ΤΑΥΤΟΧΡΟΝΗ ΜΕΛΕΤΗ ΤΩΝ BLAZARS ΣΕ ΔΙΑΦΟΡΑ ΜΗΚΗ ΚΥΜΑΤΟΣ

ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟΥ ΠΑΤΡΩΝ ΑΘΑΝΑΣΙΟΣ ΧΡ.ΤΖΕΜΟΣ ΜΕΤΑΠΤΥΧΙΑΚΟΣ ΦΟΙΤΗΤΗΣ ΘΕΩΡΗΤΙΚΗΣ ΦΥΣΙΚΗΣ Α.Μ.286 ΜΕΡΟΣ ΔΕΥΤΕΡΟ ΤΑΥΤΟΧΡΟΝΗ ΜΕΛΕΤΗ ΤΩΝ BLAZARS ΣΕ ΔΙΑΦΟΡΑ ΜΗΚΗ ΚΥΜΑΤΟΣ ΠΑΤΡΑ 2009

Η εργασία αυτή γράφτηκε στα πλαίσια του μαθήματος «Ειδικά θέματα Αστροφυσικής» του μεταπτυχιακού προγράμματος Θεωρητικής Φυσικής, υπό την επίβλεψη του καθηγητού Αστροφυσικής κ. Χρίστου Γούδη και της Λέκτορος Αστροφυσικής κ. Ελευθερίας Χριστοπούλου. Αποτελεί τη «λογική συνέχεια» της εργασίας που εκπόνησα στο μάθημα «Ειδικά θέματα Κοσμολογίας» με τίτλο «Περί των AGN» υπό την επίβλεψη του καθηγητού Αστροφυσικής κ. Βασιλείου Γερογιάννη, την οποία και παραθέτω στην αρχή, σαν μια εισαγωγή στο ζήτημα. Στόχος του παρόντος πονήματος είναι η παρουσίαση της μελέτης των Blazars σε διάφορα μήκη κύματος. Παραθέτω δηλαδή τα αποτελέσματα (μια σύνοψη αυτών) των ερευνητικών εργασιών πάνω στο ζήτημα. Τέλος γίνεται και μια μικρή περιγραφή κάποιων σπουδαίων τηλεσκοπίων της εξωγαλαξιακής αστρονομίας. Αθανάσιος Τζέμος Πάτρα, 20/1/2009

Το τηλεσκόπιο ακτινών Χ ASCA. Ένα από τα καλύτερα τηλεσκόπια μέχρι το 2000.

Multiwavelength Observations Of Blazars 1 Στο πρώτο μέρος της εργασίας κάναμε μια εισαγωγή στους AGN και εστιάσαμε την προσοχή μας στο καθιερωμένο μοντέλο λειτουργίας τους, μιλώντας τόσο για τη μορφολογία τους, όσο και για την «καρδιά τους», την υπέρμαζη μελανή οπή που τους τροφοδοτεί ενεργειακώς. Είδαμε επίσης ένα μέρος μόνο της τεχνολογίας που χρειάζεται η εξωγαλαξιακή αστρονομία για την παρατήρηση των εξωτικών αυτών αντικειμένων. Προσπαθήσαμε λοιπόν να παρουσιάσουμε το θέμα από τη γενική του πλευρά, χωρίς να επικεντρωθούμε σε κάτι συγκεκριμένο (με εξαίρεση ίσως τις μελανές οπές). Στο παρόν μέρος της εργασίας θα δούμε μια πιο ειδική πλευρά του ζητήματος. Θα μιλήσουμε για την παρατήρηση σε πολλά μήκη κύματος των ΤeV πηγών (με αναφορά τα blazars) και τη σημασία της για την επιστημονική έρευνα. Με την ανάπτυξη της καινούριας γενιάς των τηλεσκοπίων Cherenkov, (HESS, VERITAS, CANGAROO III, MAGIC), η αστρονομία των TeV θα μπορέσει να αυξήσει κατά πολύ τις δυνατότητές της. Η πρώτη και προφανής απαίτηση για την παραγωγή TeV φωτονίων είναι το να έχουμε σωματίδια με ενέργειες της τάξης των TeV, ώστε να έχουμε διατήρηση της ενέργειας. Από τη στιγμή που τα σωματίδια είναι οι κύριοι φορείς της μεγάλης αυτής ποσότητας ενέργειας οι θεωρητικοί έχουν χωρίσει τα μοντέλα για την TeV εκπομπή σε δύο μεγάλες κατηγορίες: Α)Τα αδρονικά μοντέλα: Σε αυτά, τα πρωτόνια παίζουν τον κύριο λόγο, παράγοντας TeV φωτόνια μέσω αδρονικών αντιδράσεων (όπως π.χ. ρρ π 0 2γ ή ργ π γe + e - μαζί με ένα δευτερογενές ηλεκτρομαγνητικό cascade) ή άμεσα μέσω ακτινοβολίας συγχρότρου μέσα σε ισχυρά μαγνητικά πεδία (B 1000G) με εκπομπή σε χαμηλότερες συχνότητες στις οποίες συνεισφέρουν και δευτερογενή παραγόμενα ζεύγη ηλεκτρονίων. Σε αυτά τα μοντέλα η ολική φασματική ενεργειακή κατανομή (SED) υπολογίζεται από τις λεπτομέρειες του cascade ή από την παραγωγή των δευτερογενών ηλεκτρονίων, όπως επίσης και το αρχικό φάσμα των σωματιδίων και των πηγών, έτσι ώστε όλες οι χαμηλότερες συχνότητες να είναι εξίσου σημαντικές στην κατασκευή των φυσικών παραμέτρων.

Multiwavelength Observations Of Blazars 2 Electromagnetic cascades Η αποδιέγερση ενός ουδετέρου πιονίου προς σχηματισμό ζεύγους ακτινών γ υψηλής ενέργειας είναι το σημείο ενάρξεως παραγωγής μιας «βροχής» από ηλεκτρόνια, ποζιτρόνια και περαιτέρω ακτίνες γ. Αυτό το φαινόμενο χιονοστιβάδος λέγεται electromagnetic cascade. Η διαδικασία ξεκινάει όταν μια από τις ακτίνες γ περνάει δίπλα από τον πυρήνα ενός ατόμου. Παρόλο που η ακτινοβολία γ δε μεταφέρει φορτίο, η ηλεκτρομαγνητική της φύση της επιτρέπει να αλληλεπιδρά με το ισχυρό πεδίο του πυρήνα πραγματοποιώντας τη δημιουργία ζεύγους ηλεκτρονίου-ποζιτρονίου. Η ενέργεια που χρειάζεται για το παραπάνω φαινόμενο είναι 1 MeV. Όπως ξέρουμε οι ακτίνες γ έχουν χιλιάδες φορές μεγαλύτερη ενέργεια από την παραπάνω, με συνέπεια το παραγόμενο ζεύγος να μπορεί να λάβει πολύ μεγάλη κινητική ενέργεια, εκμεταλλευόμενο μεγάλο μέρος της ακτίνας γ (ενεργειακό μέρος). Εάν τώρα αυτά τα γρήγορα ηλεκτρόνια και ποζιτρόνια περάσουν δίπλα από έναν άλλο πυρήνα, τότε θα επιταχυνθούν άμεσα, λόγω του ηλεκτρικού φορτίου των πρωτονίων. Ξέρουμε όμως ότι τα επιταχυνόμενα φορτία παράγουν ακτινοβολία. Αυτό σημαίνει ότι οι μεγάλες επιταχύνσεις που υφίστανται θα δημιουργήσουν νέα ακτινοβολία γ, η οποία με τη σειρά της θα παράξει νέα ζεύγη ηλεκτρονίου- ποζιτρονίου κ.ο.κ. Τελικά αυτός ο κύκλος παραγωγής σωματιδίων και ακτινών γ εμφανίζεται με τη μορφή πολλών σωματιδίων, όπως φαίνεται στο παραπάνω σχήμα.

