Jump to content

ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

Μέλη
  • Αναρτήσεις

    1622
  • Εντάχθηκε

  • Τελευταία επίσκεψη

  • Ημέρες που κέρδισε

    7

Όλα αναρτήθηκαν από ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

  1. Όταν ένας λευκός νάνος απορροφάει ύλη (Υδρογόνο) από συνοδό αστέρα, αυτή συσσωρεύεται στην επιφάνειά του. Η μεγάλη πυκνότητα του λευκού νάνου δημιουργεί τις συνθήκες εκρηκτικής θερμοπυρηνικής σύντηξης αυτής της ύλης με τον κύκλο σύντηξης CNO. Αυτό το φαινόμενο, που συνοδεύεται με αύξηση της λαμπρότητας του λευκού νάνου, ονομάζεται Νόβα. Ένα μεγάλο μέρος από το Ήλιο που παράγεται διαφεύγει από τον λευκό νάνο, αλλά γενικά αυξάνει την μάζα του με αυτόν τον τρόπο μέχρι να φτάσει το όριο Chandrasekhar. Ακολουθεί μια έκρηξη SNIa. Αρχικά οι Νόβα σε έναν λευκό νάνο επαναλαμβάνονται μετά από μεγάλο χρονικό διάστημα. Σε μερικές Νόβα παρατηρούμε τις επαναλαμβανόμενες εκρήξεις λαμπρότητας, και τις ονομάζουμε επαναλαμβανόμενες (recurrent nova). Αυτές είναι και πιο κοντά, ως εξέλιξη του λευκού νάνου, στην έκρηξη σουπερνόβα. Η Νόβα TCrB παρατηρήθηκε τα έτη 1787, 1866 και 1946. Αν αναλογιστούμε ότι επαναλαμβάνεται κάθε 80 έτη, αναμένουμε την επόμενη έκρηξη το 2026. Η λαμπρότητα της Νόβα έφτασε τα 2 mag την τελευταία φορά. Ένα ανεξήγητο φαινόμενο προειδοποιεί τους αστρονόμους για την επικείμενη Νόβα. Παρατηρείται, όπως και πριν την τελευταία έκρηξη, μια ομαλή αύξηση λαμπρότητας του λευκού νάνου τα τελευταία έτη. Η αύξηση φτάνει τα 1,4 mag στο κυανό (High state). Εμφανίζονται γραμμές ισχυρού ιονισμού που δεν είχαν παρατηρηθεί παλαιότερα. Ένα χρόνο πριν την Νόβα του 1946 παρατηρήθηκε μια ελάττωση της λαμπρότητας στο ορατό (pre eruption dip), άλλο ένα ανεξήγητο φαινόμενο. Το ίδιο συνέβη τον Φεβρουάριο- Μάρτιο 2023. Το χρονικό βάθος των παρατηρήσεων στην αστρονομία πολλές φορές αποκαλύπτει φαινόμενα που ακόμη δεν μπορούμε να εξηγήσουμε. Από τα παραπάνω μπορούμε να συμπεράνουμε ότι έρχεται η Νόβα, ίσως και μέσα στο 2024!
  2. Με την χρήση του τηλεσκοπίου James Webb επιβεβαιώθηκαν γραμμές εκπομπής πολύ ιονισμένου Αργού και Θείου, από το κέντρο του νεφελώματος της έκρηξης SN 1987A, στο μεγάλο νεφέλωμα του Μαγγελάνου. Για την εκπομπή των παραπάνω φασματικών γραμμών απαιτείται θερμοκρασία εκατομμυρίων βαθμών. Ένας αστέρας νετρονίων μπορεί να δημιουργήσει τέτοιες συνθήκες στο νεφέλωμα, με τον πολύ ισχυρό του άνεμο. Σε αυτό συμβάλλει η επιτάχυνση σωματιδίων λόγω της ταχύτατης περιστροφής του. Έτσι έστω και έμμεσα επιβεβαιώθηκε ο αστέρας νετρονίων ως απομεινάρι της έκρηξης σουπερνόβα. Το νεφέλωμα της σουπερνόβα είναι ακόμη πολύ πυκνό σε αέριο και σκόνη, παρόλο που διαστέλλεται με 10000 km/s, με αποτέλεσμα να μην μπορεί να ανιχνευτεί άμεσα ο αστέρας νετρονίων.
