ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

Είναι γνωστό σε όλους μας ότι έχουμε παρατηρήσει 3 αστεροειδείς με προέλευση από άλλα πλανητικά συστήματα να επισκέπτονται το δικό μας. Ο τελευταίος από αυτούς, ο 3I/ATLAS, είχε ως χαρακτηριστικό την πολύ μεγάλη ταχύτητα και τον μεγάλο εμπλουτισμό σε διοξείδιο του Άνθρακα σχετικά με τους δικούς μας αστεροειδείς. Παρουσιάζει 8 φορές μεγαλύτερη συγκέντρωση CO2 από αυτή του νερού (πάντα με την μορφή πάγου). Όμως και το δικό μας ηλιακό σύστημα συμμετέχει στην ανταλλαγή ουράνιων σωμάτων. Ο κομήτης του Halley με περίοδο εμφάνισης κοντά στη Γη τα 73 έτη, έχει εκκεντρότητα τροχιάς 0,97, ελάχιστα λιγότερο από υπερβολική τροχιά (e>1), που θα τον απομάκρυνε για πάντα από το ηλιακό μας σύστημα. Ο κομήτης C/1980 E1 (Bowell) μετά από κοντινό πέρασμα στον Δία απέκτησε εκκεντρότητα e=1, 0577, που σημαίνει ότι πλέον έχει υπερβολική τροχιά και μας εγκαταλείπει για πάντα. Ίσως βρεθεί κάποτε σε άλλο ηλιακό σύστημα. Αν αναλογιστούμε ότι το κοντινότερο αστέρι μετά τον ήλιο απέχει 280.000 φορές όσο ο ήλιος από τη Γη, καταλαβαίνουμε ότι είναι εξαιρετικά ελάχιστες οι πιθανότητες ένα ουράνιο σώμα που διαφεύγει από ένα πλανητικό σύστημα να μπαίνει σε ένα άλλο. Άρα πρέπει να υπάρχει ένα σημαντικό πλήθος <ορφανών> αντικειμένων στον μεσοαστρικό χώρο, αφού τα τελευταία έτη γνωρίσαμε ήδη 4 τέτοια αντικείμενα.

Στον Κηφέα και σε απόσταση 1000 έτη φωτός οι αστρονόμοι ανακάλυψαν τον μεγαλύτερο πρωτοπλανητικό δίσκο (IRAS23077+6707) που γνωρίζουμε, με έκταση 4300 αστρονομικές μονάδες, δηλαδή 40 φορές το ηλιακό μας σύστημα ως την ζώνη του Καίπερ. Στην μέση του διακρίνεται μια μαύρη περιοχή με πολύ σκόνη, μιας και τον παρατηρούμε στην κόψη του. Ο πρωτοπλανητικός δίσκος εμφανίζει ασυμμετρία, με 2 νήματα να εκτείνονται από το βόρειο άκρο του. Απλά να θυμίσουμε ότι η εικόνα στο ορατό φως επηρεάζεται έντονα από τις συγκεντρώσεις σκόνης. Το νεαρό αστέρι του έχει μάζα μερικές φορές αυτή του ηλίου και ηλικία κάτω από 10 εκατομμύρια έτη. Πρόκειται για ένα αντικείμενο Herbig Ae/Be. Η μάζα του πρωτοπλανητικού δίσκου εκτιμάται σε 10 με 30 φορές αυτή του Δία. Οι εικόνες στο υπέρυθρο μας βοηθάνε να παρατηρήσουμε τους στροβιλισμούς και τις ροές αερίων μέσα στον δίσκο.

Στο νησί μας έρχονται αρκετά σχολεία για σχολικό τουρισμό. Εμείς ως σύλλογος αστρονομίας εμπλουτίζουμε το πρόγραμμά τους με βραδιές αστροπαρατήρησης. Τα παιδιά από τα σχολεία που ήταν τυχερά και βρέθηκαν στο νησί ημέρες που είχε καλό καιρό ενθουσιάστηκαν από αυτή την δραστηριότητα. Η χαρά μας να βλέπουμε παιδιά που τους ενδιαφέρει η αστρονομία.

