Το παρατηρητήριο ακτίνων γάμμα Integral ανακαλύπτει ότι το νέφος αντιύλης του Γαλαξία μας είναι ασύμμετρο 

Πηγή: PhysOrg, 8 Ιανουαρίου 2008

Η μορφή του μυστήριου νέφους αντιύλης στις κεντρικές περιοχές του Γαλαξία μας έχει αποκαλυφθεί από το παρατηρητήριο ακτίνων γάμμα Integral της ESA. Η απροσδόκητα ασύμμετρη μορφή είναι μια νέα ένδειξη για την προέλευση της αντιύλης.

Οι παρατηρήσεις έχουν μειώσει σημαντικά τις πιθανότητες η αντιύλη να προέρχεται από την εξαΰλωση ή την διάσπαση της αστρονομικής σκοτεινής ύλης.

Το αριστερό τμήμα της εικόνας παρουσιάζει την λάμψη των ακτίνων γάμμα ενέργειας 511 keV, που προέρχεται από την εξαΰλωση των ηλεκτρονίων από την αντιύλη τους, τα ποζιτρόνια. Ο χάρτης παρουσιάζει ολόκληρο τον ουρανό, με το γαλαξιακό κέντρο στη μέση. Η εκπομπή φαίνεται ότι εκτείνεται προς τη δεξιά πλευρά του χάρτη κατά ασύμμετρο τρόπο. Το δεξιό τμήμα παρουσιάζει την κατανομή των σκληρών ακτίνων X από χαμηλής μάζας δυαδικά άστρα. Αυτός ο αστρικός πληθυσμός έχει μια κατανομή που ταιριάζει με την έκταση του αριστερού χάρτη των 511 keV.

Ο Georg Weidenspointner στο Ινστιτούτο Max Planck για την Εξωγήινη Φυσική καθώς και μια διεθνή ομάδα αστρονόμων έκανε αυτή την ανακάλυψη χρησιμοποιώντας στοιχεία 4 χρόνων από το Integral. Το νέφος παρουσιάζεται λόγω των ακτίνων γάμμα που εκπέμπει όταν μεμονωμένα σωματίδια αντιύλης, σε αυτήν την περίπτωση τα ποζιτρόνια, συναντούν τα ηλεκτρόνια,  και εξαϋλώνονται.

Μια συνολική εικόνα του ουρανού που ταιριάζει με το μοντέλο του κεντρικού δίσκου του Γαλαξία (άλως) με την γραμμή της εκπομπής ακτίνων γάμμα, των 511 keV.

Η υπογραφή της εξαΰλωσης ποζιτρονίων-ηλεκτρονίων είναι οι ακτίνες γάμμα με ενέργεια 511 keV. Και ανάμεσα στους επιστήμονες έχει γίνει μια ζωηρή συζήτηση για την προέλευση αυτών των ποζιτρονίων μετά την ανακάλυψη της εκπομπής των 511 keV από το κέντρο του Γαλαξία, από ανιχνευτές ακτίνων γάμμα που πετούν στα μετεωρολογικά μπαλόνια κατά τη διάρκεια της δεκαετίας του '70.

Μερικοί αστρονόμοι έχουν προτείνει ότι και άστρα θα μπορούσαν να παραγάγουν αυτά τα ποζιτρόνια. Κι αυτό επειδή σχηματίζονται ραδιενεργά πυρηνικά στοιχεία σε γιγάντια ξεσπάσματα της ενέργειας, και μερικά από αυτά τα στοιχεία αποσυντίθενται με την εν συνεχεία απελευθέρωση ποζιτρονίων. Εντούτοις, δεν είναι σαφές εάν αυτά τα ποζιτρόνια μπορούν να δραπετεύσουν από τα αστρικά συντρίμμια σε επαρκή ποσότητα για να εξηγήσουν το μέγεθος του παρατηρηθέντος νέφους.