Multiwavelength Observations Of Blazars 3 Β)Τα λεπτονικά μοντέλα: Εδώ τον κυρίαρχο ρόλο τον παίζουν τα ηλεκτρόνια, τα οποία παράγουν τα TeV φωτόνια μέσω του αντιστρόφου φαινομένου Compton. Η παραπάνω διαδικασία είναι πιο οικονομική από αυτής της ακτινοβολίας συγχρότρου που διενεργείται στα αδρονικά μοντέλα. Η ενέργεια που πρέπει να έχει ένα ηλεκτρόνιο για να επιτευχθεί το IC (Inverse Compton) και κατ επέκταση να μπορεί να απoδοθεί μια συγκεκριμένη «καταγωγή» σε ένα φωτόνιο, είναι τουλάχιστον γmec 2 TeV/δ (π.χ. γ 10 5 για δ 10) (TeV/δ είναι στο κινούμενο σύστημα αναφοράς). Τα πιο ενεργά φωτόνια που πρόκειται να σκεδαστούν από τα ηλεκτρόνια αυτά έχουν συχνότητα hv=mec 2 /γ (στο κινούμενο σύστημα αναφοράς), αφού σκεδάζονται στην περιοχή Klein-Nishima. Παρουσία μαγνητικού πεδίου, τα ίδια ηλεκτρόνια θα παράξουν επίσης ακτινοβολία συγχρότρου παρατηρούμενης ενέργειας hν= 1.5B(Gauss)(γ/10 5 ) 2 (δ/10) kev. Σύμφωνα λοιπόν με το μοντέλο αυτό εμφανίζονται και άλλες δύο μπάντες με φυσικό τρόπο: Η μπάντα των ακτινών Χ, η οποία μπορεί να παρέχει την πυκνότητα αριθμού των φωτονίων και την ενεργειακή κατανομή των ηλεκτρονίων που εκπέμπουν στην TeV μπάντα και η οπτική μπάντα (με μια πιο ευρεία σημασία του όρου, δηλαδή για παράδειγμα από την UV έως την IR), η οποία μπορεί να μας δώσει πληροφορία για τα πιο ενεργά φωτόνια. Οι ταυτόχρονες παρατηρήσεις και στις 3 μπάντες μπορούν να αποτελέσουν ένα διαγνωστικό εργαλείο για τους μηχανισμούς επιτάχυνσης και τις λεπτομέρειες της εκπομπής πολύ ισχυρής ακτινοβολίας (τεραστίου ενέργειας). Μπορούν όμως να αποτελέσουν και ένα αυτοδιαγνωστικό εργαλείο για το λεπτονικό μοντέλο. Οποιοδήποτε σενάριο και να υιοθετηθεί, θα πρέπει να επιτρέπει την επιβίωση των TeV φωτονίων πάση θυσία, μια και αυτά είναι παρατηρησιακά στοιχεία και συνεπώς μη αμφισβητήσιμες πληροφορίες (για παράδειγμα η πηγή πρέπει να είναι διαφανής ως προς την γ-γ απορρόφηση). Πρέπει όμως να τονίσουμε, ότι τόσο τα αδρονικά, όσο και τα λεπτονικά μοντέλα μπορούν να θεωρηθούν σαν υπερεξιδανικεύσεις των πιδάκων ενός blazar. Στην πραγματικότητα θα πρέπει να είναι συμπληρωματικά το ένα του άλλου και όχι αμοιβαίως αποκλειόμενα (Markus Bottcher). Η αλήθεια δηλαδή βρίσκεται κάπου ανάμεσα στις δύο παραπάνω κατηγορίες. Η πρόσφατη (2005) παρατήρηση κάποιων απομονωμένων ΤeV flares (ένα φαινόμενο που πολλές φορές λέγεται «orphan TeV flares») στον 1ES 1959+650 και τον Μrk 421, υποδηλώνει ότι οι αδρονικού τύπου διεργασίες έχουν σημαντικό ρόλο σε αντικείμενα, των οποίων τα φασματικά χαρακτηριστικά και η μεταβλητότητά τους εξηγούνται πολύ καλά από λεπτονικά μοντέλα για τους πίδακες.

Multiwavelength Observations Of Blazars 4 Αυτό διότι τα καθιερωμένα λεπτονικά SSC μοντέλα προβλέπουν μια στενή παροδική συσχέτιση μεταξύ των περιοχών συγχρότρου. Στον 1ES 1959+650 η «ορφανή» TeV flare έπετο μιας συσχετισμένης Χ-ray και TeV flare, η οποία μπορεί να γίνει κατανοητή με τα λεπτονικά SSC μοντέλα. Η ανακάλυψη αυτή δείχνει πως η ανάγκη για μοντέλα μη λεπτονικού τύπου είναι εξίσου μεγάλη, μιας και υπάρχουν flares που δεν είναι ακριβώς λεπτονικού τύπου (και με μη λεπτονικά στοιχεία δηλαδή). Αποτέλεσμα των παραπάνω είναι η κατασκευή κάποιων μοντέλων ενδιάμεσου χαρακτήρα, τα οποία λέγονται υβριδικά μοντέλα και πιστεύουμε πως είναι τα πιο ρεαλιστικά. Όσον αφορά τώρα την επιλογή στρατηγικής παρακολούθησης TeV πηγών, πρέπει να ληφθεί σοβαρά υπόψη η μεταβλητότητα της συμπεριφοράς των πηγών αυτών. Οι πιο ευμετάβλητες και ισχυρές εξωγαλαξιακές πηγές TeV φωτονίων είναι οι Gamm-Ray Bursts (GRBs) και τα blazars. Στις GRBs (των οποίων η ροή μειώνεται αναλόγως του t - 1 ) η επιλογή είναι άμεση (αν και δύσκολη στην εφαρμογή): να τα παρατηρήσουμε όσο το δυνατόν γρηγορότερα μέχρι να κάνει «σβήσουν». Στα blazars τα πράγματα διαφέρουν πολύ. Τα blazars χαρακτηρίζονται από πολύ διαφορετικές χρονικές κλίμακες μεταβλητότητας, από χρόνια σε λεπτά και μάλιστα όχι μόνο ανάμεσα σε διαφορετικά αντικείμενα, αλλά ακόμη και στις ίδιες τις πηγές. Στα blazars με πολύ υψηλό μέγιστο ενεργειακής κατανομής (HBLs, τα οποία περιλαμβάνουν όλες τις παρατηρηθείσες TeV πηγές), έχουμε μέχρι τώρα διακρίνει τουλάχιστον 3 χρονικές κλίμακες (καλά διακεκριμένες μεταξύ τους) από παρατήρηση που έγινε στον Mkn 501 και τη συμπεριφορά του στις ακτίνες Χ: α) Μια μεγάλης διαρκείας (από μήνες σε χρόνια), β) μια μετρίου διαρκείας (τυπική κλίμακα περίπου 1 μέρας) και γ) μια μικρής διάρκειας (από ώρες σε λεπτά!). Σε ορισμένες περιπτώσεις, όπως αυτήν του Mkn 421, παρατηρήθηκε και κλίμακας πολύ μικρής διαρκείας (μικρότερη των 20 λεπτών).

Multiwavelength Observations Of Blazars 5 Η ψύξη Compton. Το ολικό πεδίο μιας πηγής ακτινοβολίας συγχρότρου είναι εν γένει ισότροπο ως προς το σύστημα ηρεμίας της. Παρά ταύτα, το πεδίο δεν είναι καθόλου ισότροπο για τα υπερσχετικιστικά ηλεκτρόνια (γ>>1) που παράγουν την ακτινοβολία συγχρότρου. Η σχετικιστική αυτή εκτροπή «ωθεί» τα ηλεκτρόνια σε μια περιοχή γωνιακού εύρους γ -1 (τα περιορίζει δηλαδή σε μια συγκεκριμένη περιοχή). Αυτό φαίνεται στα παρακάτω σχήματα-σκαριφήματα (το πρώτο δείχνει ισοτροπία, ενώ το δεύτερο μεγάλη ανισοτροπία). Η σκέδαση Thomson αυτής της πολύ ανισότροπης ακτινοβολίας μειώνει συστηματικώς την κινητική ενέργεια των ηλεκτρονίων και την μετατρέπει σε ακτινοβολία αντιστρόφου φαινομένου Compton, σκεδάζοντας τα ραδιοφωτόνια τα οποία καταλήγουν σε φωτόνια του οπτικού μέρους ή των ακτινών Χ. Η «ψύξη Compton» των σχετικιστικών ηλεκτρονίων περιορίζει επίσης τη μέγιστη θερμοκρασία λαμπρότητος (στο σύστημα ηρεμίας) μιας ασύμφωνη πηγής συγχρότρου σε Τ b =10 12 K περίπου.

Multiwavelength Observations Of Blazars 6 Μια λίγο διαφορετική διάκριση των παραπάνω τύπων είναι η κάτωθι σύμφωνα με τους αστρονόμους: Α) Όσες πηγές μοιάζουν με τον Mkn421 όπου το peak (κορυφή) της συχνότητας αλλάζει πολύ λίγο, παρά τη μεγάλη μεταβολή της ροής ακτινοβολίας. Β) Όσες πηγές μοιάζουν με τον Mkn501, όπου κατά τη διάρκεια των flares το peak μετατοπίζεται προς υψηλότερες ενέργειες (από 1kev έως 100kev). Γ) Όσες πηγές μοιάζουν με τον 1ES1426+428, ο οποίος φαίνεται να χαρακτηρίζεται από μεγάλες μετατοπίσεις της κορυφής (της ίδιας περίπου απολύτου τιμής με αυτές του Mkn501), οι οποίες συντελούνται με σχεδόν σταθερή ροή, εν αντιθέσει με πριν (τουλάχιστον στην X-ray μπάντα). Όλες οι παραπάνω ομοιότητες και διαφορές δείχνουν ότι υπάρχουν κοινές, αλλά «εσωτερικά» διαφορετικές παράμετροι και μηχανισμοί που καθορίζουν τη μεταβλητότητα. Η κατανόηση λοιπόν της τελευταίας απαιτεί τη μελέτη των αλλαγών της SED σε όλες τις τυπικές χρονικές κλίμακες και όχι τη μονομερή-αποσπασματική επεξεργασία των φασμάτων στην εκάστοτε μπάντα. Πρέπει λοιπόν να θεωρηθούν τα blazars σαν «φασματικές ολότητες». Πριν προχωρήσουμε όμως, είναι καλό να κάνουμε μια μικρή ανασκόπησηεπανάληψη των blazars, έτσι ώστε να μην υπάρχουν εννοιολογικά κενά και απότομες μεταβάσεις για τον αναγνώστη. Tα blazars (radio-loud AGN s) είναι πολύ φωτεινά σώματα με έντονα πολωμένη ακτινοβολία και απότομη μεταβολή εκπομπής στο συνεχές (μη θερμικής φύσεως), που εκτείνεται από τη ραδιοφωνική μπάντα ως τις ακτίνες γ και προέρχεται από ένα σχετικιστικό πίδακα ύλης (υπάρχουν δύο πίδακες εκατέρωθεν της κεντρικής μελανής οπής). Αυτά τα χαρακτηριστικά εμφανίζονται μέσω της ακτινοβολίας συγχρότρου που παράγεται στον πίδακα και σκεδάζεται σε διεύθυνση κοντινή ως προς αυτή της παρατήρησης, σύμφωνα με το καθιερωμένο μοντέλο των AGNs που περιγράφεται εκτενώς στο πρώτο τμήμα της εργασίας. Εξού και η φασματική μελέτη των blazars παρέχει τη δυνατότητα κατανόησης του μηχανισμού ενεργείας των AGN, δηλαδή της υπέρμαζης μελανής οπής που βρίσκεται στο εσωτερικό τους και εκατέρωθεν της οποίας βρίσκονται οι ραδιοπίδακες.

