ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

Οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ότι η κατανομή των δορυφόρων γαλαξιών του γαλαξία της Ανδρομέδας παρουσιάζει μεγάλη ασυμμετρία. Φαίνεται να υπάρχουν πολύ περισσότεροι νάνοι γαλαξίες, περίπου το 80% του συνόλου τους, προς την μεριά του δικού μας Γαλαξία. Μία τέτοια ασυμμετρία παρατηρείται πολύ σπάνια σε άλλους γαλαξίες. Αν είχε να κάνει με την βαρυτική επίδραση του Γαλαξία μας, θα παρατηρούσαμε κάτι ανάλογο και στους νάνους γαλαξίες του δικού μας, κάτι που δεν συμβαίνει. Ίσως να έχει ανομοιομορφίες η κατανομή της σκοτεινής ύλης γύρω από το δίσκο του γαλαξία της Ανδρομέδας . Το πιθανότερο σενάριο, που προκύπτει από τη μελέτη των κινήσεων των δορυφόρων του γαλαξία της Ανδρομέδας, είναι σε 500 εκατομμύρια χρόνια να έχει εξομαλυνθεί η κατανομή των δορυφόρων του. Άρα να πρόκειται για μια κοσμική σύμπτωση.

Περίπου 520 έτη φωτός μακριά μας βρίσκεται ο εξωπλανήτης WASP 127b. Το αστέρι του είναι τύπου G5V, λίγο μικρότερης μάζας από τον ήλιο μας. Ο πλανήτης είναι ένας καυτό Δίας, τεράστιος αεριώδης πλανήτης σε πολύ κοντινή στο αστέρι του τροχιά. Η ταχύτητα των ανέμων σε αυτόν αγγίζει τα 32000 χιλιόμετρα την ώρα! Φυσικά οι άνεμοι κινούνται εκεί με υπερηχητική ταχύτητα. Ο ταχύτερος άνεμος στο ηλιακό μας σύστημα παρατηρείται στον πλανήτη Ποσειδώνα με 1800 χιλ/ώρα. Ο WASP 127b ανήκει στους πλανήτες <μαλλί της γριάς>(cotton candy planet), πλανήτες με μεγαλύτερο μέγεθος από τον Δία αλλά πολύ μικρότερη μάζα. Ο συγκεκριμένος πλανήτης έχει 1,3 φορές την διάμετρο του Δία αλλά μόλις το 17% από την μάζα του, με πυκνότητα 0,07 φορές αυτή του νερού. Η φασματοσκοπία του CO στην ατμόσφαιρα του πλανήτη επιτρέπει στους αστρονόμους να μετρήσουν την ταχύτητα των ανέμων του. Ο πλανήτης είναι βαρυτικά κλειδωμένος με το αστέρι του, που σημαίνει ότι η μία του πλευρά έχει συνέχεια ημέρα και η άλλη νύχτα. Η μεγάλη διαφορά θερμοκρασίας ανάμεσα στις 2 πλευρές του πλανήτη έχει ως αποτέλεσμα την ανάπτυξη των τόσο ισχυρών ανέμων.

Είμαστε στην ευχάριστη θέση να ανακοινώσουμε ότι σε λίγο καιρό θα έχουμε ολοκληρώσει και τυπικά την δημιουργία του συλλόγου μας στην Μυτιλήνη. Τα 23 ιδρυτικά μέλη μας είναι άνθρωποι με πάθος για την αστρονομία, που έχουν ως σκοπό να συνδέσουν το νησί μας με τον έναστρο ουρανό. Βραδιές παρατήρησης, εκλαϊκευμένες παρουσιάσεις αστρονομίας, επισκέψεις σε σχολεία, παρατήρηση αστρονομικών φαινομένων, συμμετοχή σε πανελλήνιες δραστηριότητες αστρονομίας είναι μερικές από τις δράσεις του συλλόγου μας. Ακόμα, έχουμε 2 μακροχρόνιους στόχους, την δημιουργία αστεροσκοπείου στο νησί μας και την πιστοποίηση μιας περιοχής της Λέσβου σε διεθνές πάρκο σκοτεινού ουρανού. Επικοινωνία: delphinuslesvos@gmail.com, Facebook: Σύλλογος Αστρονομίας Λέσβου “ο Δελφίν”