Άλλοι πάλι αστρονόμοι αναρωτήθηκαν εάν η αιτία ήταν πιο εξωτικές διαδικασίες. Από προηγούμενα αποτελέσματα με τη χρήση πολύ λιγότερων στοιχείων, το νέφος ποζιτρονίων φάνηκε να είναι σφαιρικό και στραμμένο προς το κέντρο του Γαλαξία. Μια τέτοιες μορφή και θέση αντιστοιχούν στην αναμενόμενη κατανομή της σκοτεινής ύλης στο κέντρο του Γαλαξία μας, κι έτσι προτάθηκε ότι η σκοτεινή ύλη εξαϋλώνεται ή διασπάται σε ζεύγη ηλεκτρονίων και ποζιτρονίων, τα οποία ύστερα εξαϋλώνονται σε ακτίνες γάμμα.

Το πρόβλημα με αυτήν την ιδέα, εντούτοις, ήταν ότι απαιτούνται σωματίδια της σκοτεινής ύλης πολύ λιγότερο βαριά από όσο οι περισσότερες θεωρίες προβλέπουν.

Τα νέα αποτελέσματα εντούτοις δίνουν στους αστρονόμους μια πολύτιμη ένδειξη ότι η αιτία των ποζιτρονίων δεν οφείλεται στη σκοτεινή ύλη. Πέρα από το γαλαξιακό κέντρο, το νέφος δεν είναι εξ ολοκλήρου σφαιρικό. Αντίθετα είναι ασύμμετρο με τη μια πλευρά στο γαλαξιακό κέντρο να έχει διπλάσιο μήκος από το άλλο. Μια τέτοια κατανομή είναι ιδιαίτερα ασυνήθιστη επειδή το αέριο στην εσωτερική περιοχή του Γαλαξία κατανέμεται σχετικά ομοιόμορφα.

Εξίσου σημαντικό είναι και η ανακάλυψη του Integral ότι ένας πληθυσμός δυαδικών άστρων είναι επίσης εκτός του γαλαξιακού κέντρου, σε αντιστοιχία με την κατανομή του νέφους της αντιύλης. Το γεγονός αυτό δείχνει ότι αυτά τα αντικείμενα, γνωστά σαν χαμηλής μάζας δυαδικά συστήματα σκληρών ακτίνων X (επειδή εκπέμπουν στις υψηλές ενέργειες), είναι υπεύθυνα για ένα σημαντικό ποσό αντιύλης.

Ένα χαμηλής μάζας δυαδικό σύστημα σκληρών ακτίνων X (LMXB) είναι ένα ουράνιο σύστημα στο οποίο ένα σχετικά κανονικό αστέρι καταναλώνεται από ένα κοντινό αστρικό πτώμα, είτε από ένα αστέρι νετρονίων είτε από μια μαύρη τρύπα. Το πεδίο βαρύτητας του αστρικού πτώματος είναι τόσο ισχυρό που απορροφά αέριο από το κανονικό αστέρι. Δεδομένου ότι αυτό το αέριο κινείται σπειροειδώς προς αυτό το βαρύ αντικείμενο, θερμαίνεται τόσο πολύ που μπορούν να παραχθούν αυθόρμητα ζευγάρια ποζιτρονίων-ηλεκτρονίων στο πυκνό πεδίο ακτινοβολίας, αν και η εκπομπή των 511 keV είναι πιθανώς πάρα πολύ ασθενής για να ανιχνευθεί από ένα μεμονωμένο LMXB από το παρατηρητήριο Integral.

"Οι απλές εκτιμήσεις προτείνουν ότι περίπου η μισή και ενδεχομένως όλη η αντιύλη προέρχεται από τα δυαδικά συστήματα των ακτίνων X," λέει ο Weidenspointner. Η άλλη μισή θα μπορούσε να παραχθεί από μια παρόμοια διαδικασία γύρω από την κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία και τα διάφορα αστέρια εκεί πέρα. Ο ίδιος επισημαίνει ότι η ασύμμετρη κατανομή των LMXBs είναι απροσδόκητη, καθώς τα αστέρια κατανέμονται λίγο πολύ ομοιόμορφα γύρω από το Γαλαξία. Γι αυτό απαιτούνται περισσότερες έρευνες για να βρουν εάν η παρατηρηθείσα κατανομή είναι πραγματική.