Multiwavelength Observations Of Blazars 7 Ο όρος blazar δεν είναι αυστηρώς καθορισμένος, αλλά περιλαμβάνει τα BL Lac αντικείμενα και τα FSRQ s (Flat Spectrum Radio Quasars), τα οποία παρουσιάζουν γραμμές εκπομπής με κανονικά εύρη. Πράγματι το όνομά τους είναι μια σύνθεση των παραπάνω κατηγοριών και τους αποδόθηκε το 1978 από τον αστρονόμο Ed Spiegel. Τα blazars συνήθως διακρίνονται από τους υπόλοιπους AGN s εάν έχουν μερικές από τις κάτωθι ιδιότητες: 1) Είναι ισχυρές και συμπαγείς ραδιοπηγές με επίπεδα φάσματα. 2) Παρουσιάζουν έντονη και μεταβαλλόμενη πόλωση, κυρίως στο οπτικό μέρος του φάσματος. 3) Κατέχουν ένα συνεχές ομαλό (smooth power continuum), που συνοδεύει το ραδιοφωνικό μέρος, το IR, το οπτικό και το UV. 4) Παρουσιάζουν έντονη, υψηλή και «ευαίσθητη» μεταβλητότητα σε όλα τα μήκη κύματος. 5) Τα περισσότερα blazars έχον σχετικιστικούς πίδακες κοντά στη διεύθυνση παρατήρησης. 6)Πολλά από τα blazars ανιχνεύονται σαν ισχυρές πηγές ακτινών Χ. Οι παραπάνω ιδιότητες ανιχνεύονται ευκόλως μέσω της ευθείας παρατήρησης με την τεχνική VLBI (η οποία παρουσιάζεται εκτενώς στο πρώτο μέρος της εργασίας), «υπερφωτεινής» κίνησης σε ραδιοενεργούς πυρήνες. Η γρήγορη μεταβολή της φωτεινότητας των blazars δείχνει ότι το μέγεθος των περιοχών εκπομπής πρέπει να είναι μικρό, της τάξεως των 100A.U.

Multiwavelength Observations Of Blazars 8 Εδώ βρίσκεται ο τρίτος κατάλογος EGRET, ο οποίος αποτελείται από 271 πηγές με ενέργειες άνω των 100 MeV. Πιο συγκεκριμένα είναι 5 pulsars, 1 ηλιακό flare, 66 πηγές που είμαστε σίγουροι ότι είναι blazars, 27 πηγές που πιθανολογούμε ότι είναι blazars, 1 πιθανός ραδιογαλαξίας (Cen A), 1 κανονικός γαλαξίας (LMC) και 170 άλλες πηγές που ακόμη δεν έχουμε ταυτοποιήσει. Όλα τα παραπάνω δείχνουν ότι αυτά τα εξωτικά σώματα αποτελούν ένα εξαιρετικό, φυσικό εργαστήριο πολύ υψηλών ενεργειών, η μελέτη του οποίου θα μας βοηθήσει σημαντικά στην κατανόηση αφενός μεν του σχηματισμού και της λειτουργίας των ραδιοπιδάκων και αφετέρου της λειτουργίας των κεντρικών υπέρμαζων μελανών οπών (το πως δηλαδή εξέρχεται αυτών η τεράστια ποσότητα ενέργειας). Όσον αφορά τώρα την ταυτόχρονη παρατήρηση της μεταβλητότητας των blazars σε πολλά μήκη κύματος, έχει μελετηθεί σε έναν αριθμό αντικειμένων, χρησιμοποιώντας ανιχνευτές-δορυφόρους στις μπάντες X, UV και x-ray, σε συνδυασμό πολλές φορές με επίγεια παρατήρηση. Αυτός είναι ο μόνος τρόπος άντλησης πληροφοριών της γεωμετρίας των ραδιοπιδάκων, αλλά και της κατανόησης των παραμέτρων που χαρακτηρίζουν τη φασματική ενεργειακή κατανομή (SED). Με τα νέα τεχνολογικά μέσα αυτή η σύνθετη εικόνα επαναλαμβάνεται σε λιγότερο από μια ώρα. Για να είμαστε πιο ακριβείς η μελέτη των blazars χρειάζεται ταυτόχρονη παρατήρηση αυτών σε:

Multiwavelength Observations Of Blazars 9 Ραδιοφωνικό μέρος. mm έως submm. IR (υπέρυθρο μέρος). Οπτικό. UV. Ακτίνες Χ και γ. Κάθε φορά που γίνεται παρατήρηση σε μια κατηγορία των AGN s, οι ερευνητές έχουν ένα συγκεκριμένο σκοπό. Για παράδειγμα, η μελέτη της μεταβλητότητας των radio-quiet AGN s στοχεύει στην εύρεση του μηχανισμού εκπομπής στο οπτικό, UV και Χ-ray συνεχές και στην κινηματική του αερίου που μας βοηθάει να υπολογίσουμε τη μάζα της υπέρμαζης μελανής οπής. Στην περίπτωση των blazars, στόχος είναι η κατανόηση της δομής και της φυσικής κατάστασης του πλάσματος που βρίσκεται στους ραδιοπίδακες και κατ επέκταση η γεωμετρία του πίδακος και οι διεργασίες επιτάχυνσης και εκπομπής αυτού. Το Αστεροσκοπείο Compton που μελετάει τα blazars στις ακτίνες Χ, ανακάλυψε ότι τα τελευταία είναι πιο ισχυρή εξωγαλαξιακή πηγή ακτινών γ με ενέργειες έως Gev/TeV. Η ολική SED των blazars εμφανίζει μια ευρεία δομή με δύο εξογκώματα, όπως δεικνύεται στο κάτωθι σχήμα. Η πρώτη κορυφή (peak) εμφανίζεται είτε στο IR/οπτικό μέρος (χαμηλής ενέργειας blazars). Αυτό το μέρος που περικλείει πολλά μήκη κύματος και που το έχουν όλες οι κατηγορίες των blazars, είναι η εκπομπή συγχρότρου από σχετικιστικά ηλεκτρόνια στους ραδιοπίδακες, κάτι που αποδείχθηκε από την υψηλή και ευμετάβλητη πόλωση και ροή ακτινοβολίας, από το ραδιοφωνικό μέρος έως το οπτικό/uv. To δεύτερο φασματικό μέρος εκτείνεται από τις ακτίνες Χ έως τις ακτίνες γ (GeV/TeV) και η προέλευση του δεν μας είναι απολύτως γνωστή. Εικάζουμε ότι οφείλεται στο αντίστροφο φαινόμενο Compton (IC) πάνω σε φωτόνια χαμηλής ενέργειας. Η προέλευση των φωτονίων αυτών δεν είναι γνωστή με ακρίβεια. Μπορεί να είναι φωτόνια από το εσωτερικό ή και το εξωτερικό μέρος των πιδάκων. Οι αστροφυσικοί τώρα, κατανέμουν τα blazars σε ερυθρά (RBL ή LBL) ή κυανά (XBL ή HBL), ανάλογα με το που παρουσιάζουν το μέγιστο της ενέργειάς τους στο γράφημα της SED. Τα πρώτα blazars που ανιχνεύθηκαν με ραδιοφωνική ακτινοβολία ήταν ερυθρά, όπως σχεδόν και όλα τα FSPQ s (flat spectrum rdio-loud quasars).

Multiwavelength Observations Of Blazars 10 Η προέλευση των φωτονίων Compton. H τυπική συμπεριφορά των blazars είναι να μεταβάλλονται περισσότερο πιο πάνω από την κορυφή (πιο γρήγορα και μεγαλύτερο πλάτος μεταβολής, ιδίως στο τμήμα που υπάρχει η ακτινοβολία συγχότρου και η ακτινοβολία γ, αν και τα στοιχεία για τις περιοχές αυτές είναι ανεπαρκή). Η μεταβλητότητα των φασματικών τμημάτων των blazars είναι συσχετισμένη, με χρονικά διαστήματα που εξαρτώνται από το μήκος κύματος, μεταξύ των προσεγγιστικά αντιστοίχων σημείων των δύο καμπυλών, κάτι που έδωσε την ιδέα στους Αστροφυσικούς ότι ένας απλός πληθυσμός ηλεκτρονίων μπορεί να είναι υπεύθυνος για τον όγκο της ακτινοβολίας και στα δύο τμήματα. Αυτό συμβαίνει μέσω ακτινοβολίας συγχρότρου στο τμήμα χαμηλής ενέργειας και μέσω αντίστροφου φαινομένου Compton των τοπικών φωτονίων μικρής ενέργειας, στο τμήμα υψηλής ενέργειας αντιστοίχως. (Βεβαίως και άλλα στοιχεία συνεισφέρουν στην εκτενή ραδιοεκπομπή αν είναι παρόντα). Όσον αφορά τώρα την προέλευση των φωτονίων που εμπλέκονται στο φαινόμενο Compton, υπάρχουν διάφορες απόψεις: α) Μπορεί τα φωτόνια αυτά να παράγονται από τον ίδιο πληθυσμό ηλεκτρονίων (SSC μοντέλο). Β)Μπορεί να παράγονται από πηγές που βρίσκονται στο εξωτερικό των πιδάκων όπως σε δίσκους επαύξησης ή γ)από ηλεκτρόνια broad line περιοχής. Πολύ πιθανόν είναι ότι οι παραπάνω απόψεις είναι όλες σωστές, αλλά εφαρμόζονται επιτυχώς σε διαφορετικά blazars. Είναι δυνατόν να αλλάζουν και στο ίδιο blazar, ανάλογα με τη χρονική περίοδο που το παρατηρούμε και την δραστηριότητα που τη χαρακτηρίζει. Η πιο χαρακτηριστική διαφορά μεταξύ των κυανών και ερυθρών blazars είναι η εξής: Τα κυανά blazars έχουν σημαντικά μικρότερη φαινόμενη φωτεινότητα στο ραδιοφωνικό μέρος, ενώ και τα δύο έχουν παρόμοια φαινομένη φωτεινότητα στις ακτίνες Χ. Επίσης τα XBL s έχουν κατά κύριο λόγο μικρότερη οπτική πόλωση και πλάτος μεταβλητότητας σε σχέση με τα RBL s. Τα RBL s δείχνουν μεγαλύτερα χρώματα γύρω από την IR περιοχή. Οι αστρονόμοι είδαν επίσης ότι τα RBL s έχουν φάσμα το οποίο «πέφτει» αποτόμως για μήκη κύματος κοντύτερα από το peak της ακτινοβολίας συγχρότρου (δηλαδή στην οπτική UV περιοχή, όπου τα φάσματα των XBL s στις ίδιες μπάντες είναι πιο επίπεδα. Τέλος τα LBL s έχουν παρακολουθηθεί εκτενώς στο οπτικό μέρος, ενώ τα HBL s στο UV και x-ray μέρος του φάσματος.