Οι αστρονόμοι χρησιμοποιούν μια τεχνική που τους επιτρέπει να ανακαλύψουν αν ένα αστέρι έχει συγχωνεύσει έναν πλανήτη του. Εξετάζουν διπλά αστέρια, που δεν ανταλλάσσουν ύλη μεταξύ τους (έχουν απόσταση ασφαλείας). Τα συστήματα αυτά πρέπει να μην είναι πολύ νεαρής ηλικίας ώστε η ζώνη συναγωγής τους να είναι αρκετά περιορισμένη- στο 1-3% της συνολικής αστρικής μάζας. Επίσης υπάρχει ένα ανώτατο όριο μάζας των αστεριών του δείγματος, στις 1,5 ηλιακές μάζες. Τα αστέρια σε διπλό σύστημα έχουν παρόμοια αναλογία βαρύτερων χημικών στοιχείων, αφού προέρχονται από το ίδιο μοριακό νεφέλωμα. Δικαιολογείται μια διαφορά της τάξης του 3% στην αναλογία αυτών των στοιχείων ανάμεσα σε 2 αστέρια ενός διπλού συστήματος. Οι αστρονόμοι που ασχολήθηκαν με αυτή την έρευνα ανακάλυψαν ότι σε ένα δείγμα 93 ζευγαριών αστέρων στα 7 εντόπισαν διαφορές στην αναλογία βαρύτερων χημικών στοιχείων σε ποσοστό πάνω από 12%. Αυτή η διαφορά σε αναλογία βαρυτέρων χημικών στοιχείων (πάντα στην επιφάνεια του αστεριού) σε δίδυμα αστέρια δικαιολογείται με την συσσώρευση ενός βραχώδη πλανήτη. Για να είναι μετρήσιμος αυτός ο χημικός εμπλουτισμός ενός αστεριού πρέπει η ζώνη συναγωγής, που φέρνει ύλη απλό το εσωτερικό του αστεριού στην επιφάνεια, να έχει μικρή αναλογία της συνολικής μάζας του αστεριού. Χαρακτηριστικό παράδειγμα αποτελεί το σύστημα αστεριών HD185689, HD185726. Οι γραμμές απορρόφησης των 2 αστεριών δείχνουν σημαντικές διαφορές στο Οξυγόνο και σε άλλα χημικά στοιχεία, κάτι που <ταιριάζει> με την συσσώρευση ενός πλανήτη με τριπλάσια μάζα από τη Γη μας από τον HD185689. Μην ξεχνάμε ότι σε πολλά αστέρια με παρόμοια μάζα με τον ήλιο μας υπάρχου <υπεργαίες>, βραχώδεις πλανήτες με 2-3 φορές την μάζα της Γης. Ένας πλανήτης μπορεί να οδηγηθεί στην πτώση πάνω στο αστέρι του αν διαταραχτεί η τροχιά του, για παράδειγμα από το κοντινό πέρασμα ενός άλλου αστεριού.

Ελάχιστοι εξωπλανήτες έχουν απεικονιστεί άμεσα από τα τηλεσκόπιά μας, μόλις 25 από τους συνολικά 7300 που γνωρίζουμε. Ένας από αυτούς είναι ο πλανήτης Epsilon Indi Ab που περιφέρεται γύρω από το ομώνυμο αστέρι (το A είναι το πρώτο αστέρι του διπλού συστήματος και το σώμα b ο πλανήτης του). Αυτό το αστέρι έχει το 78% της μάζας του ήλιου. Ο πλανήτης, με μάζα παρόμοια του Δία, περιφέρεται του αστεριού του σε μια πολύ έκκεντρη τροχιά 200 ετών, με το περίαστρο στις 20 αστρονομικές μονάδες (όπως ο πλανήτης Ουρανός από τον ήλιο) και το απόαστρο στις 40. Η επιφανειακή του θερμοκρασία είναι μόλις 2 βαθμοί Κελσίου. Είναι ο ψυχρότερος άμεσα απεικονισμένος εξωπλανήτης (από το James Webb). Σε απόσταση 1200 αστρονομικών μονάδων περιφέρονται γύρω από το παραπάνω αστέρι Epsilon Indi A δύο καφέ νάνοι με μάζες 50 φορές ο ένας και 30 φορές ο άλλος την μάζα του Δία. Στην φωτογραφία ο πλανήτης είναι κάτω αριστερά