  3. Το αστέρι SO-6 βρίσκεται μόλις 0,04 έτη φωτός μακριά από την κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία μας. Σε αυτή την περιοχή οι συνθήκες αποκλείουν την δημιουργία αστεριών. Οι έντονες παλιρροιακές δυνάμεις κοντά στη ν κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία δεν επιτρέπουν σε τμήματα νεφελωμάτων να καταρρεύσουν βαρυτικά σχηματίζοντας αστέρια. Μετά από 8 έτη παρατηρήσεων οι αστρονόμοι κατέληξαν ότι αυτό το αστέρι ανήκε σε νάνο γαλαξία που συσσωρεύτηκε στον Γαλαξία μας. Το φάσμα του αστεριού δεν ταιριάζει με αστέρια του γαλαξιακού πυρήνα, αλλά μοιάζει με αυτό των αστεριών των Μαγγελανικών νεφών. Αυτό το αστέρι ταξίδεψε πολλές δεκάδες χιλιάδες έτη φωτός για να <βουτήξει> προς το κέντρο του Γαλαξία μας.
  4. Ο γαλαξίας Μ87 είναι ένας ενεργός γαλαξίας, γνωστό για την απεικόνιση της κεντρικής μαύρης τρύπας του. Πρόσφατα οι αστρονόμοι ανακάλυψαν την ύπαρξη ενός ενδεκαετούς κύκλου μετάπτωσης του πίδακα της κεντρικής μαύρης τρύπας του. Όπως σε κάθε ενεργό γαλαξία, η μεγάλη συσσώρευση ύλης στον δίσκο προσαύξησης γύρω από τη κεντρική μαύρη τρύπα έχει ως αποτέλεσμα την δημιουργία πιδάκων κάθετα στο επίπεδο του δίσκου. Ο πίδακας του Μ87 που παρατηρούμε από τη Γη φαίνεται να μεταβάλλει περιοδικά την γωνία του κάθε 11 έτη. Αυτό το φαινόμενο προβλέπεται αν θεωρήσουμε ότι η κεντρική μαύρη τρύπα περιστρέφεται. Πρόκειται για ένα χαρακτηριστικό αποτέλεσμα πολυετής παρατήρησης ουράνιου αντικειμένου, με παρατηρήσεις μικρής χρονικής περιόδου δεν θα μπορούσαν οι αστρονόμοι να φτάσουν σε μια τέτοια ανακάλυψη.
  5. They are S4711, S4712, S4713, S4714, and S4715. The fastest may be S4714, traveling 15,000 miles/second (24,000 km/second). Από το astronomy.com. Μιλάμε για το 1/10 της ταχύτητας του φωτός!
  6. Με χαρά σας ενημερώνω ότι κυκλοφόρησε το βιβλίο που ετοίμαζα το τελευταίο διάστημα. Ελπίζω να σας αρέσει! https://ocelotos.link/cf4d54 https://issuu.com/ocelotos/docs/to_taxidi_tou_iliou
  7. Τελευταία οι αστρονόμοι που μελετάνε το κέντρο του Γαλαξία μας αντιμετωπίζουν ένα παράδοξο. Ανακαλύπτουν αστέρια μικρής ηλικίας πολύ κοντά στο κέντρο του Γαλαξία. Οι ισχυρές παλιρροιακές δυνάμεις αλλά και η θέρμανση του αερίου από την ακτινοβολία του δίσκου προσαύξησης της κεντρικής μαύρης τρύπα του Γαλαξία δεν επιτρέπουν στο μοριακό αέριο να καταρρεύσει βαρυτικά σε αυτήν την περιοχή, ώστε να σχηματιστούν αστέρια. Σε απόσταση 1 παρσεκ από την κεντρική μαύρη τρύπα υπάρχουν αστέρια με ηλικία 1- 10 εκατομμυρίων ετών. Η πιο πιθανή εξήγηση είναι αυτά τα αστέρια να ανήκαν σε σμήνη αστεριών που διασπάστηκαν λόγω των παλιρροιακών δυνάμεων της κεντρικής μαύρης τρύπας. Αυτά τα σμήνη δημιουργήθηκαν σε απόσταση ασφαλείας από την κεντρική μαύρη τρύπα, αλλά βίωσαν <μακαρονοποίηση>, δηλαδή τεντώθηκαν τόσο ώστε να διαφύγουν μεμονωμένα αστέρια από αυτά προς το γαλαξιακό κέντρο.