Με τα τηλεσκόπια ALMA χαρτογραφήθηκε η κεντρική μοριακή ζώνη (CMZ, central molecular zone) που εκτείνεται για 650 έτη φωτός γύρω από την κεντρική μαύρη τρύπα SgrA*. Η έκτασή της στον ουρανό αναλογεί σε 3 φορές αυτή της πανσέληνου. Η κεντρική μοριακή ζώνη είναι μέρος ενός μεγαλύτερου συμπλέγματος νεφελωμάτων με μάζα μερικές δεκάδες εκατομμύρια ηλιακές. Έτσι ξεπερνάει κατά πολύ την μάζα της κεντρικής μαύρης τρύπας (περίπου 4 εκατομμύρια ηλιακές). Το βασικό συστατικό της CMZ είναι το ψυχρό μοριακό αέριο (βασικά Υδρογόνο) με θερμοκρασία 10 Κ. Έχει πλούσια χημεία με οργανικά μόρια όπως Μεθανόλη, Ακετόνη και Αιθανόλη. Το εσωτερικό της περιβάλλον είναι πολύ βίαιο, με έντονη αστρογέννηση και πολλές εκρήξεις σουπερνόβα από αστέρια μεγάλης μάζας. Η μελέτη της εσωτερικής περιοχής είναι ιδιαίτερα χρήσιμη για τους αστρονόμους, επειδή αυτές οι συνθήκες μοιάζουν με ότι επικρατούσε στο νεαρό σύμπαν, μόλις άρχισαν να δημιουργούνται γαλαξίες.

Ο λευκός νάνος RXJ0528+2838 μοιάζει οπτικά με υπερμεγέθη κομήτη, επειδή έχει αναπτύξει ένα κρουστικό μέτωπο με την μεσοαστρική ύλη! Αυτό τροφοδοτείται από μια ανεξήγητη απώλεια ύλης του λευκού νάνου. Ο λευκός νάνος έχει έναν συνοδό αστέρα κυρίας ακολουθίας με μάζα παρόμοια με αυτή του ήλιου μας. Αυτό σημαίνει ότι προέρχεται από αστέρι μεγαλύτερης μάζας από 1 ηλιακή. Κανονικά θα έπρεπε να παρατηρούμε έναν δίσκο προσαύξησης γύρω από τον λευκό νάνο, από το υλικό του συνοδού του. Το μέγεθος της <κόμης> που έχει αναπτυχθεί δείχνει ότι αυτή η εκροή ύλης συμβαίνει τουλάχιστον για 1000 έτη. Μια πιθανή αιτία είναι η ανάπτυξη ισχυρών μαγνητικών πεδίων που δεν επιτρέπουν την ανάπτυξη του δίσκου προσαύξησης, με αποτέλεσμα ένα σημαντικό μέρος από το υλικό που συσσωρεύει ο λευκός νάνος από τον συνοδό του να διαφεύγει από το σύστημα.

Μία από τις σημαντικές ανακαλύψεις του διαστημικού τηλεσκοπίου James Webb είναι οι μικρές κόκκινες κουκίδες (LRD, little red dots)στο αρχέγονο σύμπαν. Παρατηρούνται σε ηλικία σύμπαντος από 600 εκατομμύρια ως 1,6 δισεκατομμύρια έτη. Η ερυθρολίσθηση έφερε το φως αυτών των αντικειμένων στα όρια της δυνατότητας παρατήρησης του τηλεσκοπίου στο υπέρυθρο. Η μεγάλη τους μάζα και το μικρό μέγεθος παραπέμπουν σε κεντρική μαύρη τρύπα σε ενεργό γαλαξία (Κβάζαρ). Το πλάτος των φασματικών γραμμών στις LRD δείχνει ιονισμένο Υδρογόνο με μεγάλη ταχύτητα, που παραπέμπει σε πίδακες ενεργού γαλαξιακού πυρήνα (ANG). Η απουσία παρατήρησης εκπομπής ραδιοκυμάτων και ακτινών Χ που ολοκληρώνουν την εικόνα ενός AGN μάλλον οφείλεται σε ένα πυκνό κουκούλι ύλης γύρω από αυτά τα αντικείμενα.

