ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

Ναι και βέβαια θα υπάρχει.

Με χαρά σας καλώ να συζητήσουμε για το βιβλίο μου <το ταξίδι του ήλιου> στην πανελλήνια συνάντηση σε λίγες ημέρες. Καλή αντάμωση στους Φιλιππαίους!

Στο διπλό σύστημα SS433 μία μαύρη τρύπα έλκει υλικό από ένα αστέρι. Όπως συμβαίνει σε αυτές τις περιπτώσεις, το υλικό που πέφτει στην μαύρη τρύπα δημιουργεί έναν δίσκο συσσώρευσης. Το διαφορετικό χαρακτηριστικό αυτού του συστήματος είναι ότι αυτή η συσσώρευση υλικού είναι σταθερή και όχι περιοδική. Κανονικά η εκκεντρότητα της τροχιάς των 2 σωμάτων γύρω από το κοινό κέντρο μάζας τους κάνει την συσσώρευση υλικού στην μαύρη τρύπα να είναι έντονη όταν τα 2 σώματα είναι μακριά μεταξύ τους και να διακόπτεται όταν απομακρύνονται. Η μαύρη τρύπα δημιουργήθηκε μετά από έκρηξη σουπερνόβα, και όλο το σύστημα βρίσκεται μέσα σε ένα νεφέλωμα σουπερνόβα (supernova remnant). Η συνεχής τροφοδοσία της μαύρης τρύπας μπορεί να οφείλεται σε υλικό από αυτό το νεφέλωμα που εμπλουτίζει σταθερά τον δίσκο, παρασυρόμενο από την κίνηση των 2 σωμάτων. Το ιδιαίτερο σε αυτήν την αστρική μαύρη τρύπα είναι ότι έχει 2 εμφανείς πίδακες. Αυτοί απεικονίζονται κοντά στην μαύρη τρύπα, αλλά επίσης αλληλοεπιδρούν με την μεσοαστρική ύλη σε μεγάλη σχετικά απόσταση (80 έτη φωτός πάνω και κάτω από τον δίσκο συσσώρευσης), σαν να πρόκειται για μια μικρογραφία Κβάζαρ. Η ανάλυση των χαρακτηριστικών των πιδάκων (ταχύτητα σωματιδίων, ενέργεια ακτινοβολίας γ) μας δείχνει τις λεπτομέρειες για την ανάπτυξη του, αλλά μας βοηθάει να κατανοήσουμε καλύτερα τον μηχανισμό των Κβάζαρ.

Η τρίτη αστρική μαύρη τρύπα, δηλαδή να προέρχεται από βαρυτική κατάρρευση αστέρα πολύ μεγάλης μάζας, που ανακάλυψε το διαστημικό τηλεσκόπιο GAIA, είναι και η πιο μεγάλη σε μάζα στον Γαλαξία μας, από ότι γνωρίζουμε. Η GAIA BH3 έχει 33 φορές την μάζα του ήλιου και βρίσκεται σε απόσταση 2000 έτη φωτός από εμάς. Οι 2 προηγούμενες αστρικές μαύρες τρύπες που ανακάλυψε το GAIA έχουν 10 και 12 ηλιακές μάζες αντίστοιχα. Κλασσικά οι αστρικές μαύρες τρύπες ανακαλύπτονται έμμεσα. Όταν συσσωρεύουν υλικό από έναν συνοδό αστέρα δημιουργείται ένας δίσκος συσσώρευσης γύρω τους. Η ύλη στον δίσκο θερμαίνεται πολύ με αποτέλεσμα να ακτινοβολεί στις ακτίνες Χ, κάτι που παρατηρούμε με τα διαστημικά τηλεσκόπια που <βλέπουν> σε αυτό το μήκος κύματος. Το GAIA μετράει με μεγάλη ακρίβεια τις θέσεις των αστεριών και μπορεί να ανακαλύψει μαύρες τρύπες με διαφορετικό τρόπο. Έτσι ανακάλυψε ότι στις 3 παραπάνω περιπτώσεις τα αστέρια- συνοδοί των μαύρων τρυπών κινούνται γύρω από κάτι πολύ σκοτεινό με τεράστια μάζα. Στην περίπτωση της GAIA BH3 ο συνοδός της έχει περίοδο περιφοράς 11,6 έτη. Ενδιαφέρον παρουσιάζει ότι ο συνοδός που είναι ένα αστέρι με μικρότερη μάζα από τον ήλιο μας, πολύ φτωχό σε μέταλλα. Το διπλό αυτό σύστημα μαύρη τρύπα- αστέρι προέρχεται από ένα αστρικό ρεύμα, δηλαδή αστέρια από ένα αρχαίο σμήνος ή νάνο γαλαξία που διαλύθηκε μέσα στον Γαλαξία μας. Κατά μεγάλη σύμπτωση <βούτηξε> από την άλω του Γαλαξία στο εσωτερικό του σε απόσταση που να μπορεί το GAIA να το αναλύσει με μεγάλη λεπτομέρεια. Θυμίζει λίγο το σενάριο στο βιβλίο μου <το ταξίδι του ήλιου>, όπου ο ήλιος με την Γη και τα Ανδρήρ περνάνε κατά σύμπτωση πολύ κοντά από διάφορα εξωτικά αστρονομικά αντικείμενα! Η μικρή μεταλλικότητα του συστήματος δικαιολογεί την μεγάλη μάζα της μαύρης τρύπας, μιας και το αστέρι από το οποίο προήρθε πρέπει να είχε τεράστια μάζα, τουλάχιστον διπλάσια από αυτήν. Η χαμηλή μεταλλικότητα ευνοεί την δημιουργία αστεριών μεγάλης μάζας.