  8. Οι πλανήτες που ήταν γνωστοί στους αρχαίους πολιτισμούς είναι αυτοί που φαίνονται με γυμνό μάτι, δηλαδή όλοι εκτός τον Ουρανό και τον Ποσειδώνα
  9. Στο <αρχαίο> πολλαπλό αστρικό σύστημα Kepler 444 με ηλικία 11 δις έτη έχουμε ανακαλύψει 5 πλανήτες. Όλοι οι πλανήτες είναι μικρότεροι από τη Γη μας και περιφέρονται του αστεριού (μικρότερης μάζας από τον ήλιο μας) σε λίγες μέρες, έχουν δηλαδή πολύ εσωτερικές τροχιές. Το αστέρι έχει 2 συνοδούς κόκκινους νάνους. Η αρχική εκτίμηση ήταν ότι περιφερόντουσαν γύρω από το αστέρι σε απόσταση μόλις 5 AU. Αν αυτό συνέβαινε πραγματικά, δεν θα είχαν δημιουργηθεί οι πλανήτες γύρω από το αστέρι. Ο πρωτοπλανητικός δίσκος θα δεχόταν έντονες διαταραχές από τη διέλευση των 2 κόκκινων νάνων, κυριολεκτικά θα κοβόταν στη μέση. Τελικά παρατηρήσεις με μεγαλύτερο βάθους χρόνου έδειξαν ότι οι 2 κόκκινοι νάνοι περιφέρονται σε απόσταση 23 AU από το αστέρι. Η δημιουργία μικρών πλανητών σε στενές τροχιές ήταν δυνατή στο σύστημα, αλλά όχι και η δημιουργία μεγαλύτερων γιγάντων και παγωμένων πλανητών πέρα από το όριο του χιονιού στον πρωτοπλανητικό δίσκο.
  10. Χρόνια πολλά σε όλους, με καθαρούς ουρανούς
  11. Σε ένα αστρικό σμήνος όλα τα αστέρια έχουν παρόμοια ηλικία. Έτσι μπορούμε να συμπεράνουμε την ηλικία ενός σμήνους από το σημείο αποκοπής στην κύρια ακολουθία του διαγράμματος H/R. Δηλαδή παρατηρούμε τα αστέρια ενός σμήνους που εξελίσσονται σε ερυθρούς γίγαντες. Όσο πιο μικρής μάζας είναι, τόσο πιο μεγάλη ηλικία έχει το σμήνος. Αντίθετα, η εκτίμηση της ηλικίας μεμονωμένων αστεριών αποτελεί μια πρόκληση για τους αστρονόμους. Τα αστέρια με παρόμοια μάζα με την ήλιο μας μεταβάλλουν την λαμπρότητά τους ελάχιστα σε δις έτη. Η απουσία Λιθίου μας δείχνει ότι το αστέρι δεν είναι νεαρό, αλλά δεν βοηθάει ιδιαίτερα για μεγαλύτερες αστρικές ηλικίες. Ο εμπλουτισμός της αστρικής επιφάνειας από βαρύτερα χημικά στοιχεία αποτελεί δείκτη ηλικίας, αλλά εξαρτάται και πολύ από την αρχική μεταλλικότητα του αστεριού. Μία σημαντική παράμετρο αποτελεί η περιστροφή του αστεριού. Ένα αστέρι ελαττώνει την ταχύτητα περιστροφής του με την πάροδο του χρόνου. Τα σωματίδια που εκπέμπονται από ένα αστέρι μέσω του αστρικού ανέμου αλληλοεπιδρούν με το μαγνητικό πεδίο του. Έτσι μεταφέρεται σε αυτά στροφορμή από το αστέρι. Αυτός ο μηχανισμός επιβράδυνσης της περιστροφής ενός αστεριού ονομάζεται μαγνητική πέδηση (magnetic braking). Αυτό βοήθησε ώστε οι αστρονόμοι σήμερα να έχουν στην διάθεσή τους πίνακες με την ταχύτητα περιστροφής ανά αστρική ηλικία και φασματικό τύπο. Για το καλιμπράρισμα αυτής της μεθόδου μέτρησης αστρικής ηλικίας χρησιμοποιήθηκαν αστέρια σε σμήνη, που είδαμε ότι μπορούμε να εκτιμήσουμε την ηλικία τους από το διάγραμμα H/R, ώστε να διασταυρώσουμε την εκτίμηση ηλικίας με την γυροχρονολόγηση. Ακόμα, τα αστέρια σε διπλό σύστημα αλλά με μεγάλη μεταξύ τους απόσταση βοηθάνε στο καλιμπράρισμα της μεθόδου. Τα διπλά αυτά αστέρια δεν αλληλοεπιδρούν ώστε να επηρεάσει το ένα την εξέλιξη του άλλου. Έτσι μπορούμε να μελετάμε 2 αστέρια ίδιας ηλικίας αλλά πολλές φορές αρκετά διαφορετικής μάζας. Η μέθοδος της γυροχρονολόγησης δεν έχει τελειοποιηθεί ακόμη. Δεν μπορεί να εφαρμοστεί σε αστέρια μικρής μάζας και μεγάλης ηλικίας, και δεν είναι σαφής η εξάρτηση της αστρικής περιστροφής από την μεταλλικότητα του αστεριού.
