της ερευνητικής δουλειάς μας
Εισαγωγή
Τα Quasars όπως και οι Θερμοί Αστέρες Εκπομπής (Be and Oe stars) εμφανίζουν δύο πολύ ενδιαφέροντα χαρακτηριστικά
1. Μεγάλου εύρους διακριτές φασματικές συνιστώσες απορρόφησης (DACs or BALs), απομακρισμένες πολύ από την αντίστοιχη γραμμή εκπομπής (Danezis E 1984 PhD)
2, Ιδιαίτερα πολύπλοκα προφίλ των φασματικών γραμμών ή των συνιστωσών τους (SACs , BALs, Danezis et al 2001).
Αυτό σημαίνει οι φασματικές γραμμές δεν δημιουργούνται σε μια ενιαία περιοχή αλλά είναι η φασματική σύνθεση πολλών επιμέρους φασματικών γραμμών οι οποίες δημιουργούνται σε ανεξάρτητες περιοχές πυκνότητας οι οποίες παρουσιάζουν διαφορετικά φασματικά χαρακτηριστικά
Για να γίνουμε πιο συγκεκριμένοι, κάθε ένα από τα νέφη πλάσματος (ή περιοχή πυκνότητας) παράγει μια κλασική γραμμή απορρόφησης. Αν λοιπόν τα νέφη που δημιουργούν τις γραμμές απορρόφησης περιστρέφονται γύρω από τα κέντρα τους με μεγάλες ταχύτητες και κινούνται ακτινικά με μικρές ταχύτητες, τότε οι παραγόμενες γραμμές εμφανίζουν μεγάλα πλάτη και μικρές μετατοπίσεις. Ως αποτέλεσμα, οι γραμμές αυτές «μπλέκονται» μεταξύ τους αλλά και με την κύρια φασματική γραμμή προς δημιουργία ενός σύνθετου φασματικού προφίλ.
Εξαιτίας αυτής της δομής διατυπώθηκε και η άποψη τις ύπαρξης στις BALR (Broad Absorption Line Regions) και των δύο αστρικών αντικειμένων, πολλών ανεξάρτητων νεφών (Aravetal. 1997, Ferland 2004, Laor 2006, Laoretal. 2006). Κάθε ένα από αυτά τα νέφη, αν θεωρήσουμε ότι είναι ομοιογενές ως προς τις φυσικές ιδιότητές του, θα πρέπει να δημιουργεί ένα συγκεκριμένο φασματικό προφίλ το οποίο θα περιγράφεται από μία επίσης συγκεκριμένη κατανομή (γνωστή ή άγνωστη). Εντούτοις δεν έχει καταστεί δυνατή η προσομοίωση αυτών των προφίλ με κάποια γνωστή μαθηματική κατανομή. Αυτό οφείλετο στο γεγονός ότι μέχρι πρότινος δεν είχε επιλυθεί η εξίσωση διάδοσης της ακτινοβολίας δια μέσου ενός σύνθετου περιβάλλοντος πολλών νεφών πλάσματος.
Οι κλασικές μαθηματικές κατανομές οι οποίες χρησιμοποιούνται για την προσομοίωση όλων των φασματικών γραμμών, άρα και των φασματικών γραμμών τόσο των QSOs όσο και των θερμών αστέρων εκπομπής, είναι οι Gauss, Lorentz και Voigt. Οι κατανομές αυτές, εκτός των άλλων, περιγράφουν συγχρόνως και μια φυσική κατάσταση στην οποία βρίσκεται το πλάσμα μέσα στο οποίο δημιουργούνται οι φασματικές γραμμές. Ειδικότερα όταν μια φασματική γραμμή προσομοιώνεται με την κατανομή Gauss σημαίνει ότι στην περιοχή δημιουργίας της, κυριαρχούν οι τυχαίες θερμικές κινήσεις των ιόντων. Η κατανομή Lorentz προϋποθέτει την ύπαρξη πίεσης στην περιοχή που δημιουργούνται οι φασματικές γραμμές, ενώ η κατανομή Voigt, υποδεικνύει μια σύνθεση μεταξύ Gauss και Lorentz δηλαδή έναν συνδυασμό τυχαίων κινήσεων των ιόντων και την ύπαρξη πίεσης στην περιοχή δημιουργίας των γραμμών. Εντούτοις δεν υπήρχε μια κατανομή που να περιγράφει μαθηματικά την ιδιοπεριστροφή των νεφών αλλά και μια κατανομή που να περιγράφει την ιδιοπεριστροφή των νεφών σε συνδυασμό με τις τυχαίες κινήσεις των ιόντων που αποτελούν αυτά τα νέφη. Ως συμπέρασμα σημειώνουμε ότι οι κλασικές κατανομές Gauss, Lorentz και Voigt δεν είναι αρκετές για την προσομοίωση των σύνθετων φασμάτων απορρόφησης που εμφανίζουν οι BALQSOs και οι θερμοί αστέρες εκπομπής. Ήταν λοιπόν αναγκαίος ο υπολογισμός δύο κατανομών όπως ακριβώς περιγράφηκαν πιο πάνω.
