ΑΞΙΟΣΗΜΕΙΩΤΑ

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:


Η ταραχώδης ζωή των "Hot DOGs"

Οι υπερμεγέθεις μελανές οπές (ΥΜΟ στα αγγλικά Super-massive black holes: SMBHs), δηλαδή μαύρες τρύπες με τουλάχιστον ένα εκατομμύριο φορές τη μάζα του Ήλιου, βρίσκονται συνήθως στο κέντρο των γαλαξιών. Ενώ γενικά οι μαύρες τρύπες είναι, εξ ορισμού, οι πιο σκοτεινές περιοχές του Σύμπαντος καθώς το φως δεν μπορεί να ξεφύγει από τη βαρύτητά τους, μπορεί παραδόξως να είναι και οι πιο φωτεινές. Όταν οι ΥΜΟ αυξάνονται σε μάζα απορροφώντας υλικό που τις πλησιάζει, το αέριο που τις τροφοδοτεί σχηματίζει έναν δίσκο προσαύξησης πριν διασχίσει τον ορίζοντα γεγονότων. Ο δίσκος προσαύξησης θερμαίνεται και μπορεί να γίνει τόσο φωτεινός ώστε να υπερκαλύπτει σε φωτεινότητα όλα τα αστέρια του γαλαξία στον οποίο βρίσκεται. Αυτές οι φωτεινές SMBH ονομάζονται «κβάζαρ» και παρατηρούνται σε όλο το Σύμπαν.

"hot-dog jpl"
Καλλιτεχνική απεικόνση του "EL Hot Dog" W2246-0526. Credit JPL

Οι εξαιρετικά φωτεινοί, θερμοί, σκιασμένοι από τη σκόνη γαλαξίες (οι οποίοι στη διεθνή βιβλιογραφία είναι γνωστοί ως Extremely luminous, hot, dust-obscured galaxies: EL Hot DOGs) είναι μερικά από τα πιο φωτεινά κβάζαρ που έχουν ανακαλυφθεί μέχρι σήμερα. Λόγω των μεγάλων ποσοτήτων σκόνης όμως που τις περιβάλουν  το οπτικός φως που εκπέμπουν απορροφάται και επανεκπέμπεται στο υπέρυθρο. Αυτά τα αντικείμενα, που λάμπουν με την ένταση περισσότερων από 100 τρισεκατομμυρίων Ήλιων, δημιουργήθηκαν σε μια εποχή που το Σύμπαν είχε λιγότερο από το ένα έβδομο της σημερινής ηλικίας του. Μια ομάδα αστρονόμων με επικεφαλής τον Tanio Díaz Santos, ερευνητή στο Ινστιτούτο Αστροφυσικής, χρησιμοποίησε τo συμβολόμετρο ALMA για να απεικονίσει ένα μικρό δείγμα από 7 "EL Hot DOG" στο μακρινό υπέρυθρο φάσμα της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας προκειμένου να μελετήσει την κατανομή αερίου και σκόνης κοντά στις υπερμεγέθεις μελανές οπές στο κέντρο καθώς και τους γαλαξίες μέσα στους οποίους βρίσκονται. Αυτές οι παρατηρήσεις τούς επέτρεψαν να αποκτήσουν για πρώτη φορά πληροφορίες σχετικά με τη δυναμική των αερίων και τις φυσικές ιδιότητες της μεσοαστρικής ύλης των απομακρυσμένων αυτών αντικειμένων.