  12. Ένα από τα θέματα συζήτησης για το διαστημικό τηλεσκόπιο James Webb, όταν ήταν ακόμα στο στάδιο της κατασκευής, αφορούσε την ιδιότητά του να παρατηρεί στο υπέρυθρο. Αυτό βασικά θα του έδινε την δυνατότητα να παρατηρεί τους μακρινούς γαλαξίες, που το φως τους φτάνει σε εμάς κυρίως στο υπέρυθρο. Για αυτόν τον λόγο έπρεπε να ... εξοριστεί 1,5 εκατομμύρια χιλιόμετρα μακριά από τη Γη, στο σημείο L2, ώστε να μην έχει σημαντικές παρεμβολές από την υπέρυθρη ακτινοβολία τη ίδιας της γης. Όμως ακόμα και στο κοντινό μας σύμπαν, η ευαισθησία του στο υπέρυθρο αποδεικνύεται πολύ σημαντική. Για παράδειγμα, οι αστρονόμοι με την χρήση του Webb ανακάλυψαν την σκόνη γύρω από 2 υπολείμματα σουπερνόβα στον γαλαξία NGC6946 στον Κηφέα. Οι εκρήξεις σουπερνόβα έγιναν ορατές στη Γη το 2004 η πρώτη και το 2017 η δεύτερη. Πριν από αυτή την ανακάλυψη σκόνη σε σουπερνόβα είχε παρατηρηθεί μόνο στην πιο κοντινή μας τα τελευταία εκατοντάδες χρόνια, στο μεγάλο Μαγγελανικό νέφος, από την έκρηξη του 1987. Η μάζα της σκόνης σε κάθε μία από τα παραπάνω υπολείμματα σουπερνόβα εκτιμάται στις 5000 φορές τη μάζα της Γης. Για σύγκριση, το ηλιακό μας σύστημα περιέχει 10 φορές μικρότερη μάζα σε στερεή ύλη, όπως αυτή που κυριαρχεί στη Γη μας. Για να σχηματιστεί η σκόνη στα υπολείμματα των σουπερνόβα πρέπει αυτά να ψυχθούν αρκετά. Όμως με την πάροδο του χρόνου διαστέλλονται και αραιώνουν σημαντικά, κάτι που δυσκόλευε μέχρι τώρα στην ανακάλυψη της σκόνης στα χιλιάδες απομεινάρια από τις γνωστές μας εκρήξεις σουπερνόβα σε άλλους γαλαξίες. Η εκπομπή της σκόνης στο μεσαίο υπέρυθρο δεν διαπερνάει την ατμόσφαιρα της Γης, αποκλείοντας όλα τα επίγεια τηλεσκόπια από μια τέτοια παρατήρηση.
  13. Το διπλό σύστημα AR Scorpii αποτελείται από έναν λευκό νάνο και έναν αστέρι μικρής μάζας τύπου Μ5. Περιφέρονται γύρω από το κοινό κέντρο βάρους τους κάθε 214 λεπτά. Η μικρή περίοδος περιφοράς δείχνει ότι η απόσταση ανάμεσα στα 2 αστέρια είναι τόσο μικρή, ώστε να μεταφέρεται μάζα από τον συνοδό προς τον λευκό νάνο. Ο τελευταίος παρουσιάζει παλμούς κάθε 2 λεπτά, όμοιους με τους παλμούς ενός πάλσαρ (εκπομπή σχετικιστικής ακτινοβολίας). Οι πάλσαρ (αστέρια νετρονίων) περιστρέφονται πολλές φορές το δευτερόλεπτο. Έτσι έχουν και ανάλογη συχνότητα παλμών. Είναι πολύ μικρότεροι από τους λευκούς νάνους και απέκτησαν τεράστια στροφορμή κατά την βαρυτική κατάρρευση του αστεριού που τους δημιούργησε. Ο λευκός νάνος που μας απασχολεί εδώ περιστρέφεται σε 2 δευτερόλεπτα, ενώ τυπικά οι λευκοί νάνοι έχουν περίοδο περιστροφής ωρών ως και ημέρες. Η περιστροφή του μπορεί να επιταχύνθηκε από την συσσώρευση μάζας από τον συνοδό του (μεταφορά στροφορμής). Οι αστρονόμοι δεν έχουν καταλήξει ακόμα στον μηχανισμό δημιουργίας των παλμών. Τα πάλσαρ έχουν ισχυρότατο μαγνητικό πεδίο, που αποτελεί τον μηχανισμό εκπομπής σχετικιστικής ακτινοβολίας, κάτι που δεν δικαιολογείται σε λευκό νάνο. Πρέπει να έχει να κάνει με τη αλληλεπίδραση των 2 αστεριών του συστήματος (την μεταφορά μάζας). Το καλό νέο είναι ότι βρέθηκε και δεύτερος λευκός νάνος- πάλσαρ, ο J1912-44. Έτσι οι αστρονόμοι μπορούν να μελετήσουν καλύτερα αυτό το παράξενο φαινόμενο μερικών λευκών νάνων.
