Highlights

Τα επιστημονικά ενδιαφέροντα της ομάδας μας εστιάζονται στη μελέτη γαλαξιών, υπολειμμάτων υπερκαινοφανών, ιδιοτήτων της μεσοαστρικής ύλης, καθώς και αντικειμένων στα οποία λαμβάνει χώρα προσαύξηση μάζας (π.χ. λευκοί νάνοι, άστρα νετρονίων και μελανές οπές). Οι μελέτες αυτές γίνονται μέσω παρατηρήσεων σε διάφορα μήκη κύματος και την ανάπτυξη θεωρητικών μοντέλων με στόχο την ερμηνεία των παρατηρησιακών δεδομένων.

Χρησιμοποιούμε δεδομένα που έχουν ληφθεί από διάφορα διαστημικά παρατηρητήρια, τα οποία καταγράφουν την εκπομπή ακτινοβολίας από τα ουράνια αντικείμενα στις ακτίνες Χ, καθώς και στα υπεριώδη, οπτικά και υπέρυθρα μήκη κύματος. Επίσης, χρησιμοποιούμε δεδομένα από το Αστεροσκοπείο του Σκίνακα καθώς και από άλλα οπτικά και υπέρυθρα τηλεσκόπια. Ο σκοπός της ανάλυσης αυτών των παρατηρήσεων είναι η κατανόηση των φυσικών διεργασιών μέσω των οποίων παράγεται η παρατηρούμενη ακτινοβολία, η μελέτη της διαδικασίας εξέλιξης αστρικών συστημάτων και γαλαξιών, και η διερεύνηση του ποσού της βαρυονικής ύλης στο Σύμπαν.

Οι θεωρητικές εργασίες της ομάδας αφορούν κυρίως στη μελέτη των μηχανισμών εκπομπής ακτινοβολίας από συστήματα στα οποία υπάρχουν “συμπαγή” αντικείμενα (όπως για παράδειγμα μελανές οπές και αστέρες νετρονίων αλλά και υπερμαζικές μελανές οπες). Επίσης, σημαντικός άξονας των θεωρητικών ενδιαφερόντων της ομάδας αποτελεί η μελέτη της αλληλεπίδρασης ακτινοβολίας και ύλης στο περιβάλλον του διαστήματος, η μελέτη της δομής των γαλαξιών, καθώς και οι διεργασίες που λαμβάνουν χώρα κατά το σχηματισμό των αστέρων.

Ετήσιες αναφορές:
Μια λεπτομερής ανάλυση των δραστηριοτήτων του Ινστιτούτου (στα αγγλικά) για το ημερολογιακό έτος  2018 βρίσκεται στο 2018 Annual report. Παλαιότερες ετήσιες αναφορές είναι διαθέσιμες εδώ.

Μερικά πρόσφατα ερευνητικά αποτελέσματα παρουσιάζονται στη συνέχεια:


Το μοριακό σύννεφο Musca: Μία μουσική συμφωνία στο Γαλαξία μας

Σε μία σημαντική ανακάλυψη προχώρησαν οι ερευνητές Άρης Τρίτσης και Κωνσταντίνος Τάσσης του τμήματος Φυσικής του Πανεπιστημίου Κρήτης. Οι ερευνητές βρήκαν ότι ένα διαστρικό μοριακό νέφος ονόματι  Musca δονείται ολόκληρο. Μέσω της ανάλυσης των αρμονικών συχνοτήτων που βρέθηκαν στις παρατηρήσεις, οι ερευνητές κατάφεραν να μετρήσουν την τρίτη διάσταση του νέφους, αυτή που εκτείνεται κατά μήκος της διεύθυνσης παρατήρησης.

tassis_2018a
Το νέφος Musca διαγράφεται ως ένας φωτεινός κύλιδρος στο υπέρυθρο. Η παραπάνω εικόνα είναι από το διαστημικό τηλεσκόπιο Herschel του Ευρωπαϊκού Οργανισμού Διαστήματος.

