οπές της μελανής οπής του NGC 3115 ήταν από τις ευκολότερες, αφού στην περιοχή της οπής μετρήθηκε μάζα ασύγκριτα μεγαλύτερη απ ότι στις υπόλοιπες περιοχές του γαλαξία. Η γρήγορη περιστροφή και οι μεγάλες τυχαίες ταχύτητες των άστρων κοντά στο κέντρο υποδηλώνουν την ύπαρξη οπής, με μάζα περίπου 10 6 Μ. Τέτοια μεγέθη δικαιολογούν την ύπαρξη ενός quasar! ΝGC 4594 O ΝGC 4594 (Γαλαξίας Sombrero ή και Μ104) ήταν ο τρίτος με τέτοια δυναμική που να δικαιολογεί την ύπαρξη μιας μεγάλης οπής (και πάλι ο Kormendy το 1985). O ΝGC Η φωτογραφία αυτή ελήφθη από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble.

46 Οι υπέρμαζες μελανές οπές Εδώ έχουμε μια σειρά από πραγματικού χρώματος φωτογραφίες που απεικονίζουν το κέντρο του γαλαξία (πάλι από το τηλεσκόπιο Hubble). Το λαμπρό κεντρικό σημείο δεν είναι αστρικό σμήνος, αλλά ένα μικρής ισχύος quasar (mini quasar). Ευτυχώς υπάρχει πολύ λίγη σκόνη, γεγονός που δεν επηρεάζει σημαντικά τις μετρήσεις της μελανής οπής.

47 Οι υπέρμαζες μελανές οπές HST φάσματα (Hubble Space Telescope) του ΝGC Τα φάσματα φαίνονται πριν και μετά την αφαίρεση της γραμμής εκπομπής NF στα 5199 Angstrom που παράγεται από τον ενεργό πυρήνα. Οι μαύρες γραμμές είναι ένα κανονικό αστρικό φάσμα που διευρύνθηκε και υπέστη επεξεργασία στις ταχύτητες, ώστε να ταιριάζει με τα δεδομένα. Οι υποδηλωμένες τυχαίες ταχύτητες των άστρων γύρω από το κέντρο είναι μεγάλες: km/sec σε γωνία 0,207arcsec, km/sec σε γωνία 0,163arcsec και km/sec σε γωνία 0,207arcsec. Τέτοιες ταχύτητες δικαιολογούν-ενισχύουν την άποψη ότι ο Γαλαξίας Sombrero περιέχει ένα κεντρικό σκοτεινό αντικείμενο, που πιθανότητα είναι μια μελανή οπή με μάζα περίπου ίση με 10 9 Μ.

48 Οι υπέρμαζες μελανές οπές HST φάσματα εκπομπής του ΝGC Οι υποκείμενες φασματικές γραμμές απορρόφησης έχουν απομακρυνθεί με αφαίρεση ενός φάσματος με λιγότερες γραμμές εκπομπής. Το τελευταίο ανήκει σε ένα γαλαξία αναφοράς (NGC3379) και τροποποιήθηκε (διεύρυνση και velocity shift) και κλιμακοποίηση της έντασης) ώστε να ταιριάζει με το φάσμα απορρόφησης του Sombrero. Όλες οι γραμμές αφαιρούνται ικανοποιητικά, εκτός από την Na ID ΣΤΑ 5892 Angstroms. Πέρα από αυτήν, η γραμμή είναι ελαφρώς μετατοπισμένη στο ερυθρό, διότι ο γαλαξίας απομακρύνεται από εμάς. Το υπόλοιπο μέρος παρουσιάζει προβλήματα λόγω απορρόφησης από τη μεσοαστρική σκόνη. Το πράσινο φάσμα στα 0,032arcsec περιέχει τον ενεργό πυρήνα. Ο Sombrero είναι ένας γαλαξίας Seyfert : ο πυρήνας περιέχει θερμό αέριο που κινείται γύρω από μια μελανή οπή με ταχύτητες της τάξεως των 5000km/sec. Αυτός είναι ο λόγος που οι γραμμές εκπομπής είναι τόσο διευρυμένες. Είναι το σήμα κατατεθέν ενός mini quasar που τροφοδοτείται από τη μελανή οπή.

49 Το καθιερωμένο μοντέλο Τώρα είμαστε έτοιμοι να περιγράψουμε το καθιερωμένο μοντέλο για τους AGN. Το μοντέλο αυτό προτάθηκε το1964 από τους Zeldovich και Novikov και σημείωσε πολύ μεγάλη επιτυχία, τέτοια ώστε να χρησιμοποιείται ακόμη και σήμερα. Σύμφωνα λοιπόν με το μοντέλο αυτό, στον πυρήνα ενός AGN βρίσκεται μια υπέρμαζη μελανή οπή, η οποία περικλείεται από ένα δίσκο επαύξησης ύλης. Αυτός ο δίσκος αποτελείται από ψυχρή ύλη, η οποία βρίσκεται κοντά στην περιοχή της οπής. Σύμφωνα τώρα με μηχανισμούς σκέδασης και βαρύτητας, η ύλη πηγαίνει προς το κέντρο (προς την οπή), ενώ ταυτοχρόνως αυξάνεται η στροφορμή του συστήματος. Η άυξηση δε της στροφορμής, έχει σαν αποτέλεσμα τη θέρμανση του δίσκου. Το φάσμα του δίσκου επαύξησης γύρω από την οπή, βρίσκεται στην περιοχή του οπτικού και του υπεριώδους μέρους. Απ την άλλη πλευρά το θερμό υλικό του δίσκου δημιουργεί ένα στέμμα πάνω από αυτόν, στο οποίο μέσω του αντιστρόφου φαινομένου Compton, έχουμε παραγωγή φωτονίων Χ. Η ακτινοβολία του δίσκου διεγείρει την ψυχρή ύλη γύρω από την οπή, με αποτέλεσμα αυτή κατά την αποδιέγερσή της να εκπέμπει σε χαρακτηριστικά μήκη κύματος. Κάποιοι τώρα από τους δίσκους επαύξησης δημιουργούν πίδακες (jets) ύλης, οι οποίοι είναι αντιδιαμετρικοί μεταξύ τους και εκτείνονται από το κέντρο του δίσκου προς τα έξω. Ο μηχανισμός παραγωγής των πιδάκων αλλά και η ακριβής τους σύνθεση σε βασικό επίπεδο, αποτελούν ένα φλέγον ερευνητικό πεδίο για την παρατηρησιακή Αστροφυσική. Δυστυχώς οι παρατηρήσεις δεν επαληθεύουν επακριβώς κανένα από τα πολλά μοντέλα που υπάρχουν για τους AGN, ούτε το καθιερωμένο. Πιθανώς η εκπομπή

50 Το καθιερωμένο μοντέλο της μεσοαστρικής ύλης γύρω από το δίσκο επαύξησης, είναι ο πιο σοβαρός παράγοντας που εμποδίζει τους παρατηρητές να λάβουν σωστό φάσμα για τους πίδακες. Σχηματική αναπαράσταση του καθιερωμένου μοντέλου. Παρατηρούμε πως η διεύθυνση παρατήρησης είναι αποφασιστικής σημασίας για την λήψη των αποτελεσμάτων. Το κύριο χαρακτηριστικό των AGN που περιγράφεται ικανοποιητικά από το καθιερωμένο μοντέλο, είναι το ευρύ φάσμα αυτών (brad band region-πολύ διευρυμένες φασματικές γραμμές). Οι πίδακες εκπέμπουν κυρίως στο ραδιοφωνικό μέρος. Τα υπόλοιπα όμως τμήματα των AGN μπορούν να εκπέμπουν σε όλα τα μήκη κύματος, μέσω του αντιστρόφου φαινομένου Compton και της ακτινοβολίας σύγχροτρον. Συμπερασματικά, βλέπουμε πως οι AGN με πίδακες έχουν και μια δευτερογενή πηγή ακτινοβολίας.