  14. Μία πρόσφατη έρευνα έδειξε κάτι που ακούγεται παράξενο. Τα παρόμοιας μάζας με τον ήλιο μας αστέρια που έχουν μεγάλη μεταλλικότητα (αφθονία βαρύτερων χημικών στοιχείων) είναι πιο θερμά από αυτόν και παρουσιάζουν σημαντική εκπομπή στο υπεριώδες UV- B. Αυτή η υπεριώδης καταστρέφει το Όζον στην ατμόσφαιρα ενός πλανήτη, με αποτέλεσμα να διεισδύει ως την επιφάνειά του. Και για την ζωή, όπως την γνωρίζουμε στη Γη, η υπεριώδης ακτινοβολία είναι βλαβερή. Τα αστέρια, πάντα με 1 ηλιακή μάζα, με μικρότερη μεταλλικότητα είναι κατά 500 βαθμούς πιο ψυχρά από τον ήλιο. εκπέμπουν κυρίως UV -C. Αυτή αλληλοεπιδράει στην πλανητική ατμόσφαιρα με το Οξυγόνο και παράγει Όζον. Τα παραπάνω αποτελούν νέα κριτήρια για την αναζήτηση εξωπλανητών με περιβάλλον φιλικό προς την ανάπτυξη ζωής.
  15. Οι αέριοι γίγαντες, όπως ο Δίας και ο Κρόνος, δημιουργούνται βασικά με έναν τρόπο. Ένας πρωτοπλανήτης από συσσώρευση σκόνης αυξάνει την μάζα του σε 10 φορές την μάζα της Γης, μέσω συσσώρευσης ύλης από τον πρωτοπλανητικό δίσκο. Τότε μπορεί να συσσωρεύσει αρκετό αέριο ώστε να σχηματιστεί ένας αέριος γίγαντας πλανήτης, με μέχρι 13 φορές τη μάζα του Δία (ή περίπου 5000 γήινες μάζες). Αυτό ο τρόπος δημιουργίας αέριων γιγάντων έχει παρατηρηθεί πολλές φορές σε πρωτοπλανητικά συστήματα. Πρόσφατα οι αστρονόμοι ανακάλυψαν στο αστέρι V 960 Monocerotis ότι μπορεί να δημιουργηθούν αέριοι γίγαντες με άλλη διαδικασία. Με την βοήθεια του ALMA παρατήρησαν την δημιουργία σπειρών στον πρωτοπλανητικό δίσκο. Στις σπείρες αυτές θα καταρρεύσουν περιοχές άμεσα σε γιγάντιους αέριους πλανήτες, χωρίς το στάδιο του πρωτοπλανήτη από στερεό υλικό. Ίσως με αυτόν τον δεύτερο τρόπο να δημιουργούνται οι γιγάντιοι πλανήτες με πολλές φορές τη μάζα του Δία, κοντά στην μικρότερη μάζα για καφέ νάνο. Πάντα ήταν ένα πρόβλημα το πως προλάβαινε ένας βραχώδης πρωτοπλανήτης να συσσωρεύει τόσο αέριο στον πρωτοπλανητικό δίσκο ώστε να αποκτήσει μέχρι και 13 φορές τη μάζα του Δία, στην σύντομη διάρκεια ζωής του πρωτοπλανητικού δίσκου.
  16. Το 97% των αστεριών του Γαλαξία μας θα τερματίσουν την εξέλιξή τους ως λευκοί νάνοι. Όταν ένα αστέρι έχει αρκετή μάζα (συγκρίσιμη με την μάζα του ήλιου) και μόλις έχει εξελιχτεί σε νέο λευκό νάνο (απώθησε τα εξωτερικά του στρώματα πρόσφατα, αποκαλύπτοντας τον πυρήνα του), η μεγάλη επιφανειακή του θερμοκρασία το κάνει να είναι μπλε. Από τους 73000 περίπου γνωστούς λευκούς νάνους μόλις οι 63 είναι μπλε, με θερμοκρασία πάνω από 60000 Κέλβιν. Λιγότερο από το 0,1% του συνόλου! Η θερμοκρασία (χρώμα) ενός λευκού νάνου μας δείχνει και την ηλικία του, αν μπορούμε να μετρήσουμε την μάζα του. Υπάρχει καλά καθορισμένη αναλογία μάζας λευκού νάνου- αρχικού αστεριού, η μάζα του αρχικού αστεριού μας δίνει και την ηλικία που έφτασε πριν εξελιχτεί σε λευκό νάνο. Επίσης μπορούμε να υπολογίσουμε τον χρόνο ψύξης από μπλε σε λευκό νάνο. Ιδιαίτερο ενδιαφέρον έχουν οι λευκοί νάνοι που βρίσκονται ακόμα σε πλανητικά νεφελώματα (πριν αυτά διαλυθούνε), και αυτοί σε διπλά αστρικά συστήματα.