Το μοριακό νεφέλωμα Digel 25 φιλοξενεί το ομώνυμο νεαρό αστρικό ανοιχτό σμήνος. Βρίσκεται σε απόσταση 40000 έτη φωτός από εμάς και 58000 έτη φωτός έξω από το κέντρο του Γαλαξία μας, στα όρια του δίσκου του. Αποτελεί ένα μέρος του Digel 2, που μαζί με το Digel1 είναι τα 2 μοριακά νεφελώματα που παρατηρούμε σε αυτή την άκρη του Γαλαξία μας. Τα νεαρά αστέρια σε αυτό το σμήνος είναι μικρής μεταλλικότητας, κάτι απολύτως φυσικό για αυτήν την περιοχή του Γαλαξία μας. Η διαφορά σε αναλογία από βαρύτερα χημικά στοιχεία με τα αστέρια σε σμήνη του λεπτού (εσωτερικού) γαλαξιακού δίσκου είναι σημαντική. Θεωρητικά σε συνθήκες μικρής μεταλλικότητας δημιουργούνται πιο εύκολα αστέρια μεγάλης μάζας.

Τα μικροκβάζαρ αποτελούν μικρογραφίες των ενεργών γαλαξιακών πυρήνων. Πρόκειται για αστρικές μαύρες τρύπες που απορροφούν ύλη από συνοδό αστέρι. Αναπτύσσουν δίσκο προσαύξησης και πίδακες, όπως οι ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες στα Κβάζαρ. Το μικροκβάζαρ V4641 στον Τοξότη ανήκει στην κατηγορία διπλών αστέρων που εκπέμπουν ακτίνες Χ. Η μαύρη τρύπα με 6 ηλιακές μάζες απορροφάει ύλη από τον συνοδό, αστέρι φασματικής κατηγορίας B. Η ύλη που μεταφέρεται προς την μαύρη τρύπα θερμαίνεται στον δίσκο προσαύξησης και εκπέμπει στις ακτίνες Χ. Αυτό που εντυπωσίασε τους αστρονόμους είναι ότι οι πίδακες εκπέμπουν ακτίνες γ μεγάλης ενέργειας, πολύ μεγαλύτερης από ότι είχαν μετρηθεί μέχρι τώρα σε άλλα μικροκβάζαρ.

Οι γαλαξίες δημιουργήθηκαν σε άλως σκοτεινής ύλης. Σε κάθε τέτοια τεράστια περιοχή με βαρυτική συνοχή λόγω της σκοτεινής ύλης η βαρυονική ύλη <κατακάθισε> προς το εσωτερικό της. Σε αυτή την φάση μόλις το 20% του αερίου των γαλαξιών έχει καταναλωθεί σε αστρογένεση. Όμως με το διαστημικό τηλεσκόπιο James Webb οι αστρονόμοι ανακάλυψαν 3 τέτοιους νεαρούς γαλαξίες που ήδη έχουν καταναλώσει το μισό από το διαθέσιμο αέριο στην δημιουργία αστεριών, μόλις 1 δις έτη μετά την μεγάλη έκρηξη. Έτσι προκύπτει ότι οι γαλαξίες κατανάλωναν στο πολύ πρώιμο σύμπαν το αέριο σε αστρογένεση με διαφορετικούς ρυθμούς.