51 Το καθιερωμένο μοντέλο Η σημαντικότερη παραδοχή του καθιερωμένου μοντέλου είναι η εξής: Όλοι οι τύποι των ενεργών γαλαξιών που ξέρουμε, είναι τα ίδια ακριβώς φυσικά αντικέιμενα, παρατηρούμενα υπό διαφορετικές συνθήκες. Η παραδοχή αυτή αν και είναι αρκετά ρηξικέλευθη, δείχνει πως είναι σωστή με την πάροδο του χρόνου. Προέκυψε δε, με αθροιστική μελέτη πολλών γαλαξιών, οι οποίοι παρατηρούνταν υπό διαφορετικές συνθήκες (κυρίως υπό διαφορετικές γωνίες). Οι αστρονόμοι αντιλήφθηκαν πως υπήρχε κάποια αιτιώδης σχέση ανάμεσα στη γωνία παρατήρησης του αντικειμένου και τις ιδιότητες που αυτό παρουσιάζει. Αναλυτικότερα, οι αστρονόμοι κατάλαβαν πως π.χ. όλοι οι γαλαξίες Seyfert είχαν παρατηρηθεί σε περίπου ίδιες γωνίες. Ομοίως και οι υπόλοιποι AGN. Αυτή ακριβώς η πληροφορία τους οδήγησε στην ανίχνευση μιας φυσικήςγεωμετρικής συμμετρίας. Η ενοποίηση των ενεργών γαλαξιών γίνεται σε δύο τμήματα: 1) Στους γαλαξίες που έχουν ασθενή συνιστώσα εκπομπής στο ραδιοφωνικό μέρος του φάσματος (radio-quiet) και 2) σε αυτούς που εκπέμπουν ισχυρά στο ραδιοφωνικό μέρος (radio-loud). Έχουμε λοιπόν: 1) Radio-quiet AGN (γαλαξίες Seyfert, quasars τύπου ΙΙ, radio-quiet quasars/qsos και LINERs (περιοχές εκπομπής του πυρήνα με χαμηλό βαθμό ιονισμού)): Σε χαμηλές φωτεινότητες, τα αντικείμενα που ενοποιούνται είναι οι γαλαξίες Seyfert. Όταν βλέπουμε έναν Seyfert I, τότε παρατηρούμε ευθέως τον πυρήνα. Όταν βλέπουμε έναν Seyfert ΙΙ, τότε παρατηρούμε τον πυρήνα δια μέσω μιας δομής που παρεμβαίνει και μας εμποδίζει να έχουμε μια άμεση επαφή με το οπτικό συνεχές, την broad-line region ή την περιοχή των μαλακών ακτίνων Χ. Η κλασική εικόνα που πιστέυουμε, είναι αυτή ενός τόρου (μιας σαμπρέλας) αδιαφανούς υλικού, ο οποίος περιβάλλει το δίσκο επαύξησης. Θα πρέπει να είναι αρκετά μεγάλος, ώστε να εμποδίζει την broad-line region (ευρείες γραμμές εκπομπής του ψυχρού υλικού κοντά οπή, το οποίο κινείται με

52 Το καθιερωμένο μοντέλο πολύ μεγάλες ταχύτητες), αλλά όχι και τη narrow-line region (στενές γραμμές εκπομπής του ψυχρού υλικού, το οποίο βρίσκεται σε μεγαλύτερη απόσταση από την οπή). Η τελευταία φαίνεται και στους δύο τύπους των Seyfert. Φάσμα του γαλαξία Seyfert NGC 2110, από το αστεροσκοπείο Chandra. Είναι ένας κλασικός Seyfert με έντονη narrow-line region, η οποία φαίνεται ευκρινώς στην εικόνα. Τους Seyfert II λοιπόν, τους βλέπουμε δια μέσω του τόρου. Έξω τώρα από τον τόρο, υπάρχει ύλη που μπορεί να σκεδάσει τα φωτόνια που εκπέμπονται από τον πυρήνα προς τη διεύθυνση παρατήρησης. Αυτό το γεγονός μας επιτρέπει να δούμε τμήμα του οπτικού συνεχούς και των ακτίνων Χ, ενώ σε ιδιαίτερες περιπτώσεις βλέπουμε και ευρείες γραμμές εκπομπής. Οι τελευταίες είναι ισχυρά πολωμένες, κάτι που υποδηλώνει τη σκέδαση που υφίσταται η πυρηνική ακτινοβολία και αποδεικνύει ότι αρκετοί Seyfert

53 Το καθιερωμένο μοντέλο II περιέχουν Seyfert Ι (αυτή η άποψη ενισχύεται και από παρατηρήσεις στο ύπερυθρο, του πυρήνα των Seyfert ΙΙ). Σε μεγαλύτερες φωτεινότητες τα quasars παίρνουν τη θέση των Seyfert Ι, αλλά quasars τύπου ΙΙ δεν έχουν βρεθεί ακόμη. Θα είναι πολύ δύσκολο να ανιχνευτούν αν δεν έχουν τη συνιστώσα εκ σκεδάσεως που έχουν οι Seyfert ΙΙ (εκτός αν ανιχνευτούν από τις φωτεινές narrow lines και τις σκληρές Χ που θα εκπέμπουν). 2) Radio-loud AGN (Radio-Loud quasars, blazars και ραδιογαλαξίες): Από ιστορικής πλευράς, η μελέτη αυτών των AGN έγινε μέσω των πολύ φωτεινών και ισχυρών quasars. Αυτοί οι γαλαξίες μπορούν να ενοποιηθούν με τους narrow-line ραδιογαλαξίες, με τρόπο ακριβώς ανάλογο με αυτόν των Seyfert (λαμβάνοντας όμως υπόψιν, ότι οι narrow-line ραδιογαλαξίες δε δίνουν οπτικό συνεχές από τον πυρήνα, όυτε ακτίνες Χ εξ ανακλάσεως, παρόλο που περιστασιακώς δίνουν πολωμένη broad-line εκπομπή). Οι μεγάλης κλίμακος ραδιοδομές αυτών των αντικειμένων και οι ακτίνες Χ (όποτε αυτές εμφανίζονται), αποτελούν ισχυρά πειστήρια της ορθότητας του καθιερωμένου μοντέλου (αλλά και των υπολοίπων μοντέλων που ενστερνίζονται τις απόψεις για ενοποίηση των AGN) (Laing 1988: Garrington et al. 1988: Barthel 1989). Οι ραδιογαλαξίες μας δείνουν ενδείξεις για συσκότιση αυτών από έναν τόρο ύλης, ενώ τα quasars όχι. Επίσης λαμβάνεται μεγάλη προσοχή κατά τη μελέτη τέτοιων AGN, διότι τα ραδιοϊσχυρά αντικείμενα παρουσιάζουν και μια μικρή συνιστώσα από μη απορροφηθείσα ύλη (που σχετίζεται με τους πίδακες και το περιβάλλον θερμό αέριο) και μπορεί να οδηγήσει σε εσφαλμένα συμπεράσματα αν δε ληφθεί υπόψιν των παρατηρητών. Χρειάζεται λοιπόν μεγάλη και επίπονη ανάλυση των δεδομένων, ώστε να αφαιρεθεί η θερμική εκπομπή του περιβάλλοντος θερμού αερίου. Σε πολύ μικρές γωνίες ως προς τη διεύθυνση παρατήρησης κυριαρχεί η παρουσία σχετικιστικών σωματιδίων και βλέπουμε μια μικρή ποικιλία από blazαrs.

54 Το καθιερωμένο μοντέλο Καλλιτεχνική απεικόνιση ενός ενεργού γαλαξία σύμφωνα με το καθιερωμένο μοντέλο. Φαίνεται ο αδιαφανής τόρος ύλης και οι δύο αντιδιαμετρικοί πίδακες.

55 Το καθιερωμένο μοντέλο To broad-band φάσμα 5 για 5 blazars. Απ τη στιγμή που οι ραδιοπίδακες των blazars βρίσκονται πολύ κοντά στη διεύθυνση παρατήρησης, τότε η ροή της ακτινοβολίας φαίνεται αυξημένη λόγω του σχετικιστικού φαινομένου Doppler. Κάθε πίδακας έχει διακριτές περιοχές συμπυκνωμένης ύλης, οι οποίες φαίνονται να κινούνται με υπερφωτεινές ταχύτητες. Αυτό βεβαίως δεν είναι παρά μια οπτική ψευδαίσθηση. Εντούτοις, οι περιοχές αυτές κινούνται με ταχύτητα περίπου 99% αυτής του φωτός. Επίσης, η θερμοκρασία των περιοχών αυτών είναι πολύ υψηλή, κάτι που μπορεί να εξηγηθεί μέσω του φαινομένου Doppler.