Τελικό συμπέρασμα όλων των προηγουμένων είναι ότι για την προσομοίωση των BALQSO φασμάτων είναι αναγκαία η ύπαρξη ενός φυσικού μοντέλου με μαθηματική περιγραφή το οποίο θα επιλύει την εξίσωση διάδοσης της ακτινοβολίας σε μια πολυσύνθετη ατμόσφαιρα, δίνοντας την τελική “συνάρτηση γραμμής” η οποία θα προσομοιώνει ικανοποιητικά τις εκάστοτε σύνθετες φασματικές γραμμές και θα υπολογίζει τις τιμές των φυσικών παραμέτρων της περιοχής που γεννά τις πολύπλοκες φσματικές γραμμές . Επιπροσθέτως το μοντέλο αυτό θα πρέπει να περιλαμβάνει τη χρήση των προαναφερθέντων δύο νέων κατανομών. Το μοντέλο αυτό θα πρέπει να υπολογίζει τις φυσικές παραμέτρους όχι μέσω του προφίλ το οποίο προκύπτει από την σύνθεση των φασματικών γραμμών αλλά τις φυσικές παραμέτρους κάθε φασματικής γραμμής χωριστά από αυτές που συνθέτουν το τελικό πολύπλοκο προφίλ και κατά συνέπεια να υπολογίζει τις φυσικές παραμέτρους που περιγράφουν το κάθε διακριτό νέφος απορρόφησης.
Τέλος, το μοντέλο θα πρέπει να περιλαμβάνει στα δομικά στοιχεία συγκρότησής του τη γεωμετρία της περιοχής η οποία παράγει τις υπό μελέτη φασματικές γραμμές ενώ παράλληλα θα πρέπει να είναι αυτοσυνεπές και η θεωρία που το στηρίζει να μην αντιβαίνει τους φυσικούς νόμους που γνωρίζουμε πως ισχύουν στην BLR περιοχή.
Τα αποτελέσματα της ερευνητικής δουλειάς μας
Στο πλαίσιο της ερευνητικής δουλειάς μας:
1. Επιλύθηκε για πρώτη φορά η εξίσωση διάδοσης της ακτινοβολίας στην περίπτωση πολυσύνθετης ατμόσφαιρας και υπολογίστηκε η τελική συνάρτηση γραμμής η οποία μπορεί να προσομοιώσει τόσο τις απλές όσο και τις σύνθετες φασματικές γραμμές εκπομπής και απορρόφησης.
2. Προτάθηκε το φαινόμενο SACs προκειμένου να ερμηνευθούν τα πολύπλοκα και μεγάλου εύρους περιγράμματα των φασματικών γραμμών (DACs και BALs). Το φαινόμενο αυτό, εφαρμοζόμενο σε εκατοντάδες αστέρες και Quasars επιβεβαιώθηκε δίνοντας άριστα αποτελέσματα.
3. Κατασκευάστηκαν οι μη υπάρχουσες δύο νέες κατανομές, οι οποίες αναφέρθηκαν στα προηγούμενα, δηλαδή η κατανομή Rotation (Danezis, E. et al. 2003) που περιγράφει την ιδιοπεριστροφή των νεφών και η κατανομή Gauss – Rotation (Danezis et al. 2006b, Danezis et al. 2007a, Lyratzi et al. 2009) η οποία περιγράφει τον συνδυασμό των τυχαίων θερμικών κινήσεων των ιόντων των ιόντων και της ιδιοπεριστροφή των νεφών. Πιο συγκεκριμένα σύμφωνα με την κατανομή Rotation η πλάτυνση των γραμμών οφείλεται στην ιδιοπεριστροφή του νέφους που παράγει τις γραμμές. Στην περίπτωση της κατανομής Gauss – Rotation η πλάτυνση της γραμμής οφείλεται σε δύο παράγοντες, την ιδιοπεριστροφή του νέφους αλλά και στις τυχαίες κινήσεις των ιόντων που αποτελούν το νέφος.
4. Εκφράστηκαν οι γνωστές μαθηματικές κατανομές Gauss, Lorentz και Voigt συναρτήσει φυσικών παραμέτρων
5. .Κατασκευάστηκε ένα μαθηματικό και φυσικό μοντέλο, το Μοντέλο GR, το οποίο είναι ικανό να αναπαράγει τις παρατηρούμενες φασματικές γραμμές και να περιγράφει τη δομή των διαφόρων νεφών πλάσματος που παράγουν τις πολύπλοκες αλλά και απλές γραμμές απορρόφησης και εκπομπής των QSOs (Danezis et al. 2006a, Danezisetal. 2006b, Danezis et al. 2007a, Lyratzietal. 2009) αλλά και των θερμών αστέρων εκπομπής.
6. Κατασκευάστηκε με βάση το μοντέλο GR το λογισμικό ASTA μέσω του οποίου μελετήθηκε (μέσω δημοσιεύσεων) ένας μεγάλος αριθμός θερμών αστέρων εκπομπής και Quasars. Τα αποτελέσματα αυτών των εργασιών, αφενός μεν μας έδωσαν για πρώτη φορά πληροφορίες ανεξερεύνητων περιοχών του σύμπανρος, αφετέρου δε επιβεβαίωσαν την ορθότητα και την χρηστικότητα του μοντέλου GR αλλά και του λογισμικού ASTA
Με βάση το μοντέλο GR υπολογίζονται:
Οι ταχύτητες ιδιοπεριστροφής των νεφών απορρόφηση ή εκπομπής που παράγουν τις γραμμές απορρόφησης και εκπομπής αντίστοιχα.
Οι ακτινικές ταχύτητες των νεφών απορρόφησης ή εκπομπής.
Οι τυχαίες ταχύτητες των ιόντων που συνιστούν τα νέφη εκπομπής και απορρόφησης.
Η τυπική απόκλιση των τυχαίων κινήσεων των ιόντων.
Το οπτικό βάθος στο κέντρο της εκάστοτε γραμμή εκπομπής ή απορρόφησης.
Το FWHM
Η ενέργεια εκπομπής και η ενέργεια απορρόφησης
Η πυκνότητα στήλης
(Περισσότερες λεπτομέριες υπάρχουν στο πεδίο Επιστημονικές Δημοσιεύσεις/Ανάλυση Δημοσιεύσεων