Multiwavelength Observations Of Blazars 11 OI SEDs των Blazars: Εδώ βρίσκονται οι φασματικές ενεργειακές κατανομές (SEDs) δύο πολύ καλά μελετημένων blazars: του 3C279 (αριστερά) και του Mkn 501 (δεξιά). Tα δεδομένα ελήφθησαν από τους Maraschi Wehrle και Pian. Όπως βλέπουμε οι SEDs των blazars έχουν δύο μεγάλα εξογκώματα το πρώτο στην περιοχή μεταξύ IR/οπτικού για τυπικά red blazars όπως ο 3C279 και το δεύτερο στην περιοχή των σκληρών ακτινών Χ, σε blue blazars όπως ο Mkn 501. Το δεύτερο δεν έχει κατανοηθεί σε μεγάλο βαθμό από τους επιστήμονες προς το παρόν. Η πιο δημοφιλής εξήγηση για την ύπαρξή του, είναι η κατά το αντίστροφο φαινόμενο Compton σκέδαση φωτονίων από τα ηλεκτρόνια των πιδάκων.

Multiwavelength Observations Of Blazars 12 Εδώ βρίσκεται το φάσμα ενός εκ των πιο απομακρυσμένων TeV blazars που έχουμε παρατηρήσει έως σήμερα, μέσω του προγράμματος HESS. Είναι το blazar 1ES 0347 σε ενέργειες υψηλότερες των 250 GeV. Η ανακάλυψη αυτού του blazar μας οδηγεί στο συμπέρασμα ότι το Σύμπαν είναι περισσότερο διαφανές στις πολύ υψηλής ενέργειας (μεγαλύτερης από αυτή που πιστεύαμε) ακτίνες γ. Ας δούμε όμως πιο αναλυτικά τα αποτελέσματα της μελέτης στα διάφορα μέρη του φάσματος: 1) GHz ραδιοφωνική περιοχή: Η μεταβλητότητα στην περιοχή αυτή αποτελεί μια ενδιαφέρουσα «όψη» της ημερήσιας μεταβολής των blazars. Οι Αστροφυσικοί Kedriona-Chudcev και ανεξάρτητα ο Knauss παρατήρησαν το 1997 αλλαγές στην πυκνότητα ροής της ακτινοβολίας, μέσα σε διάστημα 2 ωρών με το πλάτος της λάμψης (flare amplitude) να αλλάζει κατά 20%. Επίσης ανέφεραν πόλωση και φασματικούς δείκτες εξίσου γρήγορα μεταβαλλόμενους. Το 1989 ο Galoudra ανέφερε μια πτώση κατά 40% της πυκνότητας ροής της πολωμένης ακτινοβολίας του πυρήνα, κατά τη διάρκεια μιας ημέρας στο blazar 0735+178. Εν γένει, βρέθηκαν συσχετίσεις μεταξύ των μεταβολών της πολώσεως με αυτές της ολικής εντάσεως (σε όλα τα μήκη κύματος). Εντούτοις βρέθηκαν και μη συσχετίσεις (anti-correlations) σε μερικά blazars. Ο Bregman ανέφερε το 1990 μεταβολές, με διαφορετική χρονική κλίμακα στα εκάστοτε μήκη κύματος: 0,1-1GHz (έτη), 1-10 GHz (μήνες έως έτη), 10-100 GHz (εβδομάδες έως μήνες).

Multiwavelength Observations Of Blazars 13 2) Milli-ev (περίπου στα 230GHz): Αυτές είναι οι χαμηλότερες συχνότητες που παραμένουν ανεπηρέαστες από τη σκέδαση των ηλεκτρομαγνητικών κυμάτων στο εσωαστρικό πλάσμα. Γι αυτό λοιπόν η περιοχή αυτή είναι πολύ σημαντική για τη μελέτη της μεταβλητότητας. Δυστυχώς όμως, εδώ έχουμε να αντιμετωπίσουμε το ισχυρό υπόβαθρο και τις ατμοσφαιρικές διακυμάνσεις, που μας εμποδίζουν να λάβουμε υψηλή ακρίβεια για τις μεταβολές μικρής χρονικής διάρκειας. Ένα άλλο επίσης πρόβλημα τεχνικής αυτή τη φορά φύσεως, είναι η διαθεσιμότητα εξαιρετικά ευαίσθητων ανιχνευτών που είναι απαραίτητοι για αυτές τις παρατηρήσεις. 3) Υπέρυθρο μέρος: Σε αντίθεση με τους άλλους ΑGN s, τα blazars έχουν την περισσότερη υπέρυθρη εκπομπή μη θερμικής φύσεως. Ο «ενεργειακός προϋπολογισμός» των blazars, κυριαρχείται από την υπέρυθρη ακτινοβολία στην περιοχή μεταξύ 1 και 100μm. Για τα LBL s, ένα μεγάλο κλάσμα της βολομετρικής φωτεινότητας εκπέμπεται στο μέσο της IR περιοχής. Οι Impey και Neugebauer έδειξαν το 1988, ότι τα blazars μεταβάλλονται σε αυτό το «παράθυρο» του φάσματος με μισό πλάτος από ότι στο οπτικό. Είναι επίσης σύνηθες φαινόμενο η απότομη μεταβολή σε χρονική κλίμακα εβδομάδων κατά έναν παράγοντα μεγαλύτερο του 2 (όπως π.χ. στο 3C345). Οι Edelson και Malkan βρήκαν το 1987 μέσω παρατηρήσεων με το IRAJ, δύο blazars να μεταβάλλονται κατά του παράγοντα 2 μέσα σε λίγους μήνες. Τέλος, το οπτικό και το N-IR έχουν μια χρονική καθυστέρηση της τάξης των εβδομάδων. 4) Οπτικό/UV: Οι ροές ακτινοβολίας των blazars στο οπτικό μέρος, μπορούν να αλλάξουν σε σημαντικό βαθμό, μέσα σε χρονικό διάστημα ενός μήνα έως και ετών (Webb-1988). Έχει επίσης ανιχνευθεί από τους Miller, Cariki και Goodrich (1989) και «μικρομεταβλητότητα» (π.χ. 0,1 του μέτρου σε διάστημα κάποιων ωρών), ενώ η ερευνητική ομάδα του PRL ανίχνευσε μεταβλητότητα σε 25 λεπτά στο OJ287 (Kulshretha-1984). Τα blazars μας έχουν επιδείξει και μεταβλητή συμπεριφορά μέσα σε μια νύχτα! Πράγματι, οι Jang και Muller το 1995 είδαν έντονη αλλαγή στη φωτεινότητα ενός blazar ανάμεσα στις 1 και 5.30 το βράδυ. Όσον αφορά τώρα το UV μέρος, τα blazars έχουν και εκεί αξιοσημείωτη μεταβλητότητα (8-80%), η οποία φαίνεται να είναι άμεσα συσχετισμένη με το βαθμό πολώσεως στο οπτικό μέρος. Αυτό το χαρακτηριστικό δείχνει να έρχεται σε αντίθεση με το μοντέλο του δίσκου επαύξησης (Eddelson-1992). Πράγματι, το SSC μοντέλο είναι προτιμότερο στην κοινότητα των αστροφυσικών, από τα