56 Το καθιερωμένο μοντέλο Εντούτοις, ο πληθυσμός των ραδιογαλαξιών κυριαρχείται απολύτως από αντικείμενα μικρής φωτεινότητας και ενεργότητας. Αυτά δε δίνουν ισχυρές γραμμές πυρηνικής εκπομπής (στενές ή ευρείες), αλλά δίνουν ένα συνεχές που δείχνει να έχει στενή σχέση με τους πίδακες (Chiaberge, Capetti & Celotti 2002). Η δε ακτινοβολία Χ που δίνουν, είναι απόλυτα όμοια με αυτή που εκπέμπεται από τους πίδακες και εν γένει περιέχει μια ελαφρώς απορροφημένη πυρηνική συνιστώσα (Hardcastle, Evans & Croston 2006). Αυτοί οι γαλαξίες δεν μπορούν να ενοποιηθούν με τα quasars, παρόλο που εμπεριέχουν κάποια αντικείμενα μεγάλης φωτεινότητας (όταν παρατηρούνται στο ραδιοφωνικό μέρος), διότι ο τόρος δε μπορεί ποτέ να υποσκελίσει τις στενές γραμμές εκπομπής σε τέτοια έκταση, ώστε αυτές να μη φαίνονται καθόλου. Επίσης, η μελέτη στο υπέρυθρο δείχνει ότι στερούνται πυρηνικής συνιστώσας (Ogle, Whysong & Antonucci 2006). Πράγματι, δεν υπάρχει κανένα στοιχείο για ύπαρξη τόρου σε κάποιο από αυτά τα αντικείμενα. Το πιθανότερον είναι να σχηματίζουν μια ιδιαίτερη κατηγορία, στην οποία η εκπεμπόμενη ακτινοβολία που έχει σχέση με τους πίδακες, είναι καίριας σημασίας. Για πολύ μικρές γωνίες ως προς τη διεύθυνση παρατήρησης, εμφανίζονται ως BL Lac αντικείμενα (e.g., Browne 1983).

57 Η τρέχουσα έρευνα Η έρευνα που γίνεται σήμερα στους AGN είναι εντονότερη από κάθε άλλη φορά. Είναι χαρακτηριστικό ότι δημοσιεύονται πάνω από 60 εργασίες το χρόνο, οι οποίες έχουν σχέση με τους AGN. Όσον αφορά το σημείο, στο οποίο επικεντρώνεται η έρευνα, δε μπορούμε να πούμε πως αυτό είναι πολύ συγκεκριμένο. Αν παρατηρήσει κανείς τις δημοσιεύσεις (papers), θα βρεθεί μπροστά σε μια μεγάλη πληθώρα πληροφοριών που συλλέγονται συνεχώς και έχουν σχέση με καθετί που αφορά τους AGN. Oι ραδιοπίδακες, το ψυχρό αέριο σκόνης, το φάσμα, η δομή, ο υλικός τόρος και οι γεωμετρικές ιδιότητες των AGN, είναι ένα μικρό μόνο δείγμα των όσων μελετώνται από τους φυσικούς. Στη συνέχεια παρατίθενται 7 χαρακτηριστικές δημοσιεύσεις, σύμφωνα πάντα με την προσωπική μου κρίση. Πιστεύω πως ανήκουν στην κατηγορία των δημοσιεύσεων που δεν είναι τόσο «τεχνικές». Έχουν όμως να επιδείξουν φυσικό νόημα και προβληματισμό. Παρατίθενται υπό τη μορφή μικρών δικών μου περιλήψεων. Για τη μεγαλύτερη όμως δυνατή πληρότητα της εργασίας, στο τέλος βρίσκονται οι δημοσιεύσεις σε ακέραια μορφή. Έτσι ο αναγνώστης θα μπορεί να σχηματίσει μια ολοκληρωμένη άποψη περί του ζητήματος. Το μόνο σίγουρο, είναι πως μελετούμε τους AGN και συγκεντρώνουμε πληροφορίες για αυτούς, διότι έχουμε ενδείξεις πως σχετίζονται άμεσα με τη γέννηση του Σύμπαντος. Είναι δηλαδή φυσικά αντικείμενα με κοσμολογική σημασία. Ο δρόμος για την πλήρη κατανόησή τους είναι πολύ μακρύς, αλλά και συναρπαστικός.

58 Η τρέχουσα έρευνα Δημοσίευση 1 η (1/12/2006) «Η εξάρτηση της μεγάλης μεταβλητότητας των quasar από τη μάζα της μελανής οπής» (M.Wold, M.S.Brotherton, Zhahui Shang) Στη δημοσίευση αυτή, βλέπουμε την προσπάθεια των επιστημόνων να αναδείξουν τον κυρίαρχο ρόλο της μελανής οπής στις ιδιότητες ενός quasar. Έκαναν σύγκριση 100 περίπου quasars από έναν μεγάλο κατάλογο (QUEST 1 VARIABILITY SURVEY), με αντικείμενα που είχαν ευρείες γραμμές φάσματος από το Sloan Digital Survey (έναν τεράστιο κατάλογο αστρονομικών εικόνων και δεδομένων που όταν ολοκληρωθεί θα περιέχει 3-D εικόνες για εκατομμύρια γαλαξίες και quasars). Η σύγκριση έγινε με σκοπό να υπολογιστούν, τόσο οι μάζες των μελανών οπών, όσο και οι βολομετρικές φωτεινότητες. O βαθμός της μεταβλητότητας των quasars μετριέται από τις καμπύλες που ακολουθεί το φως (στοιχεία του QUEST 1). Οι ερευνητές βρίσκουν ότι η μάζα της μελανής οπής σχετίζεται άμεσα με τη μεταβλητότητα (στο 99% περίπου των μετρήσεων). Η αντιστοιχία αυτή δε φαίνεται να έχει σχέση με τον τρόπο παρατήρησης (συνθήκες, οπτική ρύπανση του γαλαξία) ή από κάποιες γνωστές αντιστοιχίες της μεταβλητότητας των quasars και της φωτεινότητας ή της μετατόπισης στο ερυθρό. Φαίνεται ότι υπάρχει μια πρωτογενής εξάρτηση. Υπολογίζεται η μεταβλητότητα σαν συνάρτηση της χρονικής καθυστέρησης του υπόλοιπου μέρους (όχι της οπής) μέσω δομικών συναρτήσεων (αυτές που έχουν σχέση με το καθιερωμένο μοντέλο). Με αυτό τον τρόπο ενισχύεται η άποψή τους. Πιο συγκεκριμένα, η σχέση οπής-μεταβλητότητας φαίνεται πιο έντονα για χρονικές καθυστερήσεις (διαφορά χρόνου άφιξης φωτός λόγω της καμπής του φωτός) της τάξεως κάποιων μηκών έως και 2 ετών. Οι ενδείξεις αυτές

59 Η τρέχουσα έρευνα τους οδηγούν στο να πιστέψουν πως βρίσκονται κοντά στην επίλυση ενός θεμελιώδους προβλήματος: Πώς μπορεί ένα quasar να μεταβάλλεται οπτικώς τόσο έντονα; Τέλος, πιστεύουν πως η αντιστοίχιση μάζας-μεταβλητότητας, μπορεί να βοηθήσει στην εξήγηση του γιατί τα ραδιοισχυρά quasars είναι πολύ ευμετάβλητα σε σχέση με τα ήσυχα. (Τα ραδιοισχυρά έχουν οπή μεγαλύτερης μάζας από τα ραδιοήσυχα σύμφωνα με τον Lacy). Σχόλιο: Είναι μια δημοσίευση η οποία υποστηρίζει το κυρίαρχο ρόλο της μελανής οπής στα quasars. Η μάζα αυτής, σαν βασική φυσική παράμετρος φαίνεται ότι έχει έντονη σχέση με τη μεταβλητότητα. Δεν έχει καθόλου «ανατρεπτικό χαρακτήρα» και χρησιμοποιεί πιστά το καθιερωμένο μοντέλο για τους AGN, το οποίο μάλιστα και υποστηρίζει εμμέσως πλην σαφώς. *Η ιδέα για μέτρηση της μέτρησης της μάζας της μελανής οπής από τις ευρείες γραμμές και τη χρονική καθυστέρηση δεν ανήκει βεβαίως σε αυτούς τους ερευνητές. Στο πολύ καλό βιβλίο Physics of Active Galactic Nuclei at all Scales των εκδόσεων Springer (που είναι ουσιαστικά ένα απάνθισμα εργασιών για τους AGN μέχρι το 2005), δεικνύεται ο τρόπος υπολογισμού της μάζας της οπής μέσω του θεωρήματος Virial:

60 Η τρέχουσα έρευνα Δημοσίευση 2 η (22/8/2006) «Η πίεση της ακτινοβολίας ενός quasar και η επίδραση της σε ένα γαλαξιακό εξόγκωμα» (A.C.Fabian, A.Celotti,M.C.Erlund) Η δημοσίευση αυτή έχει να κάνει με την ακτινοβολία που εκπέμπεται από ένα quasar και τις επιπτώσεις αυτής στο αέριο εξόγκωμα (galactic bulge) ενός γαλαξία. Γνωρίζουμε ότι ο γαλαξίας που φιλοξενεί στο εσωτερικό του ένα quasar, νιώθει την παρουσία μιας υπέρμαζης μελανής οπής, μέσω του βαρυτικού πεδίου που αυτή δημιουργεί. Το πεδίο αυτό αλληλεπιδρά ανταγωνιστικά με την πίεση της ακτινοβολίας που εκπέμπεται από το quasar (ιονίζουσα και μη) και επίσης με τα σωματίδια στους πίδακες (συνεπώς και με μαγνητικά πεδία, επειδή τα σωματίδια είναι φορτισμένα). Υπάρχει λοιπόν ένα όριο, το όριο του Eddington (Eddington limit), για το οποίο η πίεση της εκρέουσας ακτινοβολίας (λόγω σκέδασης ηλεκτρονίων) από πηγή φωτεινότητας L, εξισορροπείται από τη βαρυτική έλξη της πηγής. Είναι λοιπόν L Edd =4πGMm p c/g T, όπου m p =μάζα πρωτονίου, G T =ενεργός διατομή κατά Thomson και G η βαρυτική σταθερά. Εάν τώρα η ενεργός διατομή της αλληλεπίδρασης μεταξύ ακτινοβολίας και ύλης G i είναι μεγαλύτερη από αυτή της σκέδασης ηλεκτρονίου, τότε αλλάζει και το όριο Eddington. Χρησιμοποιώντας το τροποποιημένο όριο Eddington για έναν ολόκληρο γαλαξία και όχι μια σημειακή μάζα (όπως χρησιμοποιείται στην αρχική του μορφή), οι ερευνητές δείχνουν το πώς οι περιορισμένες κατά Eddington φωτεινότητες των μελανών οπών, αρκούν για να εξηγηθεί η μείωση του αέριου εξογκώματος ενός γαλαξία. Δείχνουν ουσιαστικά την επίδραση του τεράστιου βαρυτικού πεδίου της οπής, στο αέριο εξόγκωμα, λαμβάνοντας υπόψη το βαθμό ιονισμού του αερίου και την παρουσία σκόνης.

61 Η τρέχουσα έρευνα Όταν όμως ενεργοποιείταi ο μηχανισμός ανάδρασης (feedback) μπορεί να διώξει όλο το αέριο πέρα από το γαλαξία. Υπολογίζουν λοιπόν το ποσό, για το οποίο η πίεση της ακτινοβολίας υπερκερνά το όριο Eddington και συζητούν για την πυκνότητα αερίου που πρέπει να υπάρχει, ώστε το αέριο να μπορεί να διαφύγει. Σχόλιο: Μια δημοσίευση που αφορά την μελανή οπή ενός AGN. Και εδώ βλέπουμε τον κυρίαρχο ρόλο της τελευταίας, κάτι που ενισχύει το καθιερωμένο μοντέλο. Οι ερευνητές κάνουν άμεση αναφορά στον Antonucci και λένε πως μοντέλα με μελανή οπή στο κέντρο και αδιαφανή υλικό τόρο, μπορούν να εξηγήσουν τα πειραματικά δεδομένα. *Σε όλα τα papers που βρήκα στο διαδίκτυο, δεν υπήρξε κανένα που να αμφισβητεί την ύπαρξη μελανής οπής στο κέντρο του αέριου τόρου. Τα διάφορα μοντέλα είναι παραλλαγές του βασικού-καθιερωμένου και δημιουργήθηκαν κυρίως για να εξηγήσουν την ανισοτροπία της ακτινοβολίας πέραν του ορίου των 100 pc (περίπου). Ενώ πριν το όριο αυτό η ακτινοβολία είναι σε μεγάλο βαθμό ισοτροπική, μετά απο καταστρέφεται η ισοτροπία λόγω απορρόφησης. Αυτή την απορρόφηση προσπαθούν να εξηγήσουν τα διάφορα μοντέλα. Σε μεγάλο βαθμό, είναι πρόβλημα γεωμετρικής φύσης.

62 Η τρέχουσα έρευνα Δημοσίευση 3 η (19/10/2004) «Παρατηρησιακά Δεδομένα για μετάπτωση λόγω spin του δίσκου επαύξησης στους AGN» «Anderson Caproni, Herman J. Mosquera Cuesta και Zulewa Abraham.» Σε αυτή τη δημοσίευση, οι ερευνητές δείχνουν ότι είναι δυνατόν να εξηγήσουν την προέλευση των πιδάκων στους AGN, μέσω της μη ευθυγράμμισης του άξονα περιστροφής του δίσκου επαύξησης και της οπής Kerr. Εφαρμόζουν την υπόθεση αυτή σε quasars, γαλαξίες Seyfert και στην κεντρική γαλαξιακή μελανή οπή του SgrA, σώματα στα οποία έχουν παρατηρηθεί είτε πίδακες, είτε μετάπτωση του δίσκου επαύξησης. Ο φορμαλισμός που υιοθετούν έχει σαν βασική παράμετρο το λόγο της περιόδου μετάπτωσης προς τη μάζα της μελανής οπής. Μπορεί δε να χρησιμοποιηθεί για την εισαγωγή περιορισμών στις φυσικές ιδιότητες του δίσκου επαύξησης, αλλά και στην περιστροφή της μελανής οπής. Η ιδέα των ερευνητών προήλθε από παρατηρήσεις που έγιναν σε γαλαξίες Seyfert και blazars. Οι παρατηρήσεις αυτές έδειχναν ότι οι δίσκοι επαύξησης εκτελούν μετάπτωση. Στους Seyfert φαινόταν από τη μεταβλητότητα των διπλών γραμμών Balmer (κάτι που μελετήθηκε το 2003). Στα blazars, όπου η μη θερμική εκπομπή των πιδάκων υπερβαίνει την εκπομπή του δίσκου, η μετάπτωση ανιχνεύεται μέσω της κίνησης των πιδάκων ή από τις περιοδικές εξάρσεις της συνεχούς εκπομπής (κάτι που μελετήθηκε το 2000 και το 2004). Το ερώτημα λοιπόν που προέκυψε είναι το εξής απλό: Ποιός είναι ο φυσικός μηχανισμός που κρύβεται πίσω από τη μετάπτωση; Ερώτημα καίριας σημασίας. Πολλοί ερευνητές έχουν προσπαθήσει να το απαντήσουν. Για παράδειγμα, στους Seyfert είπαν ότι η μετάπτωση οφείλεται στη σχετικιστική προώθηση του περικέντρου σε έναν

63 Η τρέχουσα έρευνα ελλειπτικό δίσκο επαύξησης (Eracleas-1995) ή στη μετάπτωση ενός σπειροειδούς βραχίονα σε έναν κυκλικό δίσκο (Pringle 1996, Strchi- Bergmann-1997). Στα blazars, πολλοί υπέθεσαν πως υπάρχει ένα σύστημα μελανών οπών, μέσα στο οποίο ο κύριος δίσκος επαύξησης εκτελεί μετάπτωση, λόγω της ροπής που του ασκείται από την δεύτερη μελανή οπή. Το δε επίπεδο τροχιάς της τελευταίας, συμπίπτει με αυτό του δίσκου επαύξησης (Sillanpaa-1988, Romeo-2000, Carponi και Abrahaam-2004). Παρόλο που τα υπέρμαζα δίπλα συστήματα μελανών οπών, παρέχουν μεταπτωτικές περιόδους συμβατές με τις παρατηρούμενες, ο μέσος διαχωρισμός των οπών θα μπορούσε να είναι ουσιαστικά μικρός. Αυτό σημαίνει πως θα μπορούσαν να συγχωνευθούν σε λιγότερο από 1000 χρόνια. ΣΧΟΛΙΟ: Δημοσίευση «προχωρημένου» επιπέδου που χρειάζεται καλό μαθηματικό υπόβαθρο για να μελετηθεί διεξοδικά. Ο φορμαλισμός που χρησιμοποιείται είναι δύσκολος και εμπεριέχει μη ευκλείδιους χώρους, αλλά χώρους Banarh (Kerr metric). Συμπερασματικά βλέπουμε το πόσο μεγάλο ενδιαφέρον έχουν οι πίδακες, των οποίων η προέλευση δεν είναι ακόμα γνωστή. Η πλήρης κατανόηση του μηχανισμού παραγωγής των πιδάκων θα δώσει πολλές πληροφορίες τόσο για το δίσκο επαύξησης, όσο και για την μελανή οπή.