Δυστυχώς, μόνο οι δυσδιάστατες προβολές των μοριακών σύννεφων εμφανίζονται στον ουρανό και σαν αποτέλεσμα δεν υπήρχε τρόπος να γνωρίζουμε ποιο είναι το πραγματικό τρισδιάστατο σχήμα αυτών των νεφών. Για μελέτες του μεσοαστρικού χώρου αυτό είναι ένα ιδιαίτερα σημαντικό πρόβλημα καθότι η Φυσική που ελέγχει την δημιουργία αστεριών και πλανητών είναι κωδικοποιημένη στο  τρισδιάστατο σχήμα των νεφών. Σαν αποτέλεσμα, ο προσδιορισμός του σχήματος των νεφών έχει υπάρξει αντικείμενο μελέτης σε πάρα πολλές ερευνητικές εργασίες χρησιμοποιώντας κυρίως στατιστική προσέγγιση. Αυτές οι εργασίες όμως έχουν αντικρουόμενα αποτελέσματα και δεν προσφέρουν πληροφορίες για κάθε σύννεφο ξεχωριστά.

Το Musca είναι ένα απομονωμένο σύννεφο στον νότιο ουρανό και είναι ένα από τα λιγότερο χαοτικά νέφη που έχουν παρατηρηθεί. Η πυκνή δομή του Musca - το μέρος όπου εν τέλει θα γεννηθούν αστέρια και πλανήτες - περιβάλλεται από ημιπεριοδικούς νηματοειδής σχηματισμούς που ονομάζονται “ραβδώσεις”. Οι  Άρης Τρίτσης και Κωνσταντίνος Τάσσης είχαν βρει σε προηγούμενη εργασία ότι οι ραβδώσεις αυτές δημιουργούνται εξαιτίας της διάδοσης κυμάτων μαγνητικής πίεσης. Στην περίπτωση του απομονωμένου Musca όμως τα κύματα αυτά παγιδεύονται δημιουργώντας έτσι στάσιμα κύματα με αρμονικές συχνότητες.

tassis2018b
Μια υπολογιστική προσομοίωση του νέφους Musca, η οποία πραγματοποιήθηκε στο Metropolis HPC Facility του Κέντρου Κβαντικής Πολυπλοκότητας και Νανοτεχνολογίας (CCQCN) του Πανεπιστημίου Κρήτης Με τη χρωματική κλίμακα απεικονίζεται η  πυκνότητα του αερίου που απαρτίζει το νέφος. Οι μαύρες γραμμές που το διαπερνούν σχεδόν κάθετα στο επίπεδό του είναι οι δυναμικές γραμμές του μαγνητικού πεδίου.

 

 

Η δυσδιάστατη προβολή του Musca στο επίπεδο του ουρανού μοιάζει σαν μία λεπτή βελόνα. Εξαιτίας αυτής του της ιδιότητας, το Musca θεωρείτο σαν το καλύτερο παράδειγμα κυλινδρικού νέφους στη φύση. Παρ' όλα αυτά, η ανάλυση των αρμονικών συχνοτήτων αποκάλυψε ότι η τρίτη διάσταση του νέφους είναι συγκρίσιμη με την μεγάλη του διάσταση όπως αυτή φαίνεται και στο επίπεδο του ουρανού. Απλά τυγχάνει να βλέπουμε το νέφος από την λεπτή του μεριά.

Ένα σύντομο video το οποίο παρουσιάζει αδρά τα ερευνητικά αυτά αποτελέσματα είναι διαθέσιμο εδώ.

Το Musca είναι το πρώτο σύννεφο που ανακαλύφθηκε να δονείται σαν σύνολο και η μεγαλύτερη δομή  του Γαλαξία μας στην οποία έχει γίνει μία τέτοιου είδους ανάλυση.

Άρθρο:Magnetic Seismology of Interstellar Gas Clouds: Unveiling a Hidden Dimension", A. Tritsis, K. Tassis, Science 360, 6389, pp.635-638 (2018).