Σε πολλές σουπερνόβα κατάρρευσης αστρικού πυρήνα οι αστρονόμοι δυσκολεύονται να εντοπίσουν τον προγεννήτορα αστέρα. Ενώ οι ερυθροί υπεργίγαντες σαν τον Μπετελγκέζ που θα καταλήξουν σε εκρήξεις σουπερνόβα λάμπουν εκατοντάδες χιλιάδες φορές περισσότερο από τον ήλιο μας, στις ανασκοπήσεις των περιοχών όπου παρατηρήθηκαν σουπερνόβα πολλές φορές δεν εντοπίζονται εύκολα. Το πρόβλημα είναι ότι περιβάλλονται από ένα κουκούλι σκόνης, κάτι που είδαμε να συμβαίνει στον Μπετελγκέζ πριν από 6 χρόνια. Το διαστημικό τηλεσκόπιο James Webb <βλέπει> στις υπέρυθρες, άρα σε μεγάλο βαθμό μέσα από την σκόνη. Στις εικόνες του για την περιοχή της έκρηξης SN 2025pht στον γαλαξία NGC 1637 οι αστρονόμοι εντόπισαν το αστέρι που τελείωσε την ζωή του με αυτή την έκρηξη. Είχε 15 ηλιακές μάζες και 100.000 φορές την λαμπρότητα του ηλίου. Στο ορατό φως ήταν 100 φορές πιο αμυδρός, άρα δεν ξεχώριζε στο υπόβαθρο του γαλαξία του. Άλλο ένα παράδειγμα για την μεγάλη χρησιμότητα των παρατηρήσεων σε διάφορα μήκη κύματος.

Ο εξωπλανήτης PSR J2322-2650b είναι ένας αέριος γίγαντας με την μάζα του Δία και περιφέρεται γύρω από το αστέρι του κάθε 8 περίπου ώρες, σε απόσταση μόλις 1,6 εκατομμύρια χιλιόμετρα. Το αστέρι του είναι πλέον ένας αστέρας νετρονίων με μάζα 2 ηλιακές, με μέγεθος μόλις 20 χιλιόμετρα. Οι ισχυρές παλιρροιακές δυνάμεις του αστέρα νετρονίων παραμόρφωσαν τον πλανήτη με αποτέλεσμα να έχει σχήμα αυγού. Η επιφανειακή του θερμοκρασία ξεπερνάει τους 1700 Κ στην πλευρά προς τον αστέρα νετρονίων (ημέρα) και φτάνει τους 400 Κ στην πλευρά της νύχτας (σύγχρονη περιστροφή). Μάλλον πρόκειται για ένα ιδιαίτερο φαινόμενο αστέρα νετρονίων μαύρη χήρα. Συνήθως σε αυτά τα αντικείμενα ο αστέρας νετρονίων απορροφάει την ύλη ενός συνοδού αστέρα μικρής μάζας, αλλά εδώ φαίνεται ότι καταπίνει έναν αέριο πλανήτη.

Ο νάνος γαλαξίας Cloud-9 σε απόσταση 14 εκατομμύρια έτη φωτός είναι ένα αντικείμενο τύπου RELHIC (Reionization- limited HI cloyd). Πρόκειται για νάνο γαλαξία με βασικό στοιχείο το ουδέτερο Υδρογόνο και χαρακτηριστικό την απουσία... αστεριών. Το αέριο δεν συμπυκνώθηκε αρκετά ώστε να δημιουργηθούν αστέρια λόγω βαρυτικής κατάρρευσης τμημάτων του. Αυτός ο ιδιαίτερος νάνος γαλαξίας διατηρεί τη συνοχή του λόγω της σκοτεινής ύλης. Η μάζα του είναι 1 εκατομμύριο ηλιακές και έχει διάμετρο 4900 έτη φωτός. Συγκριτικά, το μεγάλο σφαιρωτό σμήνος του Γαλαξία μας Ω Κενταύρου, απομεινάρι πυρήνα νάνου γαλαξία με παρόμοια μάζα, έχει διάμετρο 150 έτη φωτός.