64 Η τρέχουσα έρευνα Δημοσίευση 4 η (18/1/2006) «Γαλαξίες που φιλοξενούν quasars, που παρατηρούνται μέσω βαρυτικών φακών» (2006). (Peng, Impey, Rix, Falco, Keeton, Kochanek, Lehaw και McLeod) Σε αυτή τη δημοσίευση βλέπουμε το πώς οι βαρυτικοί φακοί βοηθούν στην ανίχνευση των γαλαξιών που φιλοξενούν τα quasars. Αυτό γίνεται επειδή ενισχύουν και στρεβλώνουν τις ακτίνες φωτός των γαλαξιών, διαχωρίζοντας τες από αυτές του πυρήνα, στον οποίο βρίσκονται τα quasars. Παρουσιάζονται τα αποτελέσματα 30 παρατηρήσεων σε γαλαξίες που φιλοξενούν quasars. Οι παρατηρήσεις έγιναν με το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble, για ερυθρές μετατοπίσεις 1<z<4, S. Οι γαλαξίες έχουν μικρό μέγεθος (r e <kpc). Έχουν δε μια μεγάλη γκάμα από μορφολογίες, οι οποίες είναι συνεπείς με παλιούς τύπους (αν και με μικρότερη μάζα), αλλά και νέους (disky/late-types). Ο λόγος: Μ ΒΗ / Μ bulge στην περιοχή 1<z<17 είναι συνεπής με την τοπική τιμή. Για z>1.7 ο λόγος γίνεται 3-6 φορές μεγαλύτερος από την τοπική τιμή. Υπάρχει εξάρτηση όμως και από το αστρικό περιεχόμενο του γαλαξία, κάτι που μπορεί να δικαιολογήσει και μια απόκλιση για z>4 (εάν είναι Ε/S0). Αν είναι τύπου Sbc έχουμε 6-10 φορές μεγαλύτερη τιμή από την τοπική και αν είναι τύπου Im, αυξάνεται συνεχώς η τιμή του λόγου. Οι ερευνητές συμπεραίνουν ότι τα γαλαξιακά εξογκώματα πρέπει να έχουν αυξηθεί 3-6 φορές στην περιοχή 3>z>1. Όταν δε έφτασαν στην περιοχή z=1 μεταβλήθηκαν πολύ λίγο. Αυτό με τη σειρά του σημαίνει πως οι γαλαξίες είχαν τη μέγιστη δραστηριότητα για το σχηματισμό τους όταν z=1. Ουσιαστικά οι ερευνητές εκμεταλλεύονται το φαινόμενο των βαρυτικών φακών, σαν μια τεχνική μέτρησης των γαλαξιών με quasars, ιδίως σε περιπτώσεις που οι

65 Η τρέχουσα έρευνα παραδοσιακές άμεσες παρατηρήσεις είναι πολύ δύσκολες. Σε περιπτώσεις δηλαδή που υπάρχει υψηλό red-shift ή όταν ο γαλαξίας είτε έχει πολύ φωτεινότητα είτε είναι συμπαγής. Στο τοπικό σύμπαν παρατηρείται μια στενή σχέση μεταξύ της M bulge και της Μ ΒΗ (Gebuardt-2000, Ferrarese και Merritt-2000). Οι ερευνητές μελετούν τη σχέση αυτή για z>1 χρησιμοποιώντας την τεχνική virial για την Μ ΒΗ και την αστρική φωτεινότητα για τη Μ bulge. O λόγος Μ ΒΗ /Μ bulge για υψηλό red-shift μπορεί λοιπόν να χρησιμοποιηθεί για την ανάλυση των ρυθμών ανάπτυξης των γαλαξιών αλλά και των κεντρικών τους «μηχανών». ΣΧΟΛΙΟ: Δημοσίευση που χρησιμοποιεί ένα πολύ εντυπωσιακό φαινόμενο, αυτό των βαρυτικών φακών. Το φαινόμενο αυτό απασχολεί ολοένα και περισσότερους Αστροφυσικούς, διότι αφενός στηρίζεται στη Γενική Σχετικότητα και μας δίνει πληροφορίες για τις μελανές οπές, αφετέρου μπορεί να γίνει εκμεταλλεύσιμο για τεχνικούς σκοπούς (όπως εδώ). Βεβαίως οι ερευνητές οφείλουν να προτείνουν το σωστό «μοντέλο φακού» για να έχουν σωστά αποτελέσματα, κάτι που επισημαίνεται και από τους ίδιους. Με αυτόν τον τρόπο βλέπουμε τους γαλαξίες σαν ολότητες και όχι μόνο τα quasars στο εσωτερικό τους. ΠΡΟΤΑΣΗ-ΕΡΩΤΗΣΗ: Δεχόμενος το καθιερωμένο πρότυπο, στο οποίο η γεωμετρία παρατήρησης παίζει καίριο ρόλο, πιστεύω πως μέσω μαγνητικών φακών μπορούμε να έχουμε στροφή του ειδώλου και όχι μόνο μετατόπιση. Αυτό πιστεύω πως θα είναι εφικτό, αν μεταξύ ημών και του γαλαξία παρεμβάλλεται μια οπή Kerr, η οποία βρίσκεται κοντά σε εμάς (ώστε να μην προλαβαίνουν οι καμπύλες φωτός να ευθυγραμμιστούν) θα βλέπουμε δηλαδή Seyfert, ενώ χωρίς τον «μεσάζοντα» θα βλέπουμε quasar ή blazar. Αυτό βεβαίως πρέπει να είναι πολύ σπάνιο φαινόμενο.

66 Η τρέχουσα έρευνα Δημοσίευση 5 η (28/11/2006) «Παρατηρήσεις AGN μέσω του τηλεσκοπίου MAGIC» (Bigongiari) Σε αυτή τη δημοσίευση παρουσιάζονται τα αποτελέσματα της παρατήρησης μερικών AGN με το τηλεσκόπιο MAGIC. To τηλεσκόπιο M.A.G.I.C. (Maior Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov) εδρεύει σε μία από τις Κανάριες Νήσους, το νησί La Palma. Είναι το μεγαλύτερο τηλεσκόπιο που χρησιμοποιεί το φαινόμενο Cherenkov για την παρατήρηση. Η κατασκευή του τελείωσε το 2003, αλλά πέρασε ένας χρόνος μέχρι να αρχίσει επισήμως ο πρώτος κύκλος των παρατηρήσεων. Το φαινόμενο Cherenkov γίνεται αντιληπτό, όταν ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία διέρχεται από ένα μέσον, με ταχύτητα μεγαλύτερη από αυτή του φωτός (στο μέσο αυτό προφανώς). Τα φωτόνια Cherenkov έχουν ενέργειες στο ορατό και το υπεριώδες μέρος του φάσματος. Μπορούν δε και διέρχονται μέσω της ατμόσφαιρας, δίνοντας μας τη δυνατότητα να τα παρατηρήσουμε με πολύ ευαίσθητα όργανα. Τα πολύ υψηλής ενέργειας φωτόνια γ, μπορούν να είναι «αγγελιοφόροι» μακρινών γεγονότων στο Σύμπαν, αφού δεν επηρεάζονται από τη παρουσία μαγνητικών πεδίων. Το μόνο που υφίστανται είναι η απορρόφηση στην ατμόσφαιρα. Μπορούν όμως να παρατηρηθούν εμμέσως, χρησιμοποιώντας το φαινόμενο Cherenkov. Αυτό γιατί η απορρόφηση οδηγεί στη δημιουργία δευτερογενών φορτισμένων σωματιδίων υψηλής ενέργειας. Η μέθοδος Cherenkov χρησιμοποιεί το γεγονός ότι αυτά τα δευτερογενή σωματίδια εκπέμπουν ακτινοβολία σε συγκεκριμένες γωνίες, την ακτινοβολία Cherenkov. Αυτή είναι η γενική ιδέα πίσω από το τηλεσκόπιο MAGIC.