  17. Από το 2010 μας είναι γνωστές οι φούσκες του Fermi (από τον ομώνυμο δορυφόρο), 2 λοβοί ακτινών γ μήκους 29000 και μέγιστου πλάτους 20000 ετών φωτός, κάθετοι στο γαλαξιακό επίπεδο. Το 2020 οι αστρονόμοι ανακάλυψαν τις πιο εκτεταμένες φούσκες του eROSTITA, από τον ομώνυμο δορυφόρο ανίχνευσης ακτινών Χ, με μήκος και μέγιστου πλάτος 45000 έτη φωτός. Φαίνεται να υπάρχει κοινή προέλευση των 2 ζευγαριών φουσκών, οι πρώτες βρίσκονται μέσα στις δεύτερες. Η προέλευσή τους δεν είναι κάποια δραστηριότητα της κεντρικής μαύρης τρύπας του Γαλαξία μας (πίδακες τύπου Κβάζαρ), αλλά πυκνές σε χώρο και χρόνο εκρήξεις σουπερνόβα, από πρόσφατο επεισόδιο εντατικής αστρογέννησης. Δηλαδή πριν εκατομμύρια έτη η συμπύκνωση νεφελωμάτων μοριακού αερίου είχε ως αποτέλεσμα την εντατική δημιουργία αστεριών, άρα και αρκετών αστεριών μεγάλης μάζας. Οι εκρήξεις σουπερνόβα των αστεριών μεγάλης μάζας δημιούργησαν τις φούσκες με καυτό αλλά και αραιό αέριο. Αυτό αποδεικνύεται από την αυξημένη μεταλλικότητα του αερίου στις φούσκες (αυξημένο Νέον και Μαγνήσιο σε σχέση με το Οξυγόνο). Τα όριο των φουσκών αποτελούν κρουστικά κύματα από την σύγκρουση του αερίου τους με την γαλαξιακή άλω. Αυτός είναι και ο μηχανισμός εκπομπής των ακτινών Χ και γ που μετρήσανε οι παραπάνω δορυφόροι. Στην εικόνα το κόκκινο είναι οι ακτίνες γ και το γαλαζοπράσινο οι ακτίνες Χ
  18. Η ανακάλυψη βαρυτικών κυμάτων από την συγχώνευση αστρικών μαύρων τρυπών είναι πια ρουτίνα για τους αστρονόμους. Η ανακάλυψη βαρυτικών κυμάτων από τη συγχώνευση 2 γαλαξιακών κεντρικών μαύρων τρυπών, με εκατομμύρια ηλιακές μάζες η καθεμία, είναι μια άλλη υπόθεση. Η βασική διαφορά στην δυνατότητα ανίχνευσης βαρυτικών κυμάτων της πρώτης με της δεύτερης περίπτωσης είναι ότι ενώ η συχνότητα στα βαρυτικά κύματα από συγχώνευση αστρικών μαύρων τρυπών είναι της τάξης των μερικών εκατοντάδων Hertz, τα βαρυτικά κύματα από συγχώνευση γαλαξιακών κεντρικών μαύρων τρυπών έχουν συχνότητα δισεκατομμυριοστά του Hertz, που μεταφράζεται σε μια μόλις ταλάντωση (ένα σήμα) σε χρονικό διάστημα ετών. Αυτό έχει να κάνει με το μέγεθος των 2 παραπάνω ειδών των μαύρων τρυπών. Οι κεντρικές γαλαξιακές μαύρες τρύπες διανύουνε μεγάλες τροχιές η μία γύρω από την άλλη στη φάση συγχώνευσης. Έτσι οι σημερινοί ανιχνευτές βαρυτικών κυμάτων δεν μπορούν να <πιάσουν> ένα τέτοιο σήμα. Η φύση όμως μας δίνει μια άλλη δυνατότητα. Τα πάλσαρ έχουν εξαιρετική ακρίβεια στους παλμούς τους, και πολλά από αυτά τα μελετάμε εδώ και δεκαετίες. Αν έχουμε μια φυσική συστοιχία από πάλσαρ (πάλσαρ στην