Multiwavelength Observations Of Blazars 14 μοντέλα των δίσκων επαύξησης. Η UV ακτινοβολία, όπως και η ραδιοφωνική, εμφανίζεται να εστιάζεται στη διεύθυνση παρατήρησης, κάτι που δεν είναι τυχαίο αφού: «Τα πιο μεταβλητά αντικείμενα παρουσιάζονται σαν τα πλέον σκεδασθέντα, όπως λέει χαρακτηριστικά» ο Κ.S Baliyan. 5) Ακτίνες Χ: Το μείζον πρόβλημα στην περιοχή των υψηλών ενεργειών, είναι ότι ο αριθμός των φωτονίων που συλλέγουμε είναι μικρός. Στην περίπτωση των HBL s, έχουμε απότομη εκπομπή ακτινών Χ μετρίου ενέργειας (26keV), που προσεγγίζεται ομαλά από την UV και εμπεριέχει ένα μέρος του κυρτού φάσματος συγχρότρου. Στα HBL s έχουμε απότομη μεταβλητότητα (και με μεγάλες διαφορές πλατών), η οποία φαίνεται από το διπλασιασμό της ροής μέσα σε μερικές ώρες. Επίσης όσο αυξάνεται η ένταση το φάσμα «σκληραίνει» (Urry- 1986, Giomni-1990). Κοιτώντας τώρα στην περιοχή UV και ακτινών Χ, η μεταβλητότητα των HBL μας δείχνει το εξής σημαντικό στοιχείο: και οι φασματικές αλλαγές και τα πλάτη μεταβολής είναι μεγαλύτερα πριν το peak της ακτινοβολίας συγχρότρου (στις μαλακές ακτίνες Χ και όχι τόσο στις σκληρές). Σύμφωνα τέλος με το ROSAT κατάλογο, ο οποίος απαρτίζεται από επιλεγμένα ερυθρά blazars, έχουμε πιο διευρυμένα φάσματα στα red blazars απ ότι στα HBL s. 6) Υψηλές ενέργειες-ακτίνες γ: Αυτές δεν έχουν άμεση ανίχνευση από το έδαφος και μας δίνουν μόνο μερικές δεκάδες φωτόνια την ημέρα. Με τη χρήση του CGRO-EGRET οργάνου πραγματοποιήθηκε ανίχνευση 60 blazars. Τα τελευταία εκπέμπουν τεράστια ισχύ στις ακτίνες γ (από 100MeV έως GeV). Σε πρακτικό επίπεδο, όλα τα EGRET blazars είναι εντόνως μεταβαλλόμενα σε χρονική κλίμακα μηνών αλλά και ημερών ( όπως το 3C279 σύμφωνα με μελέτη του Kniffen το 1993 και του Miller το 1996). Μια πολύ ιδιαίτερη περίπτωση, είναι αυτή του PKS 1622-297, το οποίο μεταβλήθηκε κατά 10 φορές μέσα σε 2 μόνο ημέρες (Mattox-1995 και Miller-1996). Ανίχνευση στο οπτικό μέρος έδωσε όμοια εξίσου σημαντική έξαρση που προηγείτο των ακτινών γ κατά 22 ωρών (Wagnev- 1995). Βρέθηκε επίσης για το πολύ ιδιαίτερο Pks 04210-014, ότι οι εποχές της γ ακτινοβολίας συνέπεσαν με εκρήξεις (outbursts) στην οπτική εκπομπή, η οποία παρατηρείτο συνεχώς για 5 χρόνια, ενώ χρησιμοποιώντας τη μέθοδο παρατήρησης με ακτινοβολία Cherenkov, ανιχνεύθησαν πολύ υψηλής ενέργειας ακτίνες γ (TeV). H TeV ισχύς τώρα κυριαρχεί στη βολομετρική φωτεινότητα του Mkn421, ο οποίος ανιχνεύτηκε στο Whipple Observatory και μπορεί να

Multiwavelength Observations Of Blazars 15 μεταβάλλει «εύκολα» την ενέργεια του κατά 10 φορές (Ένα άλλο blazar που ανιχνεύθηκε στα TeV είναι ο Mkn501 (Quinn-1996)). 7) Οι παρατηρήσεις μικρής διάρκειας παρουσιάζουν πολλά προβλήματα, λόγω του μικρού χρόνου καταγραφής των φωτονίων, τα οποία ούτως ή άλλως είναι λίγα. Όπως είπαμε πριν μια πιθανή προέλευση της ακτινοβολίας γ που εκπέμπουν τα blazars, είναι η σκέδαση Compton φωτονίων χαμηλής ενέργειας, από τα ίδια σχετικιστικά ηλεκτρόνια που παράγουν τη συνιστώσα των χαμηλών συχνοτήτων (ενεργειών). Η συσχέτιση της μεταβλητότητας σε χαμηλές και υψηλές συχνότητες αποτελεί ένα crashtest για το μοντέλο αυτό. Συνεχίζοντας την ανάλυσή μας, πρέπει να πούμε ότι το κλειδί για την κατανόηση του μηχανισμού εκπομπής και της γεωμετρίας των πιδάκων, είναι η μελέτη της πιθανής συσχέτισης των μεταβολών στα διάφορα μήκη κύματος. Εάν η μεταβολή σε ένα συγκεκριμένο μήκος κύματος συσχετίζεται άμεσα (χωρίς χρονική καθυστέρηση) με μεταβολή σε άλλο μήκος κύματος, μπορεί κανείς εύλογα να υποθέσει, ότι οι εκπομπές είναι κοινές (από την ίδια περιοχή) όπως επίσης και οι μηχανισμοί εκκίνησής τους. Τα παραπάνω ισχύουν στα λεγόμενα «ομογενή σενάρια», όπου τα ίδια ηλεκτρόνια ευθύνονται και για τα δύο τμήματα των SEDs. Εάν από την άλλη πλευρά εμφανισθεί χρονική καθυστέρηση, τότε μπορεί και να βγάλει συμπέρασμα ότι η ακτινοβολία εξελίσσεται από τη μια περιοχή στην άλλη. Οι συσχετίσεις μεταξύ διαφορετικών περιοχών συχνοτήτων αποτελούν ένα πολύ αποτελεσματικό τρόπο (μάλλον και το μοναδικό απ ότι έχω αντιληφθεί) για τον πειραματικό έλεγχο των διαφόρων μοντέλων ακτινοβολίας συγχρότρου και αντιστρόφου φαινομένου Compton. Αυτό διότι: 1. Πράγματι οι διάφορες παραλλαγές των παραπάνω μοντέλων δίνουν διαφορετικές προβλέψεις για τις χρονικές καθυστερήσεις, αλλά και για τα πλάτη και σχήματα των flares που εμφανίζουν τα blazars. 2. Εάν τα εν λόγω flares δημιουργούνται από την αλλαγή της πυκνότητας των ηλεκτρονίων στα jets ή των κοντινών σε αυτά φωτονίων, τότε τα σχετικά πλάτη των flares, στα σύγχροτρον και IC μέγιστα, υπακούουν σε μια απλή και ακριβή σχέση την οποία έχουν υποδείξει οι Ghisellini και Maraschi. Η επιβεβαίωσή της έχει γίνει σε μερικές περιπτώσεις. 3. H φασματική μεταβλητότητα που συνοδεύει τα flares συγχρότρου (στις ακτίνες Χ για τα blue blazars και στο οπτικό μέρος για τα red blazars), αποτελεί ισχυρό

Multiwavelength Observations Of Blazars 16 διαγνωστικό εργαλείο του ισοζυγίου του ρυθμού επιταχύνσεως και του ρυθμού ψύξεως και κατ επέκταση των μηχανισμών που «κρύβονται» πίσω από αυτούς. 4. Οι χρόνοι μείωσης και αύξησης της ροής της ακτινοβολίας γ έχουν μια άμεση εξάρτηση από την αδιαφάνεια του εξωτερικού αερίου. Εικόνα του αερίου περιβάλλοντος του ραδιογαλαξία 3C 66B που ελήφθη με το XMM, με τονισμένες τις ραδιοκαμπύλες ώστε να γίνει εμφανής η εντυπωσιακή σχέση της δομής του ραδιοφωνικού μέρους και αυτού των ακτινών Χ. Υπάρχουν «τρύπες» στη θέση των ραδιολοβών ενώ υπάρχει και μια κηλίδα ζεστού αερίου στο τέλος του ανατολικού πίδακα. Αυτή μάλλον υποδηλώνει μια επέκταση του πίδακα, προκαλώντας μια οξεία κορυφή στο λοβό, η οποία ακολουθείται και από έξοδο υλικού. Ο ραδιοχάρτης ελήφθη από τον Hardcastle (1996). Το φωτεινό αντικείμενο στην πάνω δεξιά πλευρά της εικόνας είναι το blazar 3C 66A, ενώ το κάτω και αριστερά είναι ένα μακρινό σμήνος. Κανένα από τα τελευταία δε σχετίζεται με το ραδιογαλαξία.

Multiwavelength Observations Of Blazars 17 Καμπύλες φωτός για τον 3C279(αριστερά) και τον Mkn 501(δεξιά). Ελήφθησαν από τους Wehrle και Catanese. Στην πρώτη εικόνα που αφορά τον 3C279 μπορεί κανείς να δει ότι οι μεγαλύτερες μεταβολές παρατηρούνται πάνω από το peak της ακτινοβολίας συγχρότρου στο IR/οπτικό μέρος (δεν είναι εύκολο να διακρίνουμε με απόλυτη ακρίβεια) και στο Compton peak σε ενέργειες της τάξεως των GeV, κάτι που ενισχύει τα μοντέλα Compton και συγχρότρου. Επίσης πρέπει να επισημάνουμε ότι η συσχέτιση μιας μέρας των EGRET και RXTE flares μας δίνει ένα πρώτο αποδεικτικό στοιχείο ότι οι ακτίνες γ και Χ είναι cospatial (κάτι που υποστήριξε πρώτος ο Wehrle). Στην δεύτερη εικόνα βρίσκεται ο Mkn 501 που είναι ένα από τα 2 πιο λαμπρά blazars που ξέρουμε. Ο Mkn 501 προσέλκυσε εντόνως το ενδιαφέρον των αστροφυσικών όταν επέδειξε ένα πολύ θεαματικό flare στην περιοχή των TeV. To flare αυτό συσχετιζόταν άμεσα με ένα παρόμοιο προς τη δομή flare στην περιοχή των ακτινών Χ, το οποίο παρατηρήθηκε με το RXTE. Η χρονική τους διαφορά ήταν κάτι λιγότερο από μια μέρα. Τα παραπάνω είναι σύμφωνα με τα σενάρια που λένε ότι τα πιο ενεργητικά ηλεκτρόνια είναι υπεύθυνα τόσο για τις σκληρές ακτίνες Χ (μέσω συγχρότρου) όσο και για τις ενέργειες της τάξεως των ΤeV (μέσω αντιστρόφου φαινομένου Compton).

