| Περίληψη |
O Γαλαξίας μας διαπερνάται απο ένα πολύ ασθενές μαγνητικό πεδίο (Galactic Magnetic Field - GMF), του οποίου η μέση ένταση είναι εκατομμύρια φορές μικρότερη απο αυτήν ενός τυπικού μαγνήτη. Παρ'ολ'αυτά, το πεδίο αυτό παίζει σημαντικό ρόλο σε ένα σύνολο ερευνητικών περιοχών της αστροφυσικής όπως η γέννεση αστέρων, τη μελέτη των πιο ενεργητικών σωματιδίων στο Σύμπαν, και τη μελέτη των πρώτων στιγμών της δημιουγίας του Σύμπαντος. Παρά τη σημασία της, η λεπτομερής μελέτη του μαγνητικού πεδίου του Γαλαξία είναι εξαιρετικά δύσκολη, και η μέχρι στιγμής κατανόηση μας είναι περιορισμένη σε πολύ απλοϊκά μοντέλα. Σε αυτή τη διδακτορική διατριβή, θα προσπαθήσουμε να παράξουμε μια καινοτόμα, υψηλής ακριβείας τομογραφία του Γαλαξιακού μαγνητικού πεδίου.
Σε αυτή τη διατριβή μελετούμε μια καινοτόμα μέθοδο άντλησης πληροφορίας απο παρατηρήσεις του GMF, με δύο βασικές καινοτομίες σε σχέση με τις υφιστάμενες μεθόδους: (α) η προσέγγιση μας βασίζεται στις γνωστές φυσικές ιδιότητες του μαγνητικού πεδίου, με σκοπό να μεγιστοποιήσουμε την ικανότητα μας να συμπεράνουμε το σχηματισμό του GMF ανάμεσα στις παρατηρήσεις, και (β) δεν είναι δέσμια απο μια σειρά υποθέσεων σχετικές με τη γεωμετρία του GMF που περιορίζουν σημαντικά την ακρίβεια κάθε αναπαραγωγής του. Αντί για τη συνηθισμένη προσαρμωγή παραμέτρων, αναπαράγουμε αριθμητικά τις μαγνητικές δυναμικές γραμμές.
Οι κοσμικές ακτίνες υπερυψηλών ενεργειών (Ultrahigh-energy cosmic rays - UHECR) είναι τα σωματίδια με τις υψηλότερες ενέργειες που έχουν παρατηρηθεί στο σύμπαν, με ενέργειες άνω του 1 EeV. Η ταυτοποίηση των πηγών τους και η κατανόηση των μηχανισμών παραγωγής τους θα μπορούσαν να ρίξουν φως σε βασικά ερωτήματα της αστροφυσικής και της φυσικής υψηλών ενεργειών. Ωστόσο, ως φορτισμένα σωματίδια, οι UHECR εκτρέπονται από το GMF, κρύβοντας τις πραγματικές τους πηγές στο επίπεδο του ουρανού. Η ανίχνευση των πηγών των UHECR περιπλέκεται περαιτέρω από τις αβεβαιότητες στη τρισδιάστατη δομή του GMF, καθώς οι τρέχουσες παρατηρήσεις είναι μετρήσεις ποσοτήτων ολοκληρωμένων κατά μήκος της γραμμής παρατήρησς. Ωστόσο, οι επερχόμενες έρευνες πόλωσης του φωτός των αστέρων και τα δεδομένα παραλλάξεων της αποστολής Gaia αναμένεται να επιτρέψουν ακριβή μη παραμετρική μοντελοποίηση του GMF στις τρείς διαστάσεις, με σημαντικές επιπτώσεις για την ταυτοποίηση των πηγών των UHECRs.