Το διαστημικό παρατηρητήριο Integral είναι αυτήν την περίοδο η μόνη αποστολή που μπορεί να δει και την ακτινοβολία των 511 keV και τις σκληρές ακτίνες-Χ LMXB. Ο Weidenspointner και οι συνάδελφοι του προσέχουν να δουν εάν θα ανακαλυφθούν περισσότερες πηγές LMXB και, σε αυτή την περίπτωση, που θα βρίσκονται.

"Η σύνδεση μεταξύ των LMXBs και αντιύλης δεν αποδεικνύεται ακόμα αλλά είναι μια συνεπής ιστορία," συνοψίζει ο Weidenspointner. Έχει δε πραγματική αστροφυσική σημασία επειδή μειώνει την ανάγκη για την παρουσία σκοτεινής ύλης στο κέντρο του Γαλαξία μας.

Η εργασία αυτή έχει τίτλο "Μια ασυμμετρική κατανομή των ποζιτρονίων στο γαλαξιακό δίσκο αποκαλύπτεται από τις ακτίνες γάμμα", και δημοσιεύθηκε στις 10 Ιανουαρίου στο περιοδικό Nature.

Τι είναι δυαδικό σύστημα ακτίνων-X;

Τα περισσότερα άστρα σχηματίζουν ζεύγη (Ο ήλιος μας δεν ακολουθεί αυτόν τον κανόνα). Εάν ένα από τα δύο αστέρια έχει εξαιρετικά μεγάλη μάζα, τότε όταν φτάσει στο τέλος του θα εκραγεί προς ένα σουπερνόβα, αφήνοντας πίσω του ένα συμπαγές άστρο (είτε ένα αστέρι νετρονίων, είτε μια μαύρη τρύπα).

Εάν το ζεύγος επιζήσει, μπορεί να σχηματίσει ένα χαμηλής μάζας δυαδικό σύστημα ακτίνων-X (LMXB). Αυτά τα συστήματα είναι πολύ σπάνια, ξέρουμε μόνο 150 τέτοια LMXB στο Γαλαξία μας, ο οποίος περιέχει 100 δισεκατομμύρια αστέρια.

Η βαρύτητα του συμπαγούς άστρου είναι τόσο ισχυρή που αέριο υλικό από το σύντροφό του "πέφτει" επάνω του, κινούμενο συχνά σπειροειδώς βαθμιαία, διαμορφώνοντας έναν "δίσκο προσαύξησης". Ώσπου να φθάσει στο συμπαγές άστρο, το υλικό ταξιδεύει με σχεδόν την ταχύτητα του φωτός, και θερμαίνεται σε πάνω από 1 εκατομμύριο βαθμούς - τόσο καυτό είναι που εκπέμπει όχι ορατό φως αλλά ακτίνες-X. Ένα μήλο που θα έπεφτε σε ένα τέτοιο LMXB θα απελευθέρωνε περισσότερη ενέργεια από όσο 500 εκατομμύρια βόμβες της Χιροσίμα. Ένα δυαδικό σύστημα LMXB, που έχει μόνο διπλάσια μάζα από τον ήλιο μας μπορεί να είναι μέχρι και 500.000 φορές ισχυρότερο.

Η ισχύς ενός LMXB εξαρτάται από το πόσο γρήγορα μεταφέρεται το αέριο υλικό από το άστρο-συνοδό στο συμπαγές αστέρι - δηλαδή το "ρυθμό προσαύξησης". Η μέγιστη ισχύς είναι γνωστή ως όριο Eddington. Εμφανίζεται όταν η ακτινοβολία των ακτίνων X είναι τόσο ισχυρή που ισορροπεί τη βαρυτική έλξη του συμπαγούς αστεριού στο υλικό που πέφτει. Εάν η ακτινοβολία ήταν κατά τι λαμπρότερη θα έστελνε το υλικό που έπεφτε μακριά.