Multiwavelength Observations Of Blazars 18 1) Ραδιοφωνική και οπτική συσχέτιση: Σε χρονική κλίμακα ετών, η οπτική εκπομπή των blazars φαίνεται να σχετίζεται ασθενώς με τη ραδιοφωνική τους εκπομπή (κύριος χρόνος συσχέτισης φαίνεται να είναι το 1 έτος σύμφωνα με τους Hufnagel και Bregman-1992). Η συσχέτιση φαίνεται ισχυρότερη μεταξύ του οπτικού μέρους και στα 37GHz ή παραπάνω (με κύριο χρόνο κάποιους μήνες σύμφωνα με τον Tornikoski-1994. Βεβαίως κάθε οπτική έξαρση δεν έχει και μια αντίστοιχη ραδιοέξαρση (radio-flare). Σε μεγαλύτερες συχνότητες τα flares είναι πολύ πιο γρήγορα (1-2 μήνες) και αν η δειγματοληψία δεν είναι επαρκής, τότε τα δείγματα μπορεί να φανούν σαν ταυτόχρονα, κάτι που προφανώς είναι λάθος. Αν και τα σωματίδια που ακτινοβολούν στο υπέρυθρο, οπτικό και στο υπό-mm-cm μέρος του φάσματος σχετίζονται φυσικώς (το πιο πιθανό είναι να σχετίζονται μέσω ενός κύματος shock), κατέχουν διακεκριμένες περιοχές του χώρου, κάτι που σημαίνει πως μπορεί να μην υπάρχει συσχέτιση (correlation). Η συστηματική παρακολούθηση ενός μεγάλου αριθμού αντικειμένων από τα mm έως το υπέρυθρο, έδειξε ότι τα flares συνήθως διαδίδονται από μικρά σε μεγαλύτερα μήκη κύματος (μικρότερες ενέργειεςσυχνότητες). Τέλος σύμφωνα με τους Wagner και Witzel (1955), σε πολύ μικρές ημερήσιες χρονικές κλίμακες, η οπτική και ραδιοφωνική μεταβλητότητα φαίνεται να έχουν άμεση σχέση (δεν υπάρχει χρονική διαφορά μεταξύ των μεταβολών). 2) Mm και ακτίνες Χ: Από τις καμπύλες φωτός του 3C279 στο ραδιοφωνικό μέρος, τα mm, το οπτικό, το UV, τις ακτίνες Χ και τις ακτίνες γ, προέκυψε ότι για χρονικές κλίμακες μηνών-ετών, οι ακτίνες Χ σχετίζονται με υψηλής συχνότητας ραδιοφωνική ροή ακτινοβολίας (mm περιοχή). Η δε οπτική περιοχή σχετίζεται σύμφωνα με τον Grandi (1994), με τη ροή ακτινοβολίας γ. 3) Οπτικό μέρος και ακτίνες γ: Εδώ είναι δύσκολο για την επιστημονική κοινότητα να οργανώσει ταυτόχρονη κάλυψη, επίγεια και διαστημική, λόγω της συνεχούς αναπτύξεως τόσο των επίγειων εγκαταστάσεων, όσο και των διαστημικών. Στην περίπτωση του PKS1406-076, η οπτική ροή αυξάνεται κατά 60%, ενώ η ροή των ακτινών γ αυξάνεται κατά 0 φορές (Wagner-1955). Επίσης, στον PKS0420-014, η υψηλότερη κατάσταση των ακτινών γ αντιστοιχεί σε οπτικό flare. Έχουν πραγματοποιηθεί παρατηρήσεις στο οπτικό μέρος (γραμμική πόλωση) σε συνδυασμό με παρατηρήσεις στις ακτίνες γ (TeV) από το BARC group (Bhat-1997). Αυτές έδειξαν έναν ενισχυμένο βαθμό πολώσεως κατά τη διάρκεια μιας υψηλής δραστηριότητας των ακτινών γ (Josh-2000). Το στοιχείο αυτό είναι ενισχυτικό για τις υποθέσεις που λένε ότι η προέλευση αυτών των εκπομπών είναι μια κοινή περιοχή με

Multiwavelength Observations Of Blazars 19 πολωμένη ακτινοβολία, που παράγεται μέσω διαδικασίας συγχρότρου και ότι η TeV εκπομπή προέρχεται από φωτόνια χαμηλής ενέργειας τα οποία σκεδάστηκαν σύμφωνα με το αντίστροφο φαινόμενο Compton. Σε μια «γιγαντιαία» επιχείρηση παρατήρησης του Mkn421, ο Takahashi και η ερευνητική του ομάδα χρησιμοποίησαν τα τηλεσκόπια ASCA, EUVE, SAX, CAT, HEGRA, Whipple, αλλά και άλλα οπτικά τηλεσκόπια. Κατά τη διάρκεια της τελευταίας εβδομάδας του Απριλίου του 1998, μεγάλα flares ανιχνεύθηκαν σε υπέρθεση. Ευρίσκοντο σε μια υψηλότερη κατάσταση ροής. Το παρακάτω σχήμα δείχνει (από το ASCA) τη ροή 2-10 kev να αυξάνει κατά 4 περίπου φορές. Το EUVE σημείωσε μια σειρά από flares που σχετίζονταν με flares ακτινών Χ. Οι οπτικές πληροφορίες δείχνουν μια μεταβολή 0,1mag στα 12,6mag στο R. Εντούτοις, το ραδιοφωνικό μέρος δε δείχνει κάποια ενίσχυση: Με μια σύγκριση μπορεί κανείς να δει τη συσχέτιση των ακτινών Χ και των TeV-γ ακτινών σε επίπεδο ωρών. Τα χρονικά διαστήματα για μεταβολές από τις «μαλακές» έως τις «σκληρές» ακτίνες Χ είναι περίπου της τάξεως των 2000sec. Απαιτείται μια πιο συστηματική παρακολούθηση και χρονικά διαρκής, διότι η εξάρτηση της ενέργειας είναι πολύ πιο περίπλοκη απ ότι μπορεί να φανταστεί κανείς. Η προέλευση των flares φαίνεται να είναι από τη διέλευση μεγάλων φυσαλίδων πλάσματος (plasma blobs) σε περιοχές που βρίσκονται τα μέτωπα κυμάτων shock και όπου επιταχύνονται τα ηλεκτρόνια. Ας δούμε τώρα τι μας δείχνει η μεταβλητότητα των blazars: Α) Τα φάσματα των blazars χαρακτηρίζονται από δύο ευρεία φάσματα μέρη-ένα με κορυφή (ισχύος) σε χαμηλή συχνότητα (IR έως UV/X)το οποίο λέγεται σύγχροτρον SSC και ένα άλλο με κορυφή σε πολύ υψηλές ενέργειες (GeV έως TeV ακτίνες γ), το οποίο πιθανώς οφείλεται στο αντίστροφο φαινόμενο Compton. Β) Η μεταβλητότητα και των δύο τμημάτων αποδίδεται πολύ περισσότερο πιο πάνω από τα αντίστοιχα μέγιστα (το πλάτος μεταβολής αυξάνεται ευθέως με τη συχνότητα), έτσι ώστε τα φάσματα να «σκληραίνουν» αυξανόμενης της εντάσεως. Γ) Έχουν εκτιμηθεί πεπερασμένα χρονικά διαστήματα ανάμεσα στα flares του οπτικού μέρους, διαμέσου των καμπυλών φωτός των ακτινών Χ. Για παράδειγμα, στο PKS2155-304 και Mkn421, τα φωτόνια των μαλακών ακτινών Χ έχουν διαφορά μιας ώρας απ αυτά των σκληρών ακτινών Χ. Για δε τον Mkn421 το οπτικό-tev διάστημα είναι μια ήμερα.

Multiwavelength Observations Of Blazars 20 Τα αποτελέσματα της παρατήρησης του Mkn 421 από την ομάδα του Takahashi. Η παρατηρηθείσα μεταβλητότητα των blazars στα διαφορά μήκη κύματος, φαίνεται αρκετά πολύπλοκη. Για την υψηλή ενέργεια της ακτινοβολίας συγχρότρου, τόσο τα «μαλακά» όσο και τα «σκληρά» χρονικά διαστήματα φαίνονται στο ίδιο αντικείμενο. Τα «μαλακά» μπορούν να εξηγηθούν από τη ψύξη κατά σύγχροτρον, δεδομένου ότι η επιτάχυνση των ηλεκτρονίων είναι πολύ απότομη. Τα δε «σκληρά» (hard lags) μπορούν να εξηγηθούν μέσω αργής-ήπιας επιτάχυνσης των ηλεκτρονίων.

Multiwavelength Observations Of Blazars 21 O PKS 2155 304: Ένα ενδιαφέρον Χ-ray blazar. Η παρακολούθηση στο τμήμα των ακτινών Χ των blue blazars, είναι μια πολύ ισχυρή τεχνική διάγνωσης των φυσικών διεργασιών που τελούνται στις παραπάνω πηγές. Αυτό, διότι στα αντικείμενα αυτά οι ακτίνες Χ είναι η «ουρά» υψηλών ενεργειών του τμήματος που έχει σχέση με την ακτινοβολία συγχρότρου. Στο τμήμα αυτό αναμένεται απότομηπολύπλοκη ροή ενέργειας και συνεπώς φασματική μεταβλητότητα, η οποία εξαρτάται άμεσα από την εξισορρόπηση των μηχανισμών εξόδου, επιταχύνσεως και ψύξεως των εκπεμπόμενων σωματιδίων (σύμφωνα με τον Kirk και την ερευνητική του ομάδα). Ένας ιδανικός στόχος για τέτοιου είδους παρατηρήσει είναι ο PKS 2155 304, ένα από τα πιο λαμπρά Χ-ray blazars. Το ενδιαφέρον των ερευνητών για το blazar αυτό αναζωπυρώθηκε το 1999, λόγω εμφάνισης ενέργειας της τάξεως των TeV, κατά τη διάρκεια πολύ ισχυρής εκπομπής ακτινών Χ. Παρατηρήσεις από τα ΑSCA και SAX έδειξαν μια πολύ ισχυρή μεταβλητότητα στις ακτίνες Χ, με τις χαμηλότερες ενέργειες να καθυστερούν σε σχέση με τις υψηλότερες κατά κάποια λεπτά! Συνηγορούν δε υπέρ των μοντέλων, σύμφωνα με τα οποία η ψύξη των ηλεκτρονίων κυριαρχεί στα flares. To blazar αυτό όμως είχε βεβαρημένο παρελθόν... Ήδη από το 1996 είχε επιδείξει έναν καινούργιο τύπο μεταβλητότητας με τα τότε δεδομένα, σε παρατήρηση που έγινε με το RXTE. Η δειγματοληψία στις ακτίνες Χ ήταν εξαιρετική, κάτι που φαίνεται από την παρακάτω εικόνα. Παρατηρήθηκαν πολύπλοκες μεταβολές στη ροή της ακτινοβολίας, με παρουσία συμμετρικών μικρών flares τα οποία εμφάνιζαν υπέρθεση. Η μελέτη που ακολούθησε έδειξε ότι flares παρουσίαζαν βρόχους υστέρησης αντιθέτου πρόσημου. Αυτό σύμφωνα με την ανάλυση των επιστημόνων σημαίνει ότι οι C βρόχοι (clockwise loops) αντιστοιχούσαν σε καθυστέρηση των χαμηλών ενεργειών, ενώ οι A βρόχοι (anticlockwise loops) αντιστοιχούν σε καθυστέρηση των υψηλών ενεργειών. Και οι δύο καθυστερήσεις είναι της τάξεως των μερικών ωρών. Δύο παραδείγματα είναι αυτά που δίνει η Rita Sambruna και φαίνονται στο παρακάτω σχήμα.

