Καλλιόπη Δασύρα(1,2), Γιώργος Παράσχος (1,2,3), Θωμάς Μπίσμπας (2,4)
Οι γαλαξίες είναι εξελισσόμενες δομές. Εξελίσσονται με το χρόνο αλλάζοντας τη μορφολογία τος και μετατρέποντας το αέριο, από το οποίο σχεδόν αποκλειστικά αποτελούνταν στην αρχή της ζωής τους, σε αστέρια. Η μετατροπή αυτή συμβαίνει χάρη στη βαρυτική κατάρρευση πυκνών νεφών, η οποία δημιουργεί συμπυκνώματα μάζας όπου ξεκινούν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις που χαρακτηρίζουν τα αστέρια. Συχνά, οι γαλαξίες εξελίσσονται γρήγορα λόγω βίαιων διεργασιών όπως οι μεταξύ τους συγκρούσεις ή η έκλυση ενέργειας κατά την πρόσπτωση ύλης σε υπερμεγέθεις μαύρες τρύπες. Το δεύτερο φαινόμενο οδηγεί σε ανέμους που συμπαρασύρουν νέφη και σε ωστικά κύματα που συμπιέζουν αυτά τα νέφη. Έτσι, αναμένεται θεωρητικά ότι, σε γαλαξιακούς ανέμους, αλλάζουν οι συνθήκες για τη δημιουργία άστρων.
Η πιο άμεση σύνδεση γαλαξιακών ανέμων κι αστρογένεσης ιδεατά γίνεται μέσω της ανακάλυψης νεοσχηματισθέντων αστεριών σε ανέμους. Ωστόσο, τέτοια πειράματα είναι εξαιρετικά δύσκολα, καθώς πρέπει να ανιχνευτούν λίγα νέα αστέρια μέσα σε ένα μεγάλο πληθυσμό (εκατομμυρίων ή δισεκατομμυρίων) άλλων παλαιότερων αστεριών σε κάθε ευθεία παρατήρησης του υπό μελέτη γαλαξία. Ομάδα επιστημόνων με επικεφαλής την Καλλιόπη Δασύρα, Επίκουρη Καθηγήτρια του Εθνικού και Καποδιστριακού Πανεπιστημίου Αθηνών, πρότεινε ένα νέο τρόπο να εξετάζονται οι συνθήκες αστρογένεσης σε ανέμους: μέσω της μέτρησης αλλαγών πίεσης που δείχνουν τροποποιημένη υδροδυναμική ισορροπία για νέφη σε ανέμους, σε σχέση με άλλα νέφη ενός γαλαξία.
Η ομάδα παρουσίασε την ιδέα αυτή σε πρόσφατο Nature Astronomy paper (της 21ης Ιουλίου 2022 *, **). Η πυκνότητα και η θερμοκρασία του αερίου, που χρειάζονται για τον υπολογισμό της πίεσης, μετρήθηκαν μέσω μοντελοποίησης γραμμών εκπομπής πυκνών νεφών και του περιβάλλοντος χώρου τους στον κοντινό γαλαξία IC5063. Σε απόσταση ~160 εκατομμυρίων ετών φωτός μακριά, o IC5063 είναι ένα αντικείμενο που έχει μελετηθεί αρκετά χάρη σε μία ιδιαιτερότητά του: έχει πίδακες μαύρης τρύπας που καθώς διαδίδονται από τον πυρήνα προς τα έξω, διαπερνούν ένα πυκνό δίσκο αερίου. Κατά τη διάδοσή τους, συγκρούονται με νέφη του δίσκου, εναποθέτοντας ενέργεια σε αυτά. Οι πίδακες είναι στενές δέσμες από φορτισμένα σωμάτια που κινούνται σε πολύ μεγάλες ταχύτητες, κοντά στην ταχύτητα του φωτός. Εκτοξεύονται από μαύρες τρύπες όταν τα φορτισμένα σωμάτια που αρχικά έπεφταν προς τη μαύρη τρύπα παγιδεύονται σε γραμμές (ηλεκτρο-)μαγνητικών πεδίων. Επειδή οι πίδακες είναι ανιχνεύσιμοι σε (ραδιοφωνικές) εικόνες, δείχνουν ακριβώς σε ποιες περιοχές ενός γαλαξία εναποτίθεται ενέργεια στο αέριο, διεγείροντάς το και κάνοντας το να εκπέμπει φασματικές γραμμές.