Το αστέρι HH1177 βρίσκεται σε απόσταση 160.000 έτη φωτός, στο μεγάλο Μαγγελανικό νέφος. Πρόκειται για ένα λαμπρό αστέρι φασματικής κατηγορίας B με μάζα 12 φορές αυτή του ηλίου μας. Γνωρίζαμε ότι είναι αντικείμενο Herbig- Haro, δηλαδή έχει 2 πίδακες συνολικού μήκους 36 έτη φωτός, κάθετους στον δίσκο προσαύξησης του αστεριού (που εξελίσσεται σε πρωτοπλανητικό δίσκο), που συγκρούονται με την γύρω ύλη δημιουργώντας λαμπρά κρουστικά μέτωπα. Με την βοήθεια του ALMA οι αστρονόμοι απεικόνισαν αυτόν τον δίσκο, πρώτη φορά σε αστέρι έξω από τον Γαλαξία μας. Φυσικά η μεγάλη μάζα του αστεριού το κάνει πολύ βραχύβιο. Επίσης έχει ισχυρότατο αστρικό άνεμο που επηρεάζει την ανάπτυξη πλανητών και τις συνθήκες στις επιφάνειές τους.

Φέτος το καλοκαίρι θα γίνονται συστηματικές βραδιές αστροπαρατήρησης στις Νέες Κυδωνίες της Λέσβου. Σκοπός μας είναι να αναδειχτεί η περιοχή ως τόπος παρατήρησης έναστρου ουρανού, με παράλληλη ανάπτυξη του αστροτουρισμού.

Οι αστρονόμοι παρατηρούν εδώ και καιρό κενά στον πρωτοπλανητικό δίσκο στο πρωτοαστέρι HL Tauri. Αυτά τα κενά οφείλονται σε πρωτοπλανήτες που συσσωρεύουν υλικό από τον δίσκο. Πρόσφατα οι αστρονόμοι ανακάλυψαν μεγάλες ποσότητες υδρατμού στον δίσκο, και μάλιστα σε απόσταση από το αστέρι παρόμοια με την απόσταση του πλανήτη Ουρανού από τον ήλιο μας. Τόσο μακριά από το αστέρι το νερό σε ένα πλανητικό σύστημα είναι κατά κανόνα παγωμένο. Στα πρωτοπλανητικά συστήματα το νερό μετά το όριο του χιονιού (snow line, η απόσταση από το αστέρι όπου παγώνει το νερό) είναι σε μορφή πάγου προσκολλημένου στους κόκκους σκόνης. Φαίνεται ότι στο παραπάνω αστέρι οι συγκρούσεις των κόκκων στην διαδικασία δημιουργίας πλανητών <ξεπαγώνουν> το νερό. Φυσικά αυτό δεν μπορεί να είναι σε υγρή μορφή χωρίς ατμοσφαιρική πίεση, αλλά περνάει στην αέρια κατάσταση ως υδρατμός. Υπολογίζεται ότι η μάζα του υδρατμού που ανιχνεύτηκε εκεί να είναι 3,7 φορές αυτή του νερού στη Γη μας. Η ανίχνευση υδρατμού με επίγεια μέσα σε ουράνια αντικείμενα είναι δύσκολη, λόγω της υγρασίας της ατμόσφαιράς μας. Εξαίρεση αποτελεί η συστοιχία τηλεσκοπίων μικροκυμάτων ALMA στην Ατακάμα σε υψόμετρο 5000 μέτρων και σε περιβάλλον μηδαμινής υγρασίας.