Multiwavelength Observations Of Blazars 22 Εντατικές παρατηρήσεις του PKS 2155 304 από το RXTE Α) Αριστερά βρίσκονται οι καμπύλες των ακτινών Χ, νορμαλισμένες στη μέση τους ένταση και αυθαιρέτως ανυψωμένες. Οι κάθετες διακεκομμένες γραμμές ορίζουν την περιοχή των ακτινών που σχετίζονται με C ή Α βρόχους υστέρησης. Β) Στη μέση βρίσκονται δύο παραδείγματα βρόχων υστέρησης (C o πάνω και Α ο κάτω) για τα flares μεταξύ 18 και 27 Μαΐου. Γ) Συνάρτηση συσχέτισης των Edelson και Krolik που εφαρμόστηκε για τα ίδια flares. Soft και hard lags ανιχνεύονται για τους C και A βρόχους αντιστοίχως μέσα σε διάστημα μερικών ωρών. Η παραπάνω πολύπλοκη συμπεριφορά του φάσματος είναι ισχυρός μηχανισμός διάγνωσης των διεργασιών που γίνονται στους πίδακες. Η Sambruna παρουσιάζει τα αποτελέσματα με βάση το μοντέλο επιταχύνσεως του Kirk και της ομάδος του. Σύμφωνα με το μοντέλο αυτό είναι αναμενόμενοι και οι δύο τύποι βρόχων και εξαρτώνται από το ρυθμό επιταχύνσεως των ηλεκτρονίων σε σχέση με το χρόνο ψύξεώς τους t cool. Εάν η επιτάχυνση είναι ακαριαία (δηλαδή t acc << t cool ), τότε η ψύξη επικρατεί στην μεταβλητότητα και λόγω της ενεργειακής εξάρτησής της εκπέμπονται πρώτα οι μεγαλύτερες ενέργειες με τους βρόχους C και τις soft καθυστερήσεις (soft lags). Αν δε η επιτάχυνση των ηλεκτρονίων είναι πιο αργή, τότε εκπέμπονται πρώτα οι χαμηλές ενέργειες με τους Α βρόχους και τις hard καθυστερήσεις (hard lags). Μια ικανοποιητική συμφωνία μεταξύ της καμπύλης φωτός που δίνει το

Multiwavelength Observations Of Blazars 23 RXTE και του μοντέλου του Kirk βρίσκεται με την αύξηση του χρόνου επιταχύνσεως κατά 100 περίπου φορές, κάτι που δημιουργεί μετάβαση από έναν βρόχο C σε ένα βρόχο A, αφού το t acc γίνεται παρόμοιο του χρόνου διάρκειας του flare (Sambruna 1999). Αποτέλεσμα των παραπάνω είναι η αλλαγή κλίσης της ενεργειακής κατανομής των ηλεκτρονίων. Προκύπτει λοιπόν το σημαντικό συμπέρασμα, ότι η παρατήρηση αφορά πράγματι επιτάχυνση ηλεκτρονίων, η οποία σε συνδυασμό με το μηχανισμό ψύξεως είναι υπεύθυνη για την παρατηρούμενη μεταβλητότητα των ακτινών Χ του PKS 2155 304. Η ασυνήθιστα περίεργη συμπεριφορά του PKS 2155 304 την περίοδο εκείνη, ερχόταν σε αντίθεση με την υπερβολικά απλή εικόνα σε παλιότερες παρατηρήσεις (στις ακτίνες Χ πάντα). H παρακάτω εικόνα συνοψίζει δύο εποχές παρατήρησης με το RXTE ενός άλλου λαμπρού blue blazar, του PKS 2005 489, το οποίο έχει παρεμφερή SED με αυτή του PKS 2155 304 και είναι υποψήφιο για κατάταξη στον κατάλογο των TeV πηγών. Κατά τη διάρκεια του Σεπτεμβρίου του 1998 το RXTE ανίχνευσε μια γενικευμένη αύξηση της ροή κατά 30% μέσα σε 3.5 μέρες (σχήμα α). Παρ όλα τα κενά στη δειγματοληψία, είναι φανερό ότι η μεταβλητότητα στις υψηλές ενέργειες είναι γρηγορότερη απ ότι στις χαμηλότερες, κάτι το οποίο συνηγορεί στην άποψη ότι η ψύξη κυριαρχεί στα flares. Η τελευταία ενισχύεται και από τη μελέτη των βρόχων υστέρησης: Παρατηρούνται μόνο βρόχοι C. Μια παρόμοια συμπεριφορά παρατηρήθηκε και μετά από ένα μήνα (σχήμα β), κατά τη διάρκεια ενός πολύ μεγαλύτερου flare, όπου οι φασματικές μεταβολές εμφανίστηκαν σε μερικές ώρες. (Perlman).

Multiwavelength Observations Of Blazars 24 Παρατήρηση του PKS 2005 489 το 1998 Αριστερά: Ασχέτως με τα κενά κατά τη δειγματοληψία, η μεταβλητότητα που εξαρτάται από την ενέργεια είναι παρούσα, μαζί με μια γενική αύξηση της ροής κατά 30%. Οι πιο μεγάλες ενέργειες μεταβάλλονται πριν από τις μικρότερες, κάτι που μας λέει ότι η ψύξη κυριαρχεί στη μεταβολή της ροής. Δεξιά: Ένας μήνας αργότερα για το ίδιο blazar. Το PKS 2005 489 υπέστη ένα πολύ δυνατό flare το οποίο «έσβηνε» με αργό ρυθμό και καταγράφηκε με μεγάλη ακρίβεια από το RXTE.

Multiwavelength Observations Of Blazars 25 Παρατήρηση του Mkn 501 το καλοκαίρι του 1998 (Sambruna). Αριστερά: Multifrequency καμπύλες φωτός και φασματικές μεταβολές στις ακτίνες Χ (panel d) και ΤeV (panel e). Η TeV flare σχετίζεται αρκετά με αυτή των σκληρότερων ακτινών Χ, ενώ οι μαλακές ακτίνες Χ «βρίσκουν» το μέγιστο μετά από μια μέρα. Δεξιά: SED του Mkn 501 κατά τη διάρκεια υψηλής δραστηριότητας (κλειστά σύμβολα) και χαμηλής δραστηριότητας (ανοιχτά σύμβολα) του Ιουνίου του 1998. Ας σημειωθεί η ανύψωση της κορυφής συγχρότρου κατά 50 kev μέσα σε λίγες μέρες (που ήταν παρόμοια με αυτή του flare που συνέβη το 1997) και τα κυρτά TeV φάσματα.

Multiwavelength Observations Of Blazars 26 Σύνοψη Είναι προφανές ότι τα blazars μεταβάλλουν τη φωτεινότητά τους σε όλες τις συχνότητες, με χρονικές κλίμακες που αρχίζουν σε sec και καταλήγουν σε έτη. Εντούτοις είναι πολύ δύσκολο να κάνει κανείς δειγματοληψία σε μικρούς χρόνους (ιδιαίτερα για ψηλές συχνότητες), για προφανείς λόγους. Η πολύ «μυστήρια» αυτή τους ιδιότητα, έδωσε απαντήσεις σε κάποια θεμελιώδη ερωτήματα (αν και η άποψή μου είναι ότι έδωσε πιο σοβαρές υποθέσεις), αλλά υπάρχουν βεβαίως πολλά αναπάντητα ερωτήματα που απασχολούν την επιστημονική κοινότητα. Τα πιο διάσημα είναι: Α) Για τη μη θερμικής φύσεως δραστηριότητα των blazars, το βασικό μοντέλο συνίσταται σε ένα σύστημα δύο σχετικιστικών πιδάκων που ευθυγραμμίζονται περίπου με τη διεύθυνση παρατήρησης («το μάτι του παρατηρητή»). Είναι γεμάτοι από πολύ ενεργητικά σωματίδια, τα οποία εκπέμπουν ακτινοβολία συγχρότρου και ακτινοβολία φαινομένου Compton. Είναι σωστό το παραδεκτό μοντέλο; Β) Τα ακτινοβολούντα σωματίδια έχουν τέτοια κίνηση ώστε να έρχεται η ακτινοβολία προς τον παρατηρητή. Γι αυτό τα blazars φαίνονται πιο φωτεινά και ευμετάβλητα «στοχεύουν ακριβώς το μάτι μας». Γ) Η δομή των πιδάκων και η φύση των φωτονίων που σκεδάζονται δεν μας είναι ακόμη γνωστή σε ικανοποιητικό βαθμό. Δ) Τα μικρά χρονικά διαστήματα στην περιοχή μεταξύ των UV και ακτινών Χ του Mkn421 και του PKS2155-304 (HBL sources) δείχνουν ότι η «ενεργειακή ένεση» των πιδάκων συμβαίνει από πάνω προς τα κάτω. Από τη στιγμή τώρα που τα LBL s έχουν περίπου την ίδια μεταβλητότητα, είναι σημαντικό να ψάξει κανείς για IR-UV χρονικά διαστήματα στα LBL s, χρησιμοποιώντας συνδυασμό επίγειας και διαστημικής παρακολούθησης. Επίσης. η σύγκριση των flares στα κυανά και ερυθρά blazars πιστεύουμε ότι θα δώσει κάποια στοιχεία για τους πίδακες. Ε) Η multiwavelength παρατήρηση πρέπει να γίνει και σε μικρές κλίμακες (κάτι που όπως είπαμε είναι δύσκολο), διότι τότε δεν αλλάζει το εξωτερικό πεδίο φωτονίων (δεν προλαβαίνει δηλαδή να αλλάξει) και έχουμε μια καλύτερη εκτίμηση της όλης κατάστασης του blazar. ΣΤ) Τα μοντέλα για τους ραδιοπίδακες, υποδηλώνουν ότι η ενέργεια μεταφέρεται μέσα στον πίδακα κατά αδιαβατικό τρόπο από πολύ μικρές κλίμακες (χωρικά) σε μακρινές σχετικά αποστάσεις (μια μέρα φωτός ή και παραπάνω). Εδώ χρειάζεται περαιτέρω μελέτη, διότι το βασικό πρόβλημα (ή τουλάχιστον ένα από τα βασικότερα προβλήματα) είναι να καταλάβουμε πως εξέρχεται από την κεντρική υπέρμαζη οπή.