Όταν μια υπερμεγέθης μαύρη τρύπα στο κέντρο ενός γαλαξία <καταπίνει> ένα αστέρι, η μισή μάζα του αστεριού εκτινάσσεται μακριά. Η άλλη μισή σχηματίζει έναν δίσκο προσαύξησης γύρω από την μαύρη τρύπα. Αυτό το φαινόμενο εκπέμπει μια λάμψη στο ορατό φως. Αυτές οι λάμψεις δεν ταιριάζουν φασματοσκοπικά σε σουπερνόβα, κάτι που δεν υποστηρίζεται και από την εγγύτητα στα κέντρα των γαλαξιών τους όπου αυτές παρατηρούνται .Σε κάποιες περιπτώσεις έχει παρατηρηθεί μήνες, ακόμα και έτη αργότερα μια λάμψη στα ραδιοκύματα. Στη περίπτωση του at2018hyz η λάμψη στα ραδιοκύματα ήταν ιδιαίτερα έντονη. Πολλές προτάσεις για την εξήγηση των παραπάνω υπάρχον στο τραπέζι. Η επίδραση της γωνίας που παρατηρούμε ένα τέτοιο φαινόμενο, η ανομοιομορφία στην πυκνότητα της ύλης κοντά στην μαύρη τρύπα, ο καθυστερημένος σχηματισμός του δίσκου προσαύξησης είναι μερικές από αυτές.

Η μεγάλη μάζα του λευκού νάνου WD 0525+526 το έκανε υποψήφιο να έχει προέλευση την συγχώνευση 2 αστεριών και όχι την εξέλιξη από τον ασυμπτωτικό κλάδο. Στο φάσμα του των λευκών νάνων από συγχώνευση αστεριών υπάρχει μεγάλη αναλογία Άνθρακα και άλλων βαρύτερων χημικών στοιχείων. Στους <κανονικούς> λευκούς νάνους υπάρχει μια λεπτή ατμόσφαιρα από Υδρογόνο και Ήλιο. Μόνο αν προέρχεται από την συγχώνευση 2 αστεριών μπορεί ένας λευκός νάνος να έχει στην επιφάνειά του αρκετό υλικό που να προέρχεται από το εσωτερικό του. Η απουσία Πυριτίου δείχνει ότι δεν πρόκειται για υλικό από κάποιον πλανήτη του. Η σχετικά μικρή ποσότητα Άνθρακα για λευκό νάνο προερχόμενο από συγχώνευση αστεριών και η μεγάλη θερμοκρασία του WD 0525+526 δείχνουν ότι η συγχώνευση έγινε σχετικά πρόσφατα.

Οι <ορφανοί> πλανήτες είναι εκείνοι που δεν ανήκουν σε κάποιο πλανητικό σύστημα. Στον Χαμαιλέοντα σε απόσταση 620 έτη φωτός βρίσκεται ο Cha 1107-7626 που έχει περίπου 10 φορές την μάζα του Δία. Κάθε δευτερόλεπτο συσσωρεύει μάζα ίση με έναν μεσαίου μεγέθους αστεροειδή! Ίσως τελικά να δημιουργούνται και πλανήτες από βαρυτική κατάρρευση μικρών τμημάτων μοριακών νεφελωμάτων.