Ο Γαλαξίας μας, όπως όλοι οι γαλαξίες, δημιουργήθηκε λίγες εκατοντάδες εκατομμύρια έτη μετά την μεγάλη έκρηξη. Η ανάπτυξή τους οφείλεται στην συγχώνευση μικρότερων γαλαξιών και αερίου από το περιβάλλον τους. Στον γαλαξία μας ανιχνεύτηκαν, χάρη στα δεδομένα από το διαστημικό τηλεσκόπιο GAIA, 2 αστρικοί πληθυσμοί στην γαλαξιακή άλω. Πρόκειται για απομεινάρια συγχωνεύσεων πολύ νωρίς στην ιστορία του Γαλαξία μας. Οι δύο αυτοί αστρικοί πληθυσμοί με τα ονόματα Shakti και Shiva περιέχουν περίπου 6 εκατομμύρια αστέρια. Διακρίνονται από τα υπόλοιπα αστέρια της άλως χάρη στην ιδιαίτερη κινητική τους κατάσταση. Η επιβεβαίωση για τα παραπάνω ήρθε με δεδομένα από το SDSS (Sloan digital sky survey) που έδειξε τα κοινά φασματικά χαρακτηριστικά των αστεριών των 2 πληθυσμών. Επειδή πρόκειται για πολύ <αρχαία> αστέρια, έχουν αρκετά μικρή μεταλλικότητα. Η κινητική τους ενέργεια έχει να κάνει με την διαδικασία της συγχώνευσης. Έχουν σημασία οι σχετικές ταχύτητες του Γαλαξία μας και του νάνου που συγχωνεύτηκε, και η γωνία της εισόδου των αστεριών του νάνου γαλαξία στην γαλαξιακή μας άλω. Έτσι αυτά τα αστέρια δεν κινήθηκαν προς τον γαλαξιακό δίσκο ή ακόμα και τον πυρήνα ή την ράβδο του Γαλαξία μας, αλλά παρέμεινα στην άλω.

Ένας αστέρας νετρονίων μέσα στο σφαιρωτό σμήνος NGC1851 φαίνεται να άλλαξε συνοδό! Πρόκειται για το millisecond pulsar PRSJ0514-4002E. Περιστρέφεται κάθε 5,6 χιλιοστά του δευτερολέπτου γύρω από τον άξονά του, στα όρια της διατήρησης της βαρυτικής του συνοχής. Τα πάλσαρ αποκτάνε ταχύτητα περιστροφής χιλιοστών του δευτερολέπτου όταν απορροφάνε υλικό από έναν συνοδό (κυρίως αστέρι κύριας ακολουθίας ή ερυθρό γίγαντα) με αποτέλεσμα να κερδίζουν στροφορμή. Έτσι επιταχύνεται πολύ η περιστροφή τους. Βέβαια δεν μπορούν να περιστρέφονται τόσο γρήγορα ώστε η ταχύτητα στην επιφάνειά τους να ξεπερνάει την ταχύτητα του φωτός. Το συγκεκριμένο πάλσαρ έχει μάζα 1,53 ηλιακές και ο συνοδός του 2,35 ηλιακές μάζες. Όμως ο συνοδός του είναι ένα υπέρπυκνο αντικείμενο, αστέρι νετρονίων ή μαύρη τρύπα. Διαφορετικά θα είχε εντοπιστεί φασματοσκοπικά από τους αστρονόμους, πρόκειται για στενό διπλό σύστημα. Το millisecond pulsar πρέπει να απέκτησε την στροφορμή του από ένα αστέρι κυρίας ακολουθίας ή ερυθρό γίγαντα. Το πυκνό αστρικό περιβάλλον του σφαιρωτού σμήνους επιτρέπει την βαρυτική αλληλεπίδραση ανάμεσα σε αστέρια που δεν έχουν δημιουργηθεί ως σύστημα. Έτσι το πάλσαρ άλλαξε συνοδό! Με την βαρυτική αλληλεπίδραση 3 σωμάτων ο παλιός συνοδός του εκδιώχτηκε και στην θέση του μπήκε ο καινούργιος. Μάλιστα ο νέος συνοδός του είναι στα όρια του μεγάλης μάζας αστέρα νετρονίων ή μικρής μάζας αστρική μαύρη τρύπας, δεν υπάρχει ακόμη τρόπος να γνωρίζουμε τι από τα 2 ισχύει.