Σε πρόσφατο άρθρο τους, οι ερευνητές αναφέρουν ότι οι τυχαίες κινήσεις του ιονισμένου αερίου στα EL Hot DOG είναι πολύ μεγάλες, γεγονός που υποδηλώνει ότι η κίνηση της μεσοαστρικής ύλης είναι πολύ τυρβώδης, κάτι που μπορεί πιθανώς να εξηγηθεί από την αλληλεπίδραση με μικρούς συνοδούς γαλαξίες και την έντονη εκπομπή αερίου από τις κεντρικές ΥΜΟ λόγω της υψηλής πίεσης ακτινοβολίας. Ωστόσο, η μορφολογία και η περιστροφή του αερίου δεν είναι ομοιόμορφη μεταξύ του πληθυσμού των EL Hot Dog, όπως συνήθως συμβαίνει σε κβάζαρ που καλύπτονται από σκόνη και βρίσκονται στο τοπικό Σύμπαν. Αυτή η έλλειψη ομοιομορφίας στις ιδιότητες του αερίου και της σκόνης οδήγησε τους ερευνητές να προτείνουν ότι η φάση EL Hot DOG μπορεί να είναι επαναλαμβανόμενη στη ζωή των πιο μαζικών γαλαξιών που ζουν στους κόμβους του λεγόμενου "κοσμικού ιστού" στο μακρινό Σύμπαν. Αυτό είναι σε αντίθεση με το σημερινό παράδειγμα του σχηματισμού κβάζαρ στο κοντινό Σύμπαν, όπου αυτή η φάση πιστεύεται ότι συμβαίνει μόνο μία φορά, ως συνέπεια της συγχώνευσης δύο σπειροειδών γαλαξιών μεγάλης μάζας. Αν και αυτά τα αποτελέσματα είναι ιδιαίτερα ενδιαφέροντα, απαιτούνται περισσότερες παρατηρήσεις για να επιβεβαιωθεί η διαφορά στην προέλευση και την εξέλιξη μεταξύ των κοντινών και των μακρινών κβάζαρ που καλύπτονται από σκόνη.

Άρθρο:“Kinematics and star formation of high-redshift hot dust-obscured quasars as seen by ALMA”, T. Diaz Santos et al.,  2021, A&A, 654, 37 – Οκτώβριος 2021


Προσομοιώσεις των χρονικών καθυστερήσεων UV και οπτικής ακτινοβολίας σε AGN

Οι καθυστερήσεις μεταξύ των παρατηρούμενων μεταβολών στο υπεριώδες, στο οπτικό και τις ακτίνες Χ, που απεικονίζονται ως συνάρτηση του μήκους κύματος, για την περίπτωση του ενεργού πυρήνα στον γαλαξία NGC 5548. Οι συμπαγείς γραμμές δείχνουν τις θεωρητικές προβλέψεις οι οποίες συμφωνούν πολύ καλά με τις παρατηρήσεις.

Μια ομάδα αστρονόμων, συμπεριλαμβανομένου του Δρ. Ιωσήφ Παπαδάκη καθηγητή του Τμήματος Φυσικής του Πανεπιστημίου Κρήτης και συνεργαζόμενου μέλους ΔΕΠ στο Ινστιτούτο Αστροφυσικής εξήγησε πρόσφατα τις συσχετισμένες μεταβολές σε οπτικά  και υπεριώδη (UV) μήκη κύματος  που παρατηρούνται στους Ενεργούς Γαλαξιακούς Πυρήνες (Active Galactic Nuclei: AGN).

Περίπου το 10 τοις εκατό των κοντινών γαλαξιών φιλοξενούν ενεργούς πυρήνες, οι οποίοι εκπέμπουν τεράστια ποσότητα φωτός (συχνά ισοδύναμη με το φως ολόκληρου του γαλαξία) από περιοχές που δεν είναι πολύ μεγαλύτερες από το ηλιακό μας σύστημα. Τα AGN είναι τα λαμπρότερα αντικείμενα στο Σύμπαν. Πιστεύουμε ότι η τεράστια λαμπρότητά τους τροφοδοτείται από τη συσσώρευση αερίου σε υπερμεγέθεις μελανές οπές που βρίσκονται στο κέντρο τους (μελανές οπές των οποίων η μάζα είναι εκατομμύρια έως δισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από τη μάζα του Ήλιου μας). Το αέριο σχηματίζει έναν δίσκο, ο οποίος είναι πολύ μικρού μεγέθους και είναι πρακτικά αδύνατο να παρατηρηθεί η δομή του από κανένα τηλεσκόπιο στη Γη. Ως εκ τούτου, είμαστε αναγκασμένοι να ελέγξουμε τη θεωρία μας με άλλα μέσα, όπως οι μεταβολές στο φως που εκπέμπει στο οπτικό και στο υπεριώδες (UV). 