 

 

 

 

 

 

 


Στρεβλωμένοι δίσκοι κατά τη διάρκεια τεράστιων εκρήξεων σε διπλά συστήματα Be/X-ray: ενδείξεις από οπτική πολωσιμετρία

Οι Δρ. Pablo Reig και Dmitry Blinov του Ινστιτούτου Αστροφυσικής του Ιδρύματος Τεχνολογίας και Έρευνας ανακάλυψαν την πρώτη απόδειξη για την μετάπτωση των παραμορφωμένων δίσκων γύρω από το διπλό σύστημα Be/X-ray αστέρων 4U 0115+65 με την βοήθεια πολωσιμετρικών παρατηρήσεων.

photo
Καλλιτεχνική αναπαράσταση διπλού συστήματος τύπου Be/X-ray 

Τα διπλά σύστημα Be/X-ray αστέρων είναι pulsars με δίσκους προσαύξησης, στα οποία ένα αστέρι νετρονίων περιστρέφεται γύρω από ένα αστέρι τύπου Be. Το άστρο νετρονίων συσσωρεύει την ύλη από τον σύντροφό του και παράγει σκληρές ακτίνες X. Η διαδικασία αυτή γίνεται πολλές φορές με εκρηκτικό τρόπο προκαλώντας εκλάμψεις ακτίνων Χ. Τα συστήματα αυτά μπορούν να φτάσουν μέγιστες φωτεινότητες LX~1038 erg/s και είναι από τα πιο λαμπερά στον ουρανό των ακτίνων X. Η πηγή της ύλης που είναι διαθέσιμη για προσαύξηση είναι ένας περιμετρικός δίσκος γύρω από τον ισημερινό του αστεριού τύπου Β. Αν και υπάρχει γενική συναίνεση ότι οι εκρήξεις προκαλούνται από τη μαζική μεταφορά από τον δίσκο Be στο αστέρι νετρονίων, ο λεπτομερής μηχανισμός είναι αβέβαιος. Συγκεκριμένα, είναι ακόμα θέμα συζήτησης πώς ο δίσκος Be συνδέεται με τη δραστηριότητα των ακτίνων Χ. Παρατηρούμε γιγαντιαίες εκρήξεις ακτίνων Χ σε συστήματα με μεγάλους και μικρούς δίσκους. Ενώ συστήματα με μεγάλο δίσκο δεν παρουσιάζουν δραστηριότητα ακτίνων Χ. 

photo
Μεταβολή της γωνίας πόλωσης (πάνω) και βαθμού πόλωσης (κάτω) κατά τη διάρκεια μιας γιγαντιαίας έκρηξης ακτίνων Χ. Οι διακεκομμένες κόκκινες γραμμές σηματοδοτούν την αρχή και το τέλος της έκρηξης ακτίνων Χ, ενώ η μαύρη διακεκομμένη γραμμή αντιστοιχεί στο περίαστρο.

  
Η πιο σύγχρονη ιδέα είναι ότι οι γίγαντες ξεσπάσματα συμβαίνουν όταν το αστέρι νετρονίων συλλαμβάνει μια μεγάλη ποσότητα αερίου από ένα στρεβλωμένο, εξαιρετικά μη ευθυγραμμισμένο και εκκεντρικό δίσκο Be. Τα μοντέλα δείχνουν ότι οι πολύ στρεβλωμένοι δίσκοι έχουν ως αποτέλεσμα αυξημένη συσσώρευση μάζας όταν το NS ξεπεράσει το στρεβλωμένο τμήμα.

Οι ερευνητές του ινστιτούτου αστροφυσικής ανακάλυψαν τις πρώτες παρατηρησιακές ενδείξεις για την ύπαρξη δίσκου με στρέβλωση κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης ακτίνων Χ με χρήση πολωσιμετρίας. Το φως που προέρχεται από το αστέρι Be είναι γραμμικά πολωμένο. Η γραμμική πόλωση προκύπτει από τη σκέδαση Thomson, όταν τα φωτόνια από το αστέρι σκεδάζονται με ηλεκτρόνια στο δίσκο Be. Το φως γίνεται πολωμένο κάθετα στο επίπεδο σκέδασης, το οποίο συμπίπτει περίπου με το επίπεδο του περιμετρικού δίσκου. Η γωνία πόλωσης παρέχει πληροφορίες για τον προσανατολισμό του δίσκου.