Γραμμές μονοξειδιού του άνθρακα (CO) και κατιόντος του φορμυλίου (HCO+) ραδιοφωνικών μηκών κύματος, που παρατηρήθηκαν από τη μεγάλη συστοιχία ραδιοτηλεσκοπίων Atacama Large Millimeter Array (ALMA), χρησιμοποιήθηκαν για τη μέτρηση της εσωτερικής πίεσης των πυκνών νεφών. Μοντελοποιήθηκαν μέσω ενός αστροχημικού κώδικα διάδοσης ακτινοβολίας (3D-PDR), αποκαλύπτοντας τις συνθήκες του αερίου που μπορούν να αναπαράξουν τις παρατηρούμενες εντάσεις των γραμμών. Γραμμές ιονισμένου θείου (SII) κι ιονισμένου αζώτου (NII) οπτικών μηκών κύματος, που παρατηρήθηκαν από το όργανο MUSE του Very Large Telescope (VLT), χρησιμοποιήθηκαν με παρόμοιο τρόπο για τη μέτρηση της πίεσης του αραιού αερίου που περιβάλλει τα νέφη, την οποία θεωρούμε ως εξωτερική πίεση των πυκνών νεφών. Ο συνδυασμός των μετρήσεων οδήγησε σε ευρήματα που δεν έχουν ξαναπαρουσιαστεί βάσει παρατηρήσεων. Tόσο η εσωτερική όσο και η εξωτερική πίεση των νεφών αυξάνει εξαιτίας της αλληλεπίδρασης του αερίου με τον πίδακα. Ωστόσο, ανάλογα με το ποια πίεση άλλαξε περισσότερο από την άλλη (που εξαρτάται από τη γεωμετρία και την ισχύ της αλληλεπίδρασης στην εκάστοτε περιοχή του γαλαξία), μπορεί να παρατηρηθεί τόσο συμπύκνωση όσο κι αραίωση των νεφών. Έτσι, συνθήκες επιτάχυνσης αλλά κι επιβράδυνσης της αστρογένεσης μπορούν να υπάρχουν στον ίδιο άνεμο. Δεδομένου ότι οι άνεμοι διαδίδονται μακριά από τον πυρήνα γαλαξιών, η μελέτη αυτή αποδεικνύει ότι οι μαύρες τρύπες μπορούν να επηρεάσουν την εξέλιξη ολόκληρων γαλαξιών, παρότι βρίσκονται στα κέντρα τους.
Επειδή οι οπτικές γραμμές αερίου που χρησιμοποιήθηκαν είναι λαμπρές άρα εύκολα ανιχνεύσιμες ακόμα και σε μακρυνούς γαλαξίες, η μέθοδος που παρουσιάστηκε σε αυτή τη δημοσίευση μπορεί να αποτελέσει σημαντικό εργαλείο για παρόμοιες μελλοντικές μελέτες που αφορούν το πρώιμο Σύμπαν με το διαστημικό τηλεσκόπιο James Webb Space Telescope (JWST). Η ίδια επιστημονική ομάδα κέρδισε χρόνο παρατηρήσεων κατά τον 1ο κύκλο παρατηρήσεων του JWST, ώστε να αποκαλύψει, με πρωτόγνωρη ανάλυση, που και πώς διεγείρεται το αέριο. Συγκρίνοντας την εκπομπή μοριακού υδρογόνου (H2) εκατοντάδων ή χιλιάδων βαθμών Κέλβιν, θα αποτυπωθούν οι ιδιότητες των εξωτερικών στρωμάτων των νεφών, και θα πραγματοποιηθεί μια ‘τομογραφία’ της πίεσης και μια πιο αναλυτική μελέτη της υδροδυναμικής κατάστασης των νεφών.
(1) Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών
(2) Εθνικό Αστεροσκοπείο Αθηνών
(3) Max-Planck-Institut fuer Radioastronomie, Germany
(4) Physikalisches Institut, Universitaet zu Koeln, Germany
(*) Nature Astronomy paper DOI: 10.1038/s41550-022-01725-9.
(**) Η έρευνα αυτή χρηματοδοτήθηκε από το ΕΛΙΔΕΚ, για το έργο 1882, μέσω σύμβασης με τη ΓΓΕΚ.
Το άρθρο είναι διαθέσιμο στις διευθύνσεις:
https://www.nature.com/articles/s41550-022-01725-9
https://dx.doi.org/10.1038/s41550-022-01725-9
https://rdcu.be/cR8PB