Οι γιγάντιοι γαλαξίες ραδιοκυμάτων (GRG, Giant radio galaxies) είναι γαλαξίες με πίδακες καυτού πλάσματος που εκτείνονται για εκατομμύρια έτη φωτός και ανιχνεύονται στα ραδιοκύματα. Το ρεκόρ έχει ο γαλαξίας Inkathazo(troublesome) με πίδακες που φτάνουν τα 3,3 εκατομμύρια έτη φωτός! Δηλαδή αν ήταν στην θέση του Γαλαξία μας, οι πίδακές του θα έφταναν άνετα τον γαλαξία της Ανδρομέδας. Μάλιστα οι πίδακές του Inkathazo κάμπτονται στις άκρες τους, λογικά από αλληλεπίδραση με την μεσογαλάξια ύλη.

Ο γαλαξίας τύπου Seyfert (γαλαξίας με ενεργό πυρήνα) MCG-03-34-064 φιλοξενεί 2 υπερμεγέθεις μαύρες τρύπες. Η μεταξύ τους απόσταση είναι μόλις 300 έτη φωτός. Οι 2 μαύρες τρύπες έχουν δίσκους προσαύξησης. Αυτό που έκανε εντύπωση είναι ότι στις φωτογραφίες εμφανίζονται 3 λαμπρές πηγές φωτός. Οι 2 είναι το υλικό που θερμαίνεται στους δίσκους προσαύξησης. Ανάμεσα στις 2 μαύρες τρύπες υπάρχει άλλη μια ισχυρή πηγή φωτός. Μάλλον πρόκειται για πίδακα από έναν από τους δίσκους προσαύξησης που προσκρούει σε υλικό (αέριο με λίγη σκόνη) με αποτέλεσμα να δημιουργείται μια λαμπρή πηγή φωτός. Σε 100 εκατομμύρια έτη οι 2 μαύρες τρύπες θα συγχωνευτούν.

Αν βρισκόταν ο κόκκινος γίγαντας R Doradus στην θέση του ήλιου, θα έφτανε ως την τροχιά του Άρη! Στην επιφάνειά του δημιουργούνται τεράστιες κυψέλες, από υλικό που αναδύεται λόγω αστρικής συναγωγής. Στον ήλιο μας αυτές οι κυψέλες έχουν μέγεθος μερικές χιλιάδες χιλιόμετρα και δίνουν την εμφάνιση που ονομάζουμε κοκκίδωση . Σε αυτό το τεράστιο αστέρι οι κυψέλες είναι λιγότερες αλλά πιο μεγάλες από ολόκληρο τον ήλιο μας, με μέγεθος περίπου όση η απόσταση της Αφροδίτης από τον ήλιο! Ο R Doradus είναι ένα αστέρι με παρόμοια μάζα με τον ήλιο μας αλλά στην φάση του ερυθρού γίγαντα. Στην εικόνα φαίνεται η εξέλιξη της επιφάνειάς του.

Στο σύμπαν μπορούμε να διακρίνουμε τις ακτινοβολίες υποβάθρου σε διάφορα μήκη κύματος. Η πιο γνωστή είναι αυτή στα μικροκύματα. Ακτινοβολίες υποβάθρου παρατηρούμε επίσης στα ραδιοκύματα, στις ακτίνες Χ και στο ορατό φως. Μέχρι πριν από λίγα έτη υπήρχαν ενδείξεις ότι το υπόβαθρο στο οπτικό φως είναι πιο ισχυρό από ότι δικαιολογείται, δηλαδή την συνολική εκπομπή των γαλαξιών και μεμονωμένων αστεριών. Όμως οι μετρήσεις του New Horizon σε απόσταση 57 αστρονομικών μονάδων μας δείχνουν ότι το σύμπαν είναι αρκετά σκοτεινό, με υπόβαθρο ορατής ακτινοβολίας ανάλογο των παραπάνω πηγών εκπομπής. Τα διαστημικά τηλεσκόπια Hubble και James Webb δεν μπορούν να χρησιμοποιηθούν για την παραπάνω μελέτη. Η σκόνη στο ηλιακό μας σύστημα θα αλλοίωνε τα αποτελέσματα τους. Ανάλογες κάμερες για μια τέτοια μέτρηση (λήψεις από πολλές κατευθύνσεις μακριά από τον ήλιο ώστε να απεικονίζεται το υπόβαθρο) έχουν και τα Voyager αλλά εδώ και 30 χρόνια δεν λειτουργούν πια.