Επομένως, εάν για εκρήξεις ακτίνων Χ σε διπλά συστήματα Be/X-ray απαιτούνται εκκεντρικοί, στρεβλωμένοι δίσκοι που μεταπίπτουν, τότε η γωνία πόλωσης πρέπει να αλλάζει.
Η εικόνα 2 δείχνει την μεταβολή της γωνίας πόλωσης και του βαθμού πόλωσης με το χρόνο κατά τη διάρκεια της εκρήξεως. Τα δεδομένα ελήφθησαν χρησιμοποιώντας το πολωσίμετρο RoboPol στο τηλεσκόπιο 1,3-m του Αστεροσκοπείου του Σκίνακα.
Ερμηνεύουμε αυτή τη μεταβλητότητα ως αποδεικτικό στοιχείο για την ύπαρξη ενός στρεβλωμένου δίσκου που μεταπίπτει, υποστηρίζοντας μοντέλα που προβλέπουν τέτοιους δίσκους ως την προέλευση των τεράστιων εκρήξεων στα συστήματα Be/X-rays.
 

 


Άρθρο: "Warped disks during type II outbursts in Be/X-ray binaries: evidence from optical polarimetry", P. Reig & D. Blinov  2018, A&A 619, A19

 


Κοσμικός Μεγεθυντικός Φακός αποκαλύπτει την Εσωτερική Δομή Πιδάκων που Εκτοξεύονται από Υπερμεγέθεις Μελανές Οπές

Ένα μοναδικό σύστημα βαρυτικών φακών ανακαλύφθηκε πρόσφατα, στο οποίο ένας φακός μάζας 10.000 ηλιακών μαζών μεγεθύνει έναν απόμακρο γαλαξία που περιέχει μια υπερμεγέθη μελανή οπή, κι έναν πίδακα ύλης που εκτοξεύεται από αυτήν. Η ανακάλυψη παρέχει την λεπτομερέστερη απεικόνιση της δομής παρόμοιων πιδάκων.

photo
Σχηματική αναπαράσταση της γεωμετρίας του βαρυτικού φακού που επέτρεψε την ανακάλυψη (Credit: A. Readhead, Caltech).

Πολλές υπερμαζικές μελανές οπές στα κέντρα των γαλαξιών εκτοξεύουν πίδακες ύλης που ταξιδεύουν σχεδόν με την ταχύτητα του φωτός. Η βαρύτητα της μελανής οπής προσελκύει ύλη προς το μέρος της, ένα μέρος του προσπίπτοντος υλικού όμως καταλήγει να εκτοξεύεται μακρυά από την οπή, με τη μορφή πίδακα. Τέτοιοι πίδακες παραμένουν ενεργοί για ένα με δέκα εκατομμύρια χρόνια, και κάθε μερικά χρόνια εκτοξεύουν νέα συσσωματώματα υλικού. Με το νεοανακαλυφθέν σύστημα βαρυτικού φακού,  τα συσσωματώματα αυτά μπορούν να αναλυθούν με ακρίβεια 100 φορές μεγαλύτερη από ότι πριν – με ανάλυση ενός εκατομμυριοστού του δεύτερου λεπτού της μοίρας, που ισοδυναμεί με την ανάλυση που χρειάζεται για να δούμε από τη Γη έναν κόκκο αλατιού στην επιφάνεια της Σελήνης.

Ένα κρίσιμο στοιχείο της νέας ανακάλυψης είναι ο ίδιος ο βαρυτικός φακός. Εάν η φύση του επιβεβαιωθεί, αυτός θα είναι ο πρώτος βαρυτικός φακός “ενδιάμεσης” μάζας, ανάμεσα στους “μικρο-φακούς” (με μάζα περίπου όσο ο Ήλιος μας) και τους “μαζικούς φακούς” (με μάζα περίπου όσο ο γαλαξίας μας ή μεγαλύτερη, τρισεκατομμύρια φορές τη μάζα του ήλιου).

Ο συγκεκριμένος βαρυτικός φακός, που καλείται «μιλι-φακός» (milli-lens) φαίνεται πως έχει μάζα περί τις 10,000 ηλιακές μάζες. Πιθανώς πρόκειται για ένα αστρικό σμήνος, ή ίσως ένα συσσωμάτωμα σκοτεινής ύλης. Το πλεονέκτημα των “μιλι-φακών” είναι ότι λόγω του σχετικά μικρού μεγέθους τους δεν συσκοτίζουν την ακτινοβολία από την πηγή πίσω τους, και επιτρέπουν έτσι τη μεγέθυνση των στοιχείων του πίδακα καθώς περνούν, το ένα μετά το άλλο, πίσω από το φακό. Ο ίδιος ο φακός παρουσιάζει επίσης μεγάλο ενδιαφέρον, καθώς, αν πρόκειται για συσσωμάτωμα σκοτεινής ύλης, λίγα πράγματα είναι γνωστά για παρόμοια αντικείμενα ενδιάμεσων μαζών.
 