Μέχρι σήμερα οι ανιχνευτές βαρυτικών κυμάτων έχουν ανακαλύψει πάνω από 300 συγχωνεύσεις αστρικών μαύρων τρυπών. Όμως υπάρχει ένα πρόβλημα, για να μπορούν να ενωθούν 2 αστρικές μαύρες τρύπες σε χρόνο μικρότερο από την σημερινή ηλικία του σύμπαντος, θα πρέπει να έχουν αρχική μεταξύ τους απόσταση ως 0,2 αστρονομικές μονάδες, δηλαδή κάπου 30 εκατομμύρια χιλιόμετρα. Τα αστέρια μεγάλης μάζας που εξελίσσονται σε μαύρες τρύπες φτάνουν σε πολύ μεγαλύτερο μέγεθος κατά την εξέλιξή τους (υπεργίγαντες) από την παραπάνω απόσταση, άρα 2 από αυτούς σε τόσο κοντινή μεταξύ τους απόσταση θα είχαν συγχωνευτεί πριν γίνουν μαύρες τρύπες. Η λύση φαίνεται να είναι ότι στα σμήνη αστεριών μεγάλης μάζας, όπως τα σφαιρωτά σμήνη, μία τρίτη μαύρη τρύπα μπορεί να πλησιάσει ένα σύστημα 2 μαύρων τρυπών. Σε αυτά τα σμήνη υπάρχει μεγάλη πυκνότητα σε αστέρια, αν ήμασταν εκεί ανάμεσα σε εμάς (τον ήλιο) και τον Α Κενταύρου θα υπήρχαν χιλιάδες αστέρια! Τότε μπορεί να εκτοξευτεί βαρυτικά το ένα μέλος του συστήματος και να δημιουργηθεί ένα πολύ πιο στενό διπλό σύστημα μαύρων τρυπών (βαρυτική σφενδόνη). Αυτή η θεωρεία πάει πολύ καλά στις προσομοιώσεις. Επίσης μας δείχνει πως μπορούμε να έχουμε αστρικές μαύρες τρύπες με μάζα 60 και παραπάνω φορές αυτή του ήλιου. Αυτό σημαίνει αρχική αστρική μάζα πολύ πάνω από 100 ηλιακές, κάτι αρκετά προβληματικό, τουλάχιστον στην θεωρία. Όμως στα σφαιρωτά σμήνη παρατηρούμε αστέρια να ενώνονται, τα λεγόμενα blue stragglers. Έτσι αυτές οι μαύρες τρύπες με μάζα πολύ μεγάλη για αστρικές μπορεί να είναι προϊόντα συγχωνεύσεων. Για να συμπληρώσουμε την εικόνα, στα σφαιρωτά σμήνη υπάρχουν και οι μαύρες τρύπες μεσαίου μεγέθους, με μάζα γύρω στις 500 ηλιακές.

Το 2025 μας επισκέφτηκε ο κομήτης από άλλο αστέρι 3I/ATLAS. Τα βασικά αέρια που ανίχνευσαν οι αστρονόμοι στον κομήτη θεωρούνται συνηθισμένα και στο ηλιακό μας σύστημα. Η διαφορά του κομήτη με αυτούς του ήλιου μας είναι η αναλογία διοξειδίου του Άνθρακα με το νερό. Φαίνεται ο κομήτης- επισκέπτης από άλλο αστέρι να είχε πολύ περισσότερο πάγο CO2 από ότι έχουν οι κομήτες του ηλιακού μας συστήματος. Το CO2 παγώνει σε πολύ χαμηλότερες θερμοκρασίες από το νερό, που σημαίνει ότι ο κομήτης δημιουργήθηκε σε μια ejvterik;h περιοχή του πρωτοπλανητικού του δίσκου με πολύ χαμηλή θερμοκρασία.

Οι αστρονόμοι πίστευαν ότι το αστέρι Earendel είναι το μακρινότερο που έχουν ανακαλύψει. Το φως του έκανε 12,9 δισεκατομμύρια έτη να έρθει στο τηλεσκόπιο James Webb. Τα προηγούμενα ρεκόρ κατείχαν τα αστέρια Godzilla και Ikarus με 10,9 και 9,4 δισεκατομμύρια έτη ταξιδιού του φωτός τους. Φυσικά χρειάζεται η σχεδόν τέλεια ευθυγράμμιση των πολύ μακρινών αστεριών με έναν ισχυρό βαρυτικό φακό ώστε να μπορεί να καταγράψει το πολύ αμυδρό φως τους το διαστημικό τηλεσκόπιο. Όμως η ανάλυση του φάσματος του Earendel παραπέμπει σε σμήνος αστεριών και όχι ένα μεμονωμένο αστέρι. Παρουσιάζει μεγάλη εκπομπή στο υπεριώδες και στο ορατό, κάτι που σημαίνει ότι πρόκειται για τουλάχιστον 2 ξεχωριστά αντικείμενα. Το φάσμα του μοιάζει πολύ με αυτό του σμήνους 1b που εμφανίζεται στο ίδιο παραμορφωτικό τόξο του βαρυτικού φακού και έχει την ίδια ηλικία με το Earendel. Έτσι μάλλον πρόκειται για ένα πολύ πυκνό σμήνος χιλιάδων <αρχαίων> αστεριών. Και τα 2 αντικείμενα θεωρούνται πρόγονοι των σημερινών σφαιρωτών σμηνών. Η ηλικία του σφαιρωτού M30 στον Γαλαξία μας είναι παρόμοια με αυτή των παραπάνω αντικειμένων.