Γνωρίζουμε ότι στην κεντρική περιοχή του Γαλαξία μας, όχι μακριά από την κεντρική μαύρη τρύπα με μάζα 4,3 εκατομμύρια φορές την μάζα του ήλιου, δημιουργήθηκαν αρκετά αστέρια μεγάλης μάζας. Τα 16 αστέρια μεγάλης μάζας που μελετάμε εκεί έχουν ηλικία μόνο μερικών εκατομμυρίων ετών, αφού τα αστέρια μεγάλης μάζας δεν <ζουν> περισσότερο. Έτσι δεν θα μπορούσαν να έχουν μεταναστεύσει από αλλού προς το εσωτερικό του Γαλαξία, θα χρειαζόντουσαν πολύ περισσότερο χρόνο. Αυτά τα αστέρια που ονομάζονται S είναι τα πιο γρήγορα του Γαλαξία μας, μιας και κινούνται γύρω από το κέντρο του με μεγάλη ταχύτητα σε ελλειπτικές τροχιές. Αυτό που παρατηρούν οι αστρονόμοι είναι ότι πολύ λίγα αστέρια κοντά στην κεντρική μαύρη τρύπα έχουν συνοδό. Οι έντονες παλιρροιακές δυνάμεις από την κεντρική μαύρη τρύπα οδηγεί τα διπλά αστρικά συστήματα στην συγχώνευση των αστεριών (πιθανός τρόπος δημιουργίας των αστεριών μεγάλης μάζας S) ή στην μεταξύ τους απομάκρυνση. Όλα δείχνουν ότι γενικά τα αστέρια δημιουργούνται σε πολλαπλά συστήματα. Αν θα παραμείνουν διπλά ή θα διαχωριστούν έχει να κάνει με τον μεταξύ τους βαρυτικό δεσμό και τις παλιρροιακές δυνάμεις που θα ασκηθούν στο σύστημα. Η γειτονιά της κεντρικής μαύρης τρύπας δεν ευνοεί τα διπλά αστέρια.

Ο βαρυτικός φακός Abell 3842 μας παρουσιάζει το είδωλο από γαλαξίες σε 3 διαφορετικά μέρη του σύμπαντος. Οι γαλαξίες N1- N4 είναι οι πιο λαμπροί του σμήνους Abell 3824 και έχουν ερυθρολίσθηση z= 0,099. Ο γαλαξίας A είναι το είδωλο ενός 4 φορές πιο μακρινού από το σμήνος γαλαξία με z= 1,24 και το μπλε τόξο Β στην εικόνα ανήκει σε έναν γαλαξία που έχει z= 0,41.