Οι νέες αυτές παρατηρήσεις είναι μέρος ενός προγράμματος του Ραδιοπαρατηρητηρίου στο Owens Valley (OVRO) στην Καλιφόρνια, για τις ανάγκες του οποίου 1.800 υπερ-μαζικές μελανές οπές παρατηρούνται δύο φορές την εβδομάδα.  Το πρόγραμμα είναι σε λειτουργία από το 2008, και παρέχει παρατηρήσεις για την διαστημική αποστολή Fermi της NASA, η οποία παρατηρεί την ίδια χρονική στιγμή τις ίδιες πηγές σε ακτίνες γ.

Το 2010, οι ερευνητές του OVRΟ παρατήρησαν μια ασυνήθιστη συμπεριφορά στον ενεργό γαλαξία PKS 1413+ 135. Τα ραδιοκύματα που εξέπεμπε έγιναν λαμπρότερα, έπειτα έγιναν αμυδρότερα, και ξανά λαμπρότερα με έναν πολύ συμμετρικό τρόπο, στη διάρκεια ενός χρόνου. Η ίδια συμπεριφορά επαναλήφθηκε το 2015. Έπειτα από μια προσεκτική ανάλυση που απέκλεισε άλλες ερμηνείες, οι ερευνητές κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι η αύξηση της λαμπρότητας της πηγής ήταν αποτέλεσμα της διέλευσης, το 2010 και το 2015, δύο διαδοχικών στοιχείων του πίδακα πίσω από το φακό, που μεγεθύνθηκαν από αυτόν, και εμφανίστηκαν λαμπρότερα εξαιτίας τους.

photo
Η μεταβολή στην εκπομπή ραδιοφωνικής ακτινοβολίας του PKS1413+135 ως συνάρτηση του χρόνου (Vedantham et al. 2017).

Επικεφαλής της διεθνούς ερευνητικής ομάδας είναι ο ομότιμος Καθηγητής του Caltech Anthony Readhead (στενός συνεργάτης σε σημαντικά πειράματα του Ινστιτούτου Αστροφυσικής συμπεριλαμβανομένων των RoboPol και PASIPHAE), ενώ στην ομάδα συμμετείχε η Βασιλική Παυλίδου, του Ινστιτούτου Αστροφυσικής και του Πανεπιστημίου Κρήτης, η οποία είναι μέλος της επιστημονικής κοινοπραξίας του OVRO από το 2008. 

 Άλλοι συνεργάτες στη συγκεκριμένη ανακάλυψη περιλαμβάνουν τους Harish Vedantham, Timothy Pearson και  Vikram Ravi του Caltech, Walter Max-Moerbeck και Anton Zensus του Max Planck Institute for Radio Astronomy στη Γερμανία,   Talvikki Hovatta του University of Turku και Aalto University Metsähovi Radio Observatory στη Φινλανδία,  Anne Lähteenmäki και Merja Tornikoski του Aalto University Metsähovi Radio Observatory,  Mark Gurwell του Smithsonian Astrophysical Observatory στις ΗΠΑ,  Roger Blandford του Stanford University στις ΗΠΑ και του Rodrigo Reeves του University of Concepción στη Χιλή.

Περισσότερες πληροφορίες είναι διαθέσιμες και στο  πρωτότυπο δελτίο τύπου του Caltech.

Άρθρα: “Symmetric Achromatic Variability in Active Galaxies: A Powerful New Gravitational Lensing Probe?” by Vedantham et al. 2017, The Astrophysical Journal, 845, 89, and "The Peculiar Light Curve of J1415 + 1320: A Case Study in Extreme Scattering Events" by Vedantham et al. 2017, The Astrophysical Journal, 845, 90