σειρά στην γραμμή θέασής μας) και μπορέσουμε να μετρήσουμε μια διαταραχή της συχνότητας των πάλσαρ της συστοιχίας, είναι δυνατό να αντιστοιχίσουμε αυτό το σήμα με συγχώνευση κεντρικών μαύρων τρυπών. Είναι μια πολύπλοκη διαδικασία όπου μεταξύ άλλων πρέπει να υπολογιστεί και η διαφορετική γωνία κάθε πάλσαρ προς τη Γη μας. Τα ραδιοτηλεσκόπια που συμμετέχουν σε αυτή την αναζήτηση, μεταξύ των οποίων και το τεράστιο κινέζικο FAST, πέτυχαν μια μέτρηση που αποτελεί ένδειξη (όχι ακόμα απόδειξη) συγχώνευσης γαλαξιακών κεντρικών μαύρων τρυπών. Οι γαλαξιακές συγχωνεύσεις, και οι συγχωνεύσεις των κεντρικών μαύρων τρυπών τους, είναι διαδικασίες δις ετών. Αλλά συμβαίνουν σε όλα τα γαλαξιακά σμήνη, έτσι δεν είναι και τόσο σπάνια γεγονότα. Πηγή EPTA collaboration, search gor gravitational wave signals
  19. Εδώ και αρκετά χρόνια οι αστρονόμοι έχουν τα μέσα να παρατηρούν την εισροή και εκροή αερίου από τους γαλαξίες. Γύρω από έναν τυπικό γαλαξία υπάρχει το περιγαλάξιο αέριο (cirumgalactic gas). Αυτό το αέριο αποτελεί την πηγή τροφοδοσίας ύλης για δημιουργία αστεριών στους γαλαξίες. Το αέριο εισέρχεται με σχετικά ομαλό ρυθμό στην γαλαξιακή άλως, και ένα μέρος του φτάνει στον δίσκο, συμπυκνώνεται και δημιουργεί μοριακά νεφελώματα. Η αρχική προέλευση αυτού του αερίου είναι η μεσογαλάξια ύλη -αέριο (intergalactic medium). Το αέριο αυτό δεν <ανήκει> βαρυτικά σε κανένα γαλαξία, υπάρχει παντού ανάμεσα στους γαλαξίες ενός σμήνους και είναι πολύ πιο αραιό από το περιγαλάξιο αέριο. Οι αστρονόμοι παρατηρούν μια εκροή αερίου από τους γαλαξίες που σχετίζεται με τις εκρήξεις σουπερνόβα των μεγάλης μάζας αστεριών, τους αστρικούς ανέμους νεαρών αστεριών και τους πίδακες των κεντρικών γαλαξιακών μαύρων τρυπών. Το αέριο αυτό είναι εμπλουτισμένο σε βαρύτερα χημικά στοιχεία, σε σχέση με το μεσογαλάξιο αέριο. Αρχικά έχει μεγάλη θερμοκρασία, κοντά στο 1 εκατομμύρια βαθμούς, μεγαλύτερη από το μεσογαλάξιο αέριο (τυπική θερμοκρασία μερικές εκατοντάδες χιλιάδες βαθμοί). Συμπυκνώνεται ξανά γύρω από τον γαλαξία από όπου προήρθε, δηλαδή δεν διαφεύγει από το βαρυτικό του πεδίο (βασικά από το βαρυτικό πεδίο της σκοτεινής ύλης). Αυτό έχει ως αποτέλεσμα να ελαττώνεται η θερμοκρασία του αερίου που διέφυγε του γαλαξία κάτω από αυτή του μεσογαλάξιου αερίου, κοντά στους 10.000 βαθμούς. Σαν περιγαλάξιο αέριο ξαναπέφτει στον γαλαξία. Όταν διακοπεί αυτός ο κύκλος, δηλαδή ελαττωθεί η εκροή αερίου λόγω υποβάθμισης των παραγόντων δημιουργίας της, άρα και η εκ νέου εισροή του αερίου, διακόπτεται και η δημιουργία νέων αστεριών.