67 Η τρέχουσα έρευνα O πρώτος κύκλος παρατηρήσεων του Magic (Το οποίο έχει τη μεγαλύτερη ανακλαστική επιφάνεια και τη μικρότερη ενεργειακή ουδό), έληξε τον Απρίλιο του Στην περίοδο αυτή παρατηρήθηκαν 25 AGN, εκ των οποίων οι 4 εξέπεμψαν VHE γ ακτινοβολία. Δύο επίσης AGN ανιχνεύτηκαν σαν πηγές ακτινών γ για πρώτη φορά (1ΕS και Markarian 180). Στη δημοσίευση παρουσιάζονται τα αποτελέσματα των παρατηρήσεων, που είναι όμως αρκετά τεχνικά. ΣΧΟΛΙΑ: Δημοσίευση που αφορά μια ιδιοφυή τεχνική παρατήρησης των AGN. Την παρέθεσα όχι τόσο για τα τελικά αποτελέσματα, όσο για την περιγραφή της ακτινοβολίας Cherenkov. Πράγματι, πολλά φαινόμενα της Φυσικής, τα οποία στην αρχή μοιάζουν «εξωτικά» και απόμακρα, δίνουν την έμπνευση για την κατασκευή νέας τεχνολογίας. Στην Αστροφυσική το φαινόμενο αυτό είναι πολύ σύνηθες.

68 Η τρέχουσα έρευνα Δημοσίευση 6 η (29/11/2006) «Άλμα στο εσωτερικό: ακολουθώντας τη ροή του αερίου από τις πυρηνικές σπείρες στο δίσκο επαύξησης» (Thaisa Storchi-Bergmann) Στη δημοσίευση αυτή έχουμε το αποτέλεσμα της ανάλυσης 34 AGN που βρίσκονται σε αρχική μορφή, με 34 αδρανείς γαλαξίες. Η σύγκριση πραγματοποιήθηκε αφού έγινε πρώτα σχετική ταύτιση των αντικειμένων (οπτικές φωτογραφίες του τηλεσκοπίου Hubble, που ελήφθησαν από τον κατάλογο Palomar). Τα αποτελέσματα της ανάλυσης έδειξαν την ύπαρξη πυρηνικών δομών (σπειρών, νηματίων και δίσκων) στους AGN. Ενισχύεται λοιπόν η άποψη ότι οι δομές αυτές αποτελούνται από το υλικό, με το οποίο τροφοδοτείται η κεντρική μελανή οπή. Ανάμεσα τώρα στους αδρανείς γαλαξίες υπάρχει μια πολύ συχνή εμφάνιση αστρικών δίσκων. Σύμφωνα όμως με την επικρατούσα άποψη, οι ενεργοί και οι αδρανείς γαλαξίες μπορούν να θεωρηθούν σαν δύο φάσεις ενός γαλαξία. Δημιουργείται λοιπόν ένα επαναστατικό σενάριο, αν ληφθούν υπόψιν τα παραπάνω δεδομένα μαζί με τις μορφολογίες της σκόνης στους γαλαξίες αυτούς. Το σενάριο αυτό λέει ότι το εξωτερικό υλικό (αέριο και σκόνη) αιχμαλωτίζεται και εγκαθίσταται στην περιοχή του πυρήνα, καταλήγοντας τελικά να τροφοδοτεί την υπέρμαζη μελανή οπή και να ανεφοδιάζει τον αστρικό δίσκο με νέα άστρα. Σημειωτέον ότι ο αστρικός δίσκος «κρύβεται» πίσω από τη σκόνη στους ενεργούς γαλαξίες. Αυτή η υπόθεση ενισχύεται από τη μελέτη της κινηματικής των αερίων στο εσωτερικό του NGC 1097 (λίγων εκατοντάδων parsec) που δείχνει κινήσεις (με ταχύτητες = 50 kms -1 ) προς τον πυρήνα, κατά μήκος των σπειροειδών βραχιόνων.

69 Η τρέχουσα έρευνα Ο ρυθμός επαύξησης μάζας (αν δεχτούμε το σενάριο αυτό) είναι πολύ μεγαλύτερος από αυτούς των υπολοίπων υποθέσεων. Είναι όμως αρκετός, ώστε να μπορούν να συσσωρευθούν 10 6 ηλιακές μάζες σε λίγα εκατομμύρια χρόνια (στην πυρηνική περιοχή), κάτι που συμφωνεί με την πρόσφατη ανακάλυψη έκρηξης περιφερειακού αστέρα μάζας 10 6 Μ, σε απόσταση 9 parsec από τον πυρήνα του γαλαξία. ΣΧΟΛΙΟ: Πολύ «ποιοτική» δημοσίευση. Γίνεται εισαγωγή ενός νέου σεναρίου για τους AGN και ενισχύεται η σχέση αδρανών και ενεργών γαλαξιών. Τέλος, τα αποτελέσματα της θεωρίας συμφωνούν με πρόσφατα παρατηρησιακά δεδομένα, κάτι που καθιστά την υπόθεση αυτή αρκετά σοβαρή. Αξίζει κανείς να διαβάσει το paper αυτό, διότι φαίνεται επακριβώς πως προκύπτουν οι νέες υποθέσεις. Στο τέλος δε υπάρχουν και δύο ερωτήσεις από άλλους Αστροφυσικούς, στους οποίους απαντάει η Bergmann.

70 Η τρέχουσα έρευνα Δημοσίευση 7 η (16/11/2006) «Ακτινοβολία Σύγχροτρον σε γαλαξιακούς και εξωγαλαξιακούς πίδακες» Elina J. Lindfors, Marc Turler Στη δημοσίευση αυτή, παρατίθενται τα αποτελέσματα της μελέτης του blazar 3C279 και του microquasar CygX-3. Τα microquasars είναι σύστημα διπλών αστέρων, οι οποίοι έχουν πολύ υψηλές ενέργειες και εμφανίζουν υπερφωτεινούς πίδακες. Εν γένει, θεωρούνται ότι είναι τα ομόλογα συστήματα των ακόμη πιο ισχυρών εξωγαλαξιακών πηγών, των quasars. Αυτό σημαίνει ότι υπάρχει μια μεγάλη ομοιότητα στις φυσικές διεργασίες που λαμβάνουν μέρος τόσο στα quasars, όσο και στα microquasars. Οι ερευνητές χρησιμοποίησαν το θεωρητικό μοντέλο των Marscher και Gear (1985), για να εξηγήσουν τις ιδιότητες των πιδάκων και της ακτινοβολίας. Το μοντέλο εισάγει την ιδέα των κυμάτων Shock (κρουστικών κυμάτων-υπερηχητικών κυμάτων). Περιγράφει δηλαδή, τη διάδοση κρουστικών κυμάτων σε ένα σχετικιστικό πίδακα. Κατ αυτήν την έννοια επιτυγχάνεται η αποσύνθεση των καμπυλών φωτός των quasar 3C273 (Turler-2000) και 3C279 (Lindfors-2006), αλλά και των microquasars GRS (Turler-2004) και CygX-3 (Lindfors-σε εξέλιξη). Στη δημοσίευση παρουσιάζονται τα αποτελέσματα. Τα τελευταία είναι εντυπωσιακά. Οι ερευνητές βρίσκουν κάποιες ομοιότητες σε όλες τις πηγές: 1) Σε όλες τις πηγές η ακτινοβολία σύγχροτρον μπορεί να περιγραφεί με ένα μοντέλο κρουστικού κύματος. Η κύρια δυσκολία εντοπίζεται στην παραγωγή των αιχμηρών κορυφών των διαφόρων εξάρσεων, οι οποίες παρατηρούνται στις υψηλές ενέργειες, ενώ στις χαμηλότερες ενέργειες το μοντέλο λειτουργεί ικανοποιητικά, 2) Μη