Μέχρι στιγμής, τα αποτελέσματα φάνηκε να υποδηλώνουν ότι οι δίσκοι πρέπει να είναι σημαντικά μεγαλύτεροι από αυτό που προβλέπει η θεωρία. Αυτή η ασυμφωνία ήταν ένα από τα πιο σοβαρά προβλήματα σχετικά με την κατανόηση του μηχανισμού ακτινοβολίας στο AGN.

Πρόσφατα όμως, ο καθηγητής Παπαδάκης και οι συνεργάτες του μελέτησαν την απόκριση του δίσκου προσαύξησης στην περίπτωση που φωτίζεται από μια έντονη πηγή ακτίνων Χ, λαμβάνοντας υπόψη όλα τα φαινόμενα της γενικής και ειδικής θεωρίας της σχετικότητας, καθώς και λεπτομέρειες  της ατομικής φυσικής που καθορίζουν την ποσότητα των ακτίνων Χ που θα απορροφήσει ο δίσκος. Αναλύοντας τις αναμενόμενες διακυμάνσεις φωτεινότητας ανάμεσα  στο οπτικό και στο UV και ειδικά τις καθυστερήσεις που παρουσιάζει το ένα με το άλλο, έδειξαν ότι σε αντίθεση με τους προηγούμενους ισχυρισμούς, οι παρατηρήσεις είναι πλήρως συνεπείς με τα τυπικά μοντέλα δίσκων προσαύξησης. Εκτός από την νέα εξήγηση για τις προφανείς αποκλίσεις μεταξύ των παρατηρήσεων και των θεωρητικών μοντέλων, τα αποτελέσματα της εργασίας έχουν επίσης σημαντικές επιπτώσεις σχετικά με την κατανόηση των φυσικών μηχανισμών όπως η περιστροφή των υπερμεγέθων μελανών οπών καθώς και η γεωμετρία μεταξύ της πηγής των ακτίνων Χ και της δίσκου προσαύξησης  σε αυτά τα αινιγματικά συστήματα.

Άρθρο: “Modelling the UV/optical continuum time-lags in AGN”, Kammoun E., Papadakis I. E., & Dovciak, M.,  2021, MNRAS, 503, 4163 – Οκτώβριος 2021

 


Mια νέα μέθοδος για την εκτίμηση της έντασης του μαγνητικού πεδίου στο διαστρικό μέσο

Ένα μαγνητικό πεδίο μεγάλης κλίμακας (έντασης που κυμαίνεται μG μέχρι μερικές εκατοντάδες mG) διαπερνά το διαστρικό μέσο του γαλαξία μας και συμβάλλει σε διάφορες διαδικασίες (π.χ. σχηματισμός αστεριών, διάδοση κοσμικών ακτίνων). Ο χαρακτηρισμός των ιδιοτήτων του μαγνητικού πεδίου είναι απαραίτητος για την κατανόηση αυτών των διαδικασιών.

Η πόλωση της σκόνης έχει αποδειχθεί ένα από τα πιο ισχυρά εργαλεία για τη μελέτη του μαγνητικού πεδίου στο διαστρικό μέσο, όμως ανιχνεύει μόνο τη διεύθυνση του πεδίου και όχι την έντασή του. Για αυτό το λόγο, έχουν αναπτυχθεί διάφορες μέθοδοι που εκτιμούν την ισχύ του πεδίου. Η πιο ευρέως διαδεδομένη μέθοδος αναπτύχθηκε από τους Davis (1951) και Chandrasekhar & Fermi (1953) (DCF) η οποία βασίζεται στην υπόθεση ότι το παρατηρούμενο εύρος στην κατανομή των γωνιών πόλωσης οφείλεται στη διάδοση των μαγνητοϋδροδυναμικών κυμάτων Alfvén.

Η σχετική απόκλιση της εκτιμώμενης έντασης του μαγνητικού πεδίου από την πραγματική σε 5 μοντέλα προσομοίωσης με διαφορετικό ακουστικό αριθμό Mach.