Τα FRBs είναι μεγάλης έντασης <αστραπές> ραδιοκυμάτων. Διαρκούν μόλις χιλιοστά του δευτερολέπτου αλλά εκλύουν ενέργεια όση ο εκπέμπει συνολικά ήλιος μας σε μία ημέρα. Η πηγή τους θεωρείται βασική η συγχώνευση αστέρων νετρονίων. Από αυτά ελάχιστα (2 από συνολικά 1000 δείγματα) επαναλαμβάνονται (repeaters). Συγκεκριμένα, το FRB 190520 με ερυθρολίσθηση z=0,24 παρουσιάζει επαναλαμβανόμενα επεισόδια <αστραπών> στα ραδιοκύματα. Βρίσκεται σε έναν νάνο γαλαξία με έντονη αστρογέννηση. Έτσι ο μηχανισμός της συγχώνευσης αστέρων νετρονίων δεν μπορεί να είναι ο μόνος για την δημιουργία FRBs. Πιθανών και οι μάγνεταρ, αστέρες νετρονίων με ισχυρότατο μαγνητικό πεδίο, να ενεργοποιούν αυτές τις <αστραπές>. Ένα πιθανό σενάριο είναι αυτές οι επαναλαμβανόμενες FRB να δημιουργούνται με την αλληλεπίδραση του μαγνητικού πεδίου ενός μάγνεταρ με αστέρι συνοδό του σε στενή τροχιά.

Με το διαστημικό τηλεσκόπιο Jame Webb μπόρεσαν οι αστρονόμοι να εντοπίσουν μια σουπερνόβα μέσω βαρυτικού φακού. Ανήκει στον γαλαξία MRG- M0138 με βαρυτικό φακό το σμήνος MACS J0138. Το φως ταξίδεψε για 10 δις έτη από εκεί μέχρι να φτάσει στο διαστημικό τηλεσκόπιο. Είναι η δεύτερη σουπερνόβα του συγκεκριμένου γαλαξία που απεικονίστηκε μέσω βαρυτικού φακού. Ενώ η πρώτη απεικονίστηκε από το Hubble το 2026, οι αστρονόμοι την ανακάλυψαν μόλις το 2019 μελετώντας σχετικά αρχεία. Έτσι δεν υπήρχε η δυνατότητα <ζωντανής> μελέτης της εξέλιξης αυτής της σουπερνόβα. Η δεύτερη σουπερνόβα (5/12/23) παρουσίασε διπλό είδωλο. Το φάσμα της μας δείχνε ότι πρόκειται για SN Ia, δηλαδή έκρηξη λευκού νάνου. Δεν συνδέεται με την σουπερνόβα του 2016. Οι αστρονόμοι αναμένουν να παρουσιαστεί και άλλο είδωλο την σουπερνόβα το 2035. Δηλαδή το φως της να φτάσει μέσα από άλλη διαδρομή (πάλι λόγω του βαρυτικού φακού) στα τηλεσκόπια.

Σε απόσταση 4500 έτη φωτός, στον αστερισμό Sextans, βρίσκεται το πάλσαρ PRSJ1023+0038. Πρόκειται για έναν αστέρα νετρονίων με μεγάλη ταχύτητα περιστροφής που έχει για συνοδό σε στενή τροχιά ένα αστέρι κυρίας ακολουθίας. Το υλικό που απορροφάει από αυτό συσσωρεύεται σε ένα δίσκο γύρω από το πάλσαρ. Εδώ και δέκα χρόνια το πάλσαρ παρατηρείται συστηματικά από τους αστρονόμους. Παρουσιάζει δραστήριες περιόδους με εκπομπή ακτινών Χ και υπεριώδης ακτινοβολίας, αλλά και περιόδους ηρεμίας με εκπομπή ραδιοκυμάτων. Η εναλλαγή από δραστήρια σε ήρεμη περίοδο γίνεται σε δευτερόλεπτα ως λεπτά της ώρας. Ο μηχανισμός πίσω από αυτό το φαινόμενο είναι ο άνεμος από σωματίδια μεγάλης ενέργειας που εκπέμπει το πάλσαρ. Αυτός αλληλοεπιδράει με το αέριο που απορροφάει το πάλσαρ από το αστέρι- συνοδό. Η θέρμανση του αερίου μέσω του ανέμου σωματιδίων από το πάλσαρ έχει ως συνέπεια την εκπομπή ακτινών Χ και υπεριώδης ακτινοβολίας. Μόλις αραιώσει το αέριο μέσω αυτής της διαδικασίας, έχουμε την περίοδο ηρεμίας με εκπομπή μόνο στα ραδιοκύματα.

Ήθελα να πω την ώρα της Γης