71 Η τρέχουσα έρευνα αδιαβατικές διαδικασίες φαίνεται ότι έχουν ενεργό ρόλο στην εξέλιξη του φαινομένου και πρέπει να ληφθούν σοβαρά υπόψιν. Προέκυψαν όμως κάποιες διαφορές:1) Στους πίδακες ενδογαλαξιακών πηγών, έχουμε μια φαινόμενη διεύρυνση αυτών όταν αυξάνεται η απόσταση (κάτι σαν το σχήμα της τρομπέτας), ενώ τα quasars δείχνουν να έχουν κωνικού σχήματος πίδακες. Η διαφορά αυτή μπορεί να οφειλόταν στις διαφορετικές περιβαλλοντικές συνθήκες, που επικρατούσαν, κατά το σχηματισμό των πιδάκων, 2) Το παρόν μοντέλο των Turler και Lindfors, δέχεται ότι οι δύο υπό μελέτη γαλαξιακές πηγές έχουν μια πιο «σκληρή» κατανομή ηλεκτρονικών ενεργειών από ότι οι δύο εξωγαλαξιακές πηγές. ΣΧΟΛΙΟ: Σύντομη δημοσίευση που αυτή ασχολείται με τους πίδακες και την ακτινοβολία σύγχροτρον (ακτινοβολία που προκύπτει, όταν φορτισμένα μη σχετικιστικά σωματίδια, επιταχύνονται από πεδία σε καμπύλες τροχιές). Το κύριο αποτέλεσμα της σύγκρισης quasars και microquasars, είναι το κωνικό σχήμα που φαίνεται να έχουν οι πίδακες των quasars. Αυτή η γεωμετρία μπορεί να μην είναι τυχαία για τη φυσική των εξωγαλαξιακών πιδάκων.

72 Επίλογος Οι AGN, είναι κατά την προσωπική μου άποψη το πιο ενδιαφέρον ερευνητικό πεδίο της σύγχρονης Αστροφυσικής. Η μελέτη τους χρειάζεται τη συνδρομή όλων των κλάδων της Φυσικής, κάτι που αποτελεί πρόκληση για τους επίδοξους ερευνητές. Αν παρατηρήσει κανείς τις δημοσιεύσεις, θα δει πως το μαθηματικό φορτίο τους είναι πολύ υψηλό, ιδίως σε αυτές που είναι θεωρητικής φύσεως. Πέραν όμως της πρωτογενούς έρευνάς τους, οι AGN ήταν η αιτία για την ανάπτυξη πολύ υψηλής τεχνολογίας παρατήρησης, όπως τα τηλεσκόπια Cherenkov και η τεχνική VLBI. Η σύγχρονη ραδιοαστρονομία τους οφείλει πολλά. Η κοσμολογική τους σημασία, αλλά και η ενδογενής τους ομορφιά, τους καθιστά τα πιο εντυπωσιακά αντικείμενα του Σύμπαντος, που με την περιπλοκότητά τους προκαλούν τον ανθρώπινο νου. Τέλος, η μελέτη τους δεν αποτελεί ένα «επιστημονικό καπρίτσιο», που έχει σαν στόχο την ικανοποίηση της περιέργειας των Φυσικών. Είναι πολλές οι επιστήμες που θα επωφεληθούν από την έρευνα των AGN, με πρώτη και καλύτερη την Ιατρική επιστήμη. Όσο περίεργο και να ακούγεται το τελευταίο, είναι πραγματικότητα. Τον περασμένο Μάρτιο παρακολούθησα στην Αθήνα ένα σεμινάριο της Ένωσης Ελλήνων Φυσικών, στην οποία είμαι μέλος, με θέμα: «Ακτινοβολίες και Άνθρωπος». Έγινε συζήτηση για κάθε είδος ακτινοβολίας και τις επιπτώσεις του στο ανθρώπινο σώμα, κάτι που με ενδιέφερε πολύ σαν επίδοξο ιατρό. Το μόνο όμως που θυμάμαι τέλεια από εκείνο το σεμινάριο, είναι ο λόγος του καθηγητού Ιατρικής Φυσικής του Ε.Κ.Π.Α κ. Ε. Γεωργίου, στον οποίο έπλεξε το εγκώμιο της Αστροφυσικής. Μίλησε για την πρόοδο στον τομέα των Ιατρικών ακτινοβολιών, η οποία βασίζεται σε μεγάλο βαθμό στη σύγχρονη έρευνα

73 Επίλογος γύρω από εξωτικά σώματα (AGN), τα οποία έχουν πολύ σύνθετο φάσμα. Οι υπολογιστικές δηλαδή μέθοδοι που αναπτύσσονται για την Αστροφυσική, είναι πολύ χρήσιμες και για την Ιατρική. Ακροβατώντας λοιπόν ανάμεσα στη φαντασία (Αστροφυσική) και στη σκληρή πραγματικότητα (Ιατρική), το μόνο που μου έρχεται στο νου είναι η αμίμητη φράση του καθηγητού Ε. Γεωργίου: «Η πρωτογενής έρευνα θα μας σώσει. Κυνηγούμε την Αστροφυσική!»

74 Παράρτημα Παράρτημα Η συμβολομετρία πολύ μεγάλης βάσεως (VLBI) είναι ένα είδος συμβολομετρίας που χρησιμοποιείται στη ραδιοαστρονομία. Στη VLBI, τα δεδομένα από κάθε κεραία χαρακτηρίζονται από ένα συγκεκριμένο χρόνο, συλλέγονται με βάση έναν τοπικό ατομικό τομογράφο και στη συνέχεια αποθηκεύονται σε υπολογιστές για περαιτέρω ανάλυση. Αργότερα συγκρίνονται με δεδομένα από άλλες κεραίες, τα οποία ελήφθησαν

75 Παράρτημα με τον ίδιο ακριβώς τρόπο, ώστε τελικά να σχηματιστεί η τελική εικόνα. Η μέγιστη δυνατή ανάλυση μέσω συμβολομετρίας, είναι ανάλογη της συχνότητας παρατήρησης και της απόστασης μεταξύ των κεραιών της διάταξης που βρίσκονται μακρύτερα η μια από την άλλη (πιο απομακρυσμένες κεραίες). Η τεχνική VLBI μπορεί να καταστήσει την απόσταση αυτή πολύ μεγαλύτερη σε σχέση με τη συμβατική συμβολομετρία, η οποία απαιτεί την ένωση των κεραιών με μέσα όπως ομοαξονικά καλώδια, οπτικές ίνες ή άλλου τύπου γραμμές μεταφοράς. Οι μεγαλύτεροι «διαχωρισμοί» τηλεσκοπίων είναι δυνατή με τη VLBI, λόγω της ανάπτυξης της τεχνικής απεικόνισης κοντινής φάσης από τον Roger Jennison το 1950, που επέτρεψε την παραγωγή εικόνων εξαιρετικά υψηλής ανάλυσης. Σημειωτεόν ότι η VLBI αν και αρχικά ταυτίστηκε με τη ραδιοαστρονομία, μπορεί σήμερα να εφαρμοστεί και για παρατηρήσεις στο οπτικό μέρος του φάσματος. Επίσης, μπορεί να χρησιμοποιηθεί και για άλλες κλασικές εφαρμογές όπως η αστρομετρία, η απεικόνιση ραδιοπηγών κτλ. Επειδή μπορεί να καταγράφει με χρονικές διαφορές στην άφιξη ραδιοκυμάτων σε ξεχωριστές κεραίες, δύναται να χρησιμοποιηθεί για τη μελέτη της ακριβούς κίνησης των τεκτονικών πλακών (ακρίβεια χιλιοστού), για γεωλογικούς λόγους αλλά και για την περιστροφική κίνηση της Γης. Χρησιμοποιώντας τη VLBI κατ αυτό τον τρόπο, απαιτείται σημαντικός αριθμός μετρήσεων χρονικής διαφοράς από πολύ μακρινές πηγές (π.χ.quasars), που πραγματοποιούνται σε παγκόσμια κλίμακα για μεγάλο χρονικό διάστημα. Τα κυριότερα επιστημονικά αποτελέσματα της VLBI είναι τα κάτωθι: Απεικόνιση σωματιδίων υψηλής ενέργειας που εξέρχονται από μελανές οπές με σχετικιστικές ταχύτητες. Απεικόνιση της επιφάνειας γειτονικών αστέρων στο ραδιοφωνικό μέρος του φάσματος.