Ωστόσο, οι παρατηρήσεις δείχνουν ότι κύματα διαφορετικά από τα Alfvén (συμπιέσιμα) μπορεί να επηρεάζουν τις δυναμικές διεργασίες του διαστρικού μέσου. Σε πρόσφατη εργασία τους, o Ραφαήλ Σκαλίδης, διδακτορικός φοιτητής στο Τμήμα Φυσικής και στο Ινστιτούτο Αστροφυσικής, μαζί με τον επιβλέποντα καθηγητή του Κωνσταντίνο Τάσση προτείνουν μια νέα μέθοδο για την εκτίμηση της έντασης του μαγνητικού πεδίου που λαμβάνει υπόψιν τα συμπιέσιμα κύματα. Η μέθοδος δοκιμάστηκε σε αριθμητικές προσομοιώσεις μαγνητοϋδροδυναμικής και συγκρίθηκε με την κλασική μέθοδο DCF.

Όπως φαίνεται στο διπλανό σχήμα η νέα μέθοδος είναι πιο ακριβής από τις προηγούμενες οι οποίες βασίζονται αποκλειστικά στα κύματα Alfvén και επιτυγχάνει μια μέση σχετική απόκλιση ίση με 17% χωρίς τη χρήση άλλης διόρθωσης. Στο σχήμα παρουσιάζεται με τη συνεχόμενη μαύρη γραμμή (f = 1) η σχετική απόκλιση της DCF εκτιμώμενης έντασης του μαγνητικού πεδίου από την πραγματική σε πέντε διαφορετικά μοντέλα προσομοίωσης. Η μαύρη διακεκομμένη γραμμή δείχνει τις DCF εκτιμήσεις που έχουν διορθωθεί για φαινόμενα που λαμβάνουν χώρα κατά μήκος της ευθείας παρατήρησης και άλλα φαινόμενα σχετικά με την τυρβώδη ροή του μέσου (f = 0.5). Η μπλε γραμμή αντιστοιχεί σε συνδυασμό της μεθόδου DCF με τη μέθοδο των Hildebrand et al. 2009 και Houde et al. 2009, η οποία προστείθεται για να διορθώσει φαινόμενα που συμβαίνουν κατά μήκος της γραμμής του παρατηρητή καθώς και φαινόμενα σχετικά με το όργανο. Η κόκκινη γραμμή αντιστοιχεί στη σχετική απόκλιση μεταξύ της πραγματικής έντασης του μαγνητικού πεδίου και της τιμής που προκύπτει από τη μέθοδό Σκαλίδη-Τάσση.

Άρθρο:“High-accuracy estimation of magnetic field strength in the interstellar medium from dust polarization”, R. Skalidis, K. Tassis,  2021, A&A, 647, 186 – Μάρτιος 2021. Ένα επόμενο άρθρο πάνω στο θέμα από τους R. Skalidis, et al.  2021, A&A, 656, A118,  παρουσιάστηκε ως δελτίο τύπου από το A&A.


Η πηγή των σκληρών ακτίνων Χ σε διπλά συστήματα αστέρων που περιλαμβάνουν μια μαύρη τρύπα

"reig 2021"
Ποσοστό των εισερχόμενων φωτονίων που φωτίζουν το δίσκο σε συνάρτηση με το ύψος h από το σημείο όπου διαφεύγουν από τον πίδακα.

Τα θεωρητικά μοντέλα που επιδιώκουν να εξηγήσουν το φάσμα ανάκλασης σε διπλά συστήματα αστέρων με μια μαύρη τρύπα συνήθως επικαλούνται ως την πρωτογενή πηγή σκληρών ακτίνων Χ ένα σημείο. Αυτή η πηγή φωτίζει τον δίσκο προσαύξησης και δημιουργεί το διακριτό (γραμμικό) και το συνεχές αντανακλώμενο φάσμα που παρατηρούμε. Λόγω της πολυπλοκότητας της φυσικής που εμπλέκεται, πολλοί συγγραφείς θεωρούν μια απλή γεωμετρία στην οποία η συνεχής πηγή εκπομπής υποτίθεται ότι εκπέμπεται ισότροπα από μία σημειακή πηγή που βρίσκεται στον άξονα περιστροφής σε ορισμένο ύψος πάνω από τη μαύρη τρύπα. Αυτό το μοντέλο είναι γνωστό ως μοντέλο "λαμπτήρα δρόμου". Ωστόσο, το μοντέλο του λαμπτήρα είναι μια εξιδανικευμένη περίπτωση της πραγματικής φυσικής πηγής, η οποία είναι πιθανώς εκτεταμένη, μεταβλητή και εξαιρετικά ανισότροπη.