Multiwavelength Observations Of Blazars 27 Παράρτημα Τηλεσκόπια που ειδικεύονται multiwavelength παρατηρήσεις των AGN. CHANDRA X-ray Observatory To CHANDRA είναι ένας δορυφόρος της NASA που εκτοξεύθηκε το καλοκαίρι του 1999. Το όνομα του είναι προς τιμήν του Αστροφυσικού Subrahmanyan CHANDRAsekhar, ο οποίος πήρε το βραβείο Nobel για την πρωτοποριακή του μελέτη στους λευκούς νάνους. Το CHANDRA είναι το τρίτο από τα τέσσερα μεγάλα παρατηρητήρια της NASA. Το πρώτο ήταν το Hubble, δεύτερο το Compton Gamma Ray Observatory και τελευταίο το Spitzer Space Telescope. Η ευαισθησία του στις πηγές ακτινών Χ είναι 100 φορές μεγαλύτερη από οποιοδήποτε προηγούμενο τηλεσκόπιο ακτινών Χ. Βοήθησε πολύ την εξωγαλαξιακή αστρονομία, μιας και η ατμόσφαιρα της Γης απορροφά πολύ μεγάλο ποσοστό ακτινών Χ, με αποτέλεσμα τα επίγεια τηλεσκόπια να αδυνατούν να τις ανιχνεύσουν. Σε αντίθεση με τα οπτικά τηλεσκόπια, τα οποία έχουν παραβολικές επιφάνειες, τα τηλεσκόπια των ακτινών Χ χρησιμοποιούν ένα τηλεσκόπιο τύπου Wolter, το οποίο αποτελείται από παραβολοειδείς και υπερβολοειδείς επιφάνειες με επένδυση ιριδίου ή χρυσού. Τα φωτόνια Χ θα απορροφούνταν από κανονικές επιφάνειες, για αυτό χρειαζόμαστε κάτοπτρα με μικρή grazing angle (η γωνία μεταξύ δέσμης και επιφάνειας όταν η δέσμη είναι σχεδόν παράλληλη στην επιφάνειας), έτσι ώστε να τα ανακλούν. Το CHANDRA χρησιμοποιεί τέσσερα ζεύγη καθρεπτών ιριδίου, τα οποία μαζί με τη δομή που τα υποστηρίζει αποτελούν το HRMA (High Resolution Mirror Assembly). Η πολύ ελλειπτική τροχιά που ακολουθεί το CHANDRA, του δίνει τη δυνατότητα να παρατηρεί συνεχώς 55 ώρες από τις 65 που είναι η τροχιακή του περίοδος. Όταν βρίσκεται στο απώτατο σημείο του σε σχέση με τη Γη, είναι ένας από τους πιο μακρινούς δορυφόρους που έχουμε στείλει στο διάστημα. Η τροχιά του βγαίνει έξω και από τη ζώνη Van Allen. Με γωνιακή ανάλυση των 2.4 μrad καθίσταται 1000 περίπου φορές καλύτερο από το πρώτο τροχιακό τηλεσκόπιο ακτινών Χ.

Multiwavelength Observations Of Blazars 28 Καλλιτεχνική απεικόνιση του CHANDRA. Είναι εξαιρετικό τηλεσκόπιο με μεγαλύτερη ανάλυση από αυτή του XMM, αλλά με μικρότερη συλλεκτική επιφάνεια Μερικά από τα αποτελέσματα που πήραν οι επιστήμονες από το CHANDRA και που ωφέλησαν την αστρονομία των ακτινών Χ είναι: Η πρώτη εικόνα του SNR Cassiopeia Α που έδωσε στους αστρονόμους την πεποίθηση, ότι κάτι συμπαγές βρίσκεται στο εσωτερικό του, μια μελανή οπή ή ένας αστέρας νετρονίων (Pavlov, et al, 2000). Οι ακτίνες Χ από μια υπέρμαζη μελανή οπή τη Sagittarius A* στο κέντρο του Γαλαξία μας (Baganoff 2001), η οποία απασχόλησε πολύ τους ειδικούς των AGN για λόγους πλέον προφανείς. Η πρώτη εικόνα της σκιάς ενός μικρού γαλαξία ο οποίος υπέστη κανιβαλισμό από έναν μεγαλύτερο, σε μια εικόνα του Perseus A.

Multiwavelength Observations Of Blazars 29 Ένας νέος τύπος μελανής οπής στον Μ82, κάτι ανάμεσα σε τυπική αστρική μελανή οπή και υπέρμαζη (Griffiths 2000). Η πρώτη εικόνα ακτινών Χ από gamma-ray burst, τη GRB 991216 (Piro 2000). Μαθητές λυκείου που χρησιμοποίησαν δεδομένα του τηλεσκοπίου αυτού ανακάλυψαν έναν αστέρα νετρονίων σε ένα SNR! To 2006 παρατηρήθηκε ένωση υπερσμηνών γαλαξιών, κάτι που ενισχύει σημαντικά τη θέση υπέρ της υπάρξεως της σκοτεινής ύλης.

Multiwavelength Observations Of Blazars 30 RXTE O Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) είναι ένας δορυφόρος που παρατηρεί τη χρονικής εξέλιξη πηγών ακτινών Χ αστρονομικού ενδιαφέροντος. Διαιρείται σε τρία τμήματα: 1) Το Proportional Counter Array, 2) το High-Energy X-ray Timing Experiment (HEXTE) και 3) το All Sky Monitor. Η εκτόξευση του RXTE. Το RXTE παρατηρεί ακτίνες Χ από μελανές οπές, αστέρες νετρονίων, ενεργούς γαλαξίες, Χ-ray pulsars και X-ray bursts. Εκτοξεύθηκε το 1995 από το Cape Canaveral μέσω ενός πυραύλου τύπου Δέλτα, ο οποίος φαίνεται στην εικόνα. Με το RXTE καλύπτεται μεγάλο ενεργειακό εύρος παρατήρησης (2-250 kev). Είναι ιδανικό για τις παρατηρήσεις των blazars, αφού αναδεικνύει την περιοχή στην οποία υπάρχει επικάλυψη της ακτινοβολίας συγχρότρου με αυτή του φαινομένου Compton. Η πολύ μεγάλη του ευαισθησία ακόμη και στις μικρότερες μεταβολές των ακτινών Χ (εννοούμε τα χρονικά διαστήματα μεταξύ και των πιο μικρών μεταβολών, έχει δηλαδή μεγάλη χρονική ανάλυση), μας δίνει τη δυνατότητα μελέτης των χρονικών καθυστερήσεων μεταξύ «μαλακών» και «σκληρών» ακτινών Χ. Μπορούμε λοιπόν να μελετήσουμε χρονικά διαστήματα μικρότερα της μίας ώρας και κατ επέκταση να μπούμε στην μικροφυσική των πιδάκων.

Multiwavelength Observations Of Blazars 31 RXTE και IUE monitoring του NGC 7469 Μια σχεδόν συνεχής καταγραφή του γαλαξία Seyfert NGC 7469 στις ακτίνες Χ έγινε μέσω του RXTE, μελετώντας χρονικές κλίμακες από που κυμαίνονταν από μια ώρα έως ένα μήνα. Γινόταν ταυτόχρονη παρακολούθηση στο UV μέρος μέσω του IUE. Η παραπάνω multiwavelength αποστολή θεωρείται σαν μια από τις καλύτερες, σύμφωνα με τα λεγόμενα της NASA, στην ιστορία της μελέτης της μεταβλητότητος των AGN. Οι καμπύλες UV και X-ray δείχνουν μεταβολές πλάτους με περίπου ίδιο μέτρο, αλλά δεν είναι ισχυρώς συσχετισμένες για Δt=0 (zero lag time). Ενώ τα μέγιστα στο UV φαίνονται να προηγούνται περίπου 4 ημέρες αυτών των X-ray, τα ελάχιστα και των δύο τμημάτων είναι σχεδόν ταυτόχρονα. Αυτό υποδηλώνει ότι πρέπει να αναθεωρηθούν τόσο τα μοντέλα της συνεχούς εκπομπής των AGN, τα οποία μιλούν για απλή UV επανεκπομπή των φωτονίων Χ, όσο επίσης και τα μοντέλα, σύμφωνα με τα οποία οι ακτίνες Χ παράγονται αποκλειστικά από ΙC της UV ακτινοβολίας. Απαιτούνται δύο μηχανισμοί μεταβλητότητας, οι οποίοι θα πρέπει να είναι ανεξάρτητοι για να εξηγηθεί η παρατηρηθείσα UV/X-ray μεταβλητότητα.