Η παρούσα διατριβή παρουσιάζει μια προσέγγιση κατά Bayes, βασισμένη στη θεωρία πληροφορίας εφαρμοσμένη σε πεδία, για την ανακατασκευή της τρισδιάστατης δομής του GMF στον τοπικό Γαλαξία. Δοκιμάζουμε τη μέθοδο με συνθετικά δεδομένα που προσομοιώνουν αναμενόμενες παρατηρήσεις, με αυξανόμενο βαθμό ρεαλισμού. Με τη δειγματοληψία της υπό συνθήκη κατανομής πιθανότητας του GMF, εκτιμούμε τις πραγματικές κατευθύνσεις άφιξης των UHECRs, αντιστρέφοντας την πορεία τους μέσω των υποψήφιων μαγνητικών πεδίων που παράγουμε. Οι αρχικές δοκιμές δείχνουν ότι για πεδία με ανίσχυρη τυρβώδη ροή, οι κατευθύνσεις άφιξης των UHECRs μπορούν να διορθωθούν εντός περίπου 3 μοιρών, με σημαντικές βελτιώσεις ακόμα και σε πεδία με ισχυρή τυρβώδη ροή.
Δοκιμάζουμε περαιτέρω τη μέθοδο σε ένα GMF προερχόμενο από προσομοίωση δυναμό του διαστρικού μέσου του Γαλαξία, ενσωματώνοντας δεδομένα ολοκληρωμένα κατά μήκος της γραμμής παρατήρησης, σε συνδυασμό με τις τοπικές μετρήσεις. Τα αποτελέσματά μας υποδεικνύουν σημαντικές βελτιώσεις στις εκτιμήσεις κατευθύνσεων άφιξης των UHECRs, ιδιαίτερα για ακαμψία κοντά στο 1 ΕeV. Η ενσωμάτωση δεδομένων ολοκληρωμένων κατά μήκος της γραμμής παρατήρησης μειώνει περαιτέρω την αβεβαιότητα, ιδιαίτερα σε σύνθετες περιοχές του ουρανού.
Τέλος, αξιολογούμε αν η πλήρης απουσία πληροφορίας της κατεύθυνσης στα δεδομένα πολωσιμότητας μπορεί να αντισταθμιστεί από προηγούμενη γνώση από παραμετρικά μοντέλα του GMF. Για την περίπτωση όπου τα πρωτεύοντα σωματίδια είναι πρωτόνια, οι εκτροπές μπορούν να διορθωθούν με υπολειπόμενες αποκλίσεις περίπου μία μοίρα, ενώ για πυρήνες μέσου φορτίου, όπως πυρήνες αζώτου, εντοπίζονται εντός δεκάδων μοιρών. Οι κατευθύνσεις άφιξης πυρήνων υψηλού φορτίου, όπως οι πυρήνες σιδήρου, παραμένουν δύσκολο να ανακτηθούν λόγω της εκτεταμένης τους διάχυσης. Για ασθενέστερα GMF, επιτυγχάνονται σημαντικές διορθώσεις σε μεγάλες περιοχές του ουράνιο θόλου, με τις περιοχές ελάχιστης εκτροπής στον ουράνιο θόλο να μπορούν να εντοπιστούν ώστε να επιτευχθούν τα βέλτιστα αποτελέσματα.
Η διατριβή αυτή καθιερώνει ένα αυστηρό πλαίσιο για την ανακατασκευή του GMF με βάση τοπικά δεδομένα αραιά κατανεμημένα, βελτιώνοντας σημαντικά τις μελέτες ταυτοποίησης των πηγών UHECRs. Μελλοντικές εφαρμογές σε παρατηρησιακά δεδομένα από την αποστολή PASIPHAE και συμπληρωματικές μετρήσεις ολοκληρωμένες κατά μήκος της γραμμής παρατήρησης προβλέπεται να βελτιώσουν την κατανόησή μας για τη δομή του GMF σε τρείς διαστάσεις και να συνδράμουν σημαντικά στις προσπάθειες ταυτοποίησης των πηγών UHECRs.
|
Reconstructing the magnetic field of the milky way via astrophysical techniques and numerical simulations