"X-ray binary"
Καλλιτεχνική απεικόνση ενός διπλού συστήματος αστεριών όπου το ένα είναι μαύρη τρύπα (ESA)

Ο περιορισμός των φυσικών παραμέτρων και της γεωμετρίας της πηγής των σκληρών ακτίνων Χ που φωτίζουν το δίσκο είναι υψίστης σημασίας, διότι μας επιτρέπει να εξετάσουμε πιο ρεαλιστικά μοντέλα. Είναι καλά τεκμηριωμένο ότι οι μαύρες τρύπες σε δυαδικά συστήματα εκπέμπουν ισχυρούς πίδακες ύλης με σχετικιστικές ταχύτητες (βλ. σχήμα). Οι ερευνητές Pablo Reig και Νικόλαος Κυλάφης του Ινστιτούτου Αστροφυσικής και του Πανεπιστημίου Κρήτης απέδειξαν πρόσφατα ότι ο ίδιος ο πίδακας μπορεί πράγματι να είναι η πηγή φωτισμού του δίσκου. Χρησιμοποιώντας πολύπλοκες αριθμητικές μεθόδους, ανακάλυψαν ότι, ανεξάρτητα από το οπτικό βάθος, το πλάτος του πίδακα και την ταχύτητα του πίδακα, ένα σημαντικό κλάσμα των φωτονίων σκεδάζονται προς τα πίσω και χτυπούν στο δίσκο. Η πλειοψηφία των φωτονίων που χτυπούν το δίσκο διαφεύγουν μέσα σε λίγες βαρυτικές ακτίνες, όπως αναμενόταν στο μοντέλο του λαμπτήρα. Το πιο σημαντικό αποτέλεσμα όμως της εργασίας είναι ότι υπάρχει μια σημαντική συμβολή φωτονίων που διαφεύγουν σε μεγαλύτερες ακτίνες (βλ. σχήμα αριστερά).

Άρθρο: “Illumination of the accretion disk in black hole binaries: An extended jet as the primary source of hard X-rays”, Reig, P. & Kylafis, N. D. , 2021, A&A, 646, A112 - Φεβουάριος 2021


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 μεσο-αστρικό 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.

Δυστυχώς, τα μοριακά νέφη εμφανίζονται μόνο ως δυσδιάστατες προβολές στον ουρανό έως τώρα 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. Για το λόγο αυτό, ο προσδιορισμός του σχήματος των νεφών είναι αντικείμενο μελέτης σε πάρα πολλές ερευνητικές εργασίες χρησιμοποιώντας κυρίως στατιστική προσέγγιση. Αυτές οι εργασίες όμως έχουν αντικρουόμενα αποτελέσματα και δεν προσφέρουν πληροφορίες για κάθε νέφος ξεχωριστά.

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.

Το Musca είναι ένα απομονωμένο νέφος 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 σα μία λεπτή βελόνα. Εξαιτίας αυτής του της ιδιότητας, το Musca θεωρείτο ως 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 ως 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 Δρ. Dmitry Blinov του Ινστιτούτου Αστροφυσικής 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 (pulsar) 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. Σε αυτές τις περιπτώσεις αυτά τα συστήματα είναι από τα πιο λαμπερά αντικείμενα ακτίνων X στον ουρανό. 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 εκλάμψεις ακτίνων Χ 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 αστέρας νετρονίων διασχίζει 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 δεξιά 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, δηλαδή με μάζα 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. Αν ο φακός πρόκειται για συσσωμάτωμα σκοτεινής ύλης, η μελέτη του θα είναι σημαντική διότι 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