76 Παράρτημα Μελέτη κίνησης τεκτονικών πλακών της Γης. Μελέτη μεταβολών προσανατολισμού της Γης και διάρκειας της ημέρας. Μέτρηση βαρυτικών δυνάμεων Ήλιου και Σελήνης στη Γη (τόσο στην επιφάνεια όσο και στο εσωτερικό αυτής). Βελτίωση των ατμοσφαιρικών μοντέλων. Μέτρηση της θεμελιώδους βαρυτικής επιτάχυνσης. Η παρακολούθηση του μη επανδρωμένου σκάφους Huygens κατά τη διάρκεια διέλευσης στην ατμόσφαιρα του Τιτάνα, κάτι που επέτρεψε τη μέτρηση της ταχύτητας ανέμων στην περιοχή. Υπάρχουν διατάξεις VLBI στις ΗΠΑ, την Ευρώπη και την Ιαπωνία. Η πιο ευαίσθητη από αυτές είναι το EVN (European VLBI Network). Το EVN λειτουργεί σε συγκεκριμένα χρονικά διαστήματα του έτους και τα δεδομένα που προσλαμβάνει επεξεργάζονται στο JIVE (Joint Institut for VLBI In Europe). Στις ΗΠΑ υπάρχει το VLBA (Very Long Baseline Array), το οποίο λειτουργεί όλο το χρόνο. Τα EVN και VLBA συνιστούν το Global VLBI, αφού μέσω αυτών γίνεται η συντριπτική πλειοψηφία των παρατηρήσεων. Όταν λοιπόν η μια και οι δύο αυτές διατάξεις συνδυάζονται με διαστημικές VLBI κεραίες όπως η HALCA, η ανάλυση που επιτυγχάνεται είναι υψηλότερη από οποιουδήποτε άλλου αστρονομικού οργάνου, αφού είναι δυνατή η απεικόνιση του ουρανού με ακρίβεια microarcseconds. Πρόσφατα οι αστρονόμοι μπόρεσαν να συνδυάσουν τα VLBI ραδιοτηλεσκόπια σε πραγματικό χρόνο, διατηρώντας την ικανότητα να χρησιμοποιούν τις τοπικές χρονικές αναφορές της VLBI τεχνικής. Στην Ευρώπη υπάρχουν 6 τηλεσκόπια αυτή τη στιγμή που είναι συνδεδεμένα με το JIVE μέσω οπτικών ινών, οι οποίες αποδίδουν bit rate 1 Gigabit/sec. Τα πρώτα αστρονομικά πειράματα με αυτή την τεχνική έχουν ήδη διεξαχθεί και στέφθηκαν με απόλυτη επιτυχία.

77 Παράρτημα Διαστημική VLBI Η διαστημική συμβολομετρία πολύ μεγάλης κλίμακας είναι η αιχμή του δόρατος της σημερινής ραδιοαστρονομίας. Χρησιμοποιείται για να εφοδιαστεί η ραδιοαστρονομία με μια εκτεταμένη βάση VLBI, το ένα στοιχείο της οποίας θα είναι μια διαστημική κεραία. Το JPL SVLBI( Space VLBI) πρόγραμμα, το οποίο δημιουργήθηκε και χρηματοδοτείται από τη NASA υποστηρίζει την VSOP (VLBI Space Observatory Program) αποστολή που αναπτύχθηκε από το ISAS (Institut of Space and Astronautical Science) στην Ιαπωνία. Το VSOP διαστημικό αεροσκάφος HALCA είναι ένα ραδιοτηλεσκόπιο 8 μέτρων, το οποίο εκτοξεύθηκε το Φεβρουάριο του Αυτή τη στιγμή βρίσκεται σε ελλειπτική τροχιά γύρω από τη Γη ώστε να ενεργοποιήσει τις παρατηρήσεις VLBI σε βάσεις μεταξύ διαστημικών και γήινων τηλεσκόπιων (φάση συγχρονισμού). Οι κύριοι στόχοι είναι οι AGN, αλλά θα παρατηρηθούν επίσης και maser νερού, maser OH, ραδιοαστέρες και pulsars. Ο συγχρονισμός διαστημικών και γήινων ραδιοτηλεσκοπίων παρέχει 3-10 φορές υψηλότερη ανάλυση απ ότι η «γήινη» VLBI τεχνική στις ίδιες συχνότητες παρατήρησης. 4 επίγειοι σταθμοί ιχνηλάτησης (tracking ground stations) εμπεριέχονται στο πρόγραμμα SVLBI. Υποτίθετο ότι όλο το σύστημα θα λειτουργούσε αυτομάτως και θα χρειαζόταν μόνο το πρόγραμμα παρατήρησης, τις προβλέψεις για το φαινόμενο Doppler και τα διανύσματα θέσεως του διαστημικού σκάφους, ώστε να επιτελέσει τα καθήκοντα του άνευ χειριστού. Εντούτοις, αυτό δεν έγινε μέχρι σήμερα εφικτό. Χρειάζεται μονίμως χειριστής για να υποστηρίζει αυτό το σύστημα.

78 Παράρτημα Πώς λειτουργεί η τεχνική VLBI; Στην τεχνική VLBI, οι ψηφιοποιημένες πληροφορίες που λαμβάνονται από την κεραία καταχωρούνται σε καθένα από τα τηλεσκόπια. (Στο παρελθόν αυτό γινόταν σε μαγνητικές ταινίες, αλλά σήμερα συνηθίζεται η χρησιμοποίηση μεγάλων RAID διατάξεων σκληρών δίσκων). Η δειγματοληψία που γίνεται με την κεραία, έχει σαν βάση ένα πολύ ακριβές ατομικό ρολόι (συνήθως ένα maser υδρογόνου), το οποίο είναι συγχρονισμένο με ένα GPS. Παράλληλα με τη δειγματοληψία, πραγματοποιείται καταγραφή και της ένδειξης του ατομικού χρονογράφου. Στο τέλος όλα τα δεδομένα μεταφέρονται σε έναν κεντρικό σταθμό. Τα πιο πρόσφατα πειράματα διεξήχθησαν με την ηλεκτρονική VLBI (e-vlbi) όπου τα δεδομένα μεταφέρονταν μέσω οπτικών ινών (10 GBbps bit rate μέσω οπτικών ινών στο ευρωπαϊκό δίκτυο ερευνών GEANT) και δεν καταγράφονταν στα τηλεσκόπια, αυξάνοντας κατ αυτό τον τρόπο την ταχύτητα παρατήρησης σε σημαντικό βαθμό. Παρόλο που οι ταχύτητες εισροής των δεδομένων είναι πολύ υψηλές, τα τελευταία μπορούν να μοιραστούν μέσω κανονικών συνδέσεων στο internet, αφού τα περισσότερα διεθνή networks έχουν μεγάλη χωρητικότητα για βάσεις δεδομένων.

79 Παράρτημα Στο σταθμό επεξεργασίας τα δεδομένα που πρέπει να συγκριθούν «ξαναπαίζονται». Αυτό το «data playback» ρυθμίζεται χρονικά σύμφωνα με τον ατομικό χρονογράφο και τον υπολογιζόμενο χρόνο άφιξης ραδιοσημάτων στο καθένα από τα τηλεσκόπια. Εξετάζεται λοιπόν ένα χρονικό εύρος της τάξεως nanoseconds για τα διάφορα «playbacks», μέχρι να βρεθεί ο κατάλληλος χρόνος, στον οποίο υπάρχει πλήρης συμφωνία μεταξύ των οργάνων. Η κάθε κεραία βρίσκεται σε διαφορετική απόσταση από τη ραδιοπηγή, κάτι που σημαίνει ότι οι καθυστερήσεις λόγω της επιπρόσθετης απόστασης, θα πρέπει να προστεθούν καταλλήλως στα σήματα από κάθε άλλη κεραία. Ο προσεγγιστικός χρόνος