Ο εξωπλανήτης TIC241249530b εξελίσσεται σε <καυτό Δία>. Έτσι ονομάζεται ένας πλανήτης με μεγάλη μάζα και μεγάλη επιφανειακή θερμοκρασία, λόγω πολύ κοντινής τροχιάς γύρω από το αστέρι του. Στους 7300 πλανήτες που έχουμε ανακαλύψει σε άλλα αστέρια οι 500 είναι αυτής της κατηγορίας. Η θεωρία προβλέπει ότι δημιουργήθηκαν σε πιο εξωτερικές περιοχές των πρωτοπλανητικών δίσκων τους και μετανάστευσαν σε εσωτερικές τροχιές. Ο εξωπλανήτης που αναφερόμαστε έχει 1,2 φορές την μάζα του Δία και παρουσιάζει πολύ ελλειπτική τροχιά γύρω από το αστέρι του. Το περίαστρο της τροχιάς του είναι στο 1/10 της απόστασης του Ερμή από τον ήλιο και το μακρινότερο μέρος της τροχιάς του από το αστέρι του στην απόσταση της Γης από τον ήλιο. Η τροχιά του θα γίνεται όλο και πιο κυκλική στο μέλλον, λόγω των παλιρροιακών δυνάμεων. Τελικά θα αποκτήσει μια ελάχιστα ελλειπτική τροχιά στο σημερινό του περίαστρο.

Οι νάνοι γαλαξίες μπορεί να σχηματίσουν μικρά σμήνη. Ένα από αυτά βρίσκεται 117 εκατομμύρια έτη φωτός μακριά και αποτελείται από τους νάνους γαλαξίες D1-D5. Το σμήνος καταλαμβάνει 500.000 έτη φωτός και έχει συνολική μάζα 60 δις ηλιακές, περίπου το 1/4 της μάζας του δικού μας Γαλαξία. Οι 5 νάνοι γαλαξίες παρουσιάζουν αστρογέννεση, περιστρέφονται περίπου προς την ίδια κατεύθυνση και 2 από αυτούς αλληλοεπιδρούν βαρυτικά μεταξύ τους.

Γύρω από τον Γαλαξία μας υπάρχει μια σφαίρα καυτού αερίου με ακτίνα 700.000 έτη φωτός. Το αραιό αυτό αέριο έχει θερμοκρασία εκατομμύρια βαθμούς. Πρόκειται για αέριο που εκτοξεύτηκε από εκρήξεις; σουπερνόβα. Το περισσότερο μέρος του δεν έχει ταχύτητα διαφυγής από τον Γαλαξία μας, με αποτέλεσμα να ξαναπέσει στον Γαλαξία όταν ψυχθεί. Το καυτό αέριο εκπέμπει πολύ αμυδρά στις ακτίνες Χ και φασματοσκοπικά έχει επιβεβαιωθεί ο εμπλουτισμός του σε στοιχεία α, δηλαδή με ατομικό πυρήνα πολλαπλάσιο του στοιχείου Ήλιο. Αυτά τα χημικά στοιχεία, όπως τα Μαγνήσιο, Θείο, Νέον προέρχονται από το εσωτερικό των αστεριών μεγάλης μάζας και παραπέμπουν σε υλικό από εκρήξεις σουπερνόβα. Όταν στην γραμμή θέασης μας περνάει το φως ενός Κβάζαρ μέσα από το αέριο, τότε <βλέπουμε> και γραμμές απορρόφησης σε αυτό.