  20. Το ανοιχτό σμήνος NGC346 βρίσκεται στο μικρό Μαγγελανικό νέφος, σε απόσταση 210.000 έτη φωτός. Εκεί φιλοξενείται το διπλό αστέρι SSN7. Από την φασματοσκοπική ανάλυση του διπλού αστεριού οι αστρονόμοι συμπεραίνουν ότι το ένα αστέρια απορροφάει ύλη από το δεύτερο. Η ανάλυση των δεδομένων δείχνει ότι τα 2 αστέρια έχουν παρόμοια λαμπρότητα. Το ένα όμως είναι πολύ πιο θερμό, αλλά είναι και αυτό με την μικρότερη μάζα. Αυτό δείχνει ότι στην φάση του ερυθρού γίγαντα η διαστολή του ήταν αρκετή ώστε ο συνοδός του να του απορροφήσει ύλη. Δηλαδή τα εξωτερικά στρώματα του γίγαντα έφτασαν κοντά στον συνοδό του. Έτσι ο γίγαντας σε περίπου 100.000 έτη θα έχει απωλέσει το εξωτερικό του στρώμα από Υδρογόνο. Το πιο εσωτερικό του στρώμα αποκαλύπτεται σταδιακά και είναι φυσικά μεγαλύτερης θερμοκρασίας, έτσι είναι ήδη το πιο καυτό αστέρι στο σύστημα. Ενώ αρχικά το αστέρι που εξελίχτηκε σε γίγαντα είχε την μεγαλύτερη μάζα από τα 2 αστέρια του συστήματος, σήμερα το αστέρι με την μεγαλύτερη μάζα είναι ο συνοδός του. Ο γίγαντας θα εξελιχτεί σε αστέρι Wolf- Rayet πριν καταλήξει σε αστρική μαύρη τρύπα. Η αστρική μαύρη τρύπα θα περιφέρεται γύρω από το άλλο αστέρι του συστήματος. Όταν και αυτό εξελιχτεί σε ερυθρό γίγαντα θα απωλέσει μάζα προς την μαύρη τρύπα, θα εξελιχτεί και αυτό σε Wolf- Rayet και μετά σε μαύρη τρύπα.
  21. Εδώ και μερικά χρόνια παρατηρούνται αυξομειώσεις στην λαμπρότητα του Μπετελγκέζ. Αυτές οφείλονται σε σκόνη που ελαττώνει το ορατό φως που φτάνει στα τηλεσκόπιά μας από το αστέρι. Μια ομάδα αστρονόμων παρατήρησε από την καμπύλη φωτός του ότι ο Μπετελγκέζ παρουσιάζει 4 περιοδικούς παλμούς. Έχουν περίοδο 2200, 420, 230 και 185 ημέρες. Βάση του μοντέλου αστρικής εξέλιξης που ανέπτυξαν, αυτοί οι παλμοί δείχνουν ότι ο Μπετελγκέζ βρίσκεται στο τέλος της καύσης Άνθρακα στον πυρήνα του. Μετά από την καύση Άνθρακα στον πυρήνα ενός αστεριού μεγάλης μάζας, απαιτούνται μόλις μερικές εβδομάδες να συντηχθεί και το Πυρίτιο, και ημέρες για τα υπόλοιπα χημικά στοιχεία ώστε να γεμίσει ο πυρήνας με Σίδηρο. Άρα αν είναι σωστό το μοντέλο αστρικής εξέλιξης των ερευνητών, ο Μπετελγκέζ ήδη έχει εκραγεί ως σουπερνόβα. Το φως από την έκρηξη χρειάζεται 640 έτη να φτάσει μέχρι τη Γη. Πάντως η απόσταση αυτή δεν ανησυχεί τους αστρονόμους, για να είναι μια έκρηξη σουπερνόβα επικίνδυνη για τη Γη (ακτινοβολία γ) πρέπει να συμβεί σε απόσταση λιγότερο από 60 έτη φωτός. Σε τέτοια απόσταση δεν υπάρχει κανένα αστέρι μεγάλης μάζας, το κοντινότερο αστέρι που μπορεί να εκραγεί σε σουπερνόβα, το IK Πηγάσου, απέχει 147 έτη φωτός από εμάς. Πηγή Saio H et al, The evolutionary stage of Betelgeuse inferred from its pulsation periods
  22. Ανάμεσα στον Τοξότη και τον Σκορπιό υπάρχει το σχετικά αμυδρό σφαιρωτό σμήνος Μ19. Πρόκειται για ένα κλασσικό σφαιρωτό σμήνος. Η βαρυτική κατάρρευση ενός γιγάντιου μοριακού νεφελώματος πριν από 12 δις έτη δημιούργησε το Μ19. Σήμερα έχει μέγεθος 70 έτη φωτός, βρίσκεται σε απόσταση 28.000 ετών φωτός από τη Γη και φιλοξενεί αστέρια με συνολική μάζα 1 εκατομμύρια ηλιακές. Η απόστασή του από το κέντρο του Γαλαξία είναι μόλις 6500 έτη φωτός. Περιφέρεται γύρω από το κέντρο του Γαλαξία σε ελλειπτική τροχιά. Λόγω της εγγύτητας στο κέντρο του Γαλαξία οι παλιρροιακές δυνάμεις παραμορφώνουν το σχήμα του σε ελλειπτικό. Εκτός από τον αρχαίο αστρικό πληθυσμό του, το Μ19 φιλοξενεί και μερικά αστέρια νεαρότερης ηλικίας και με μεγαλύτερη μεταλλικότητα. Αυτά μάλλον τα συσσώρευσε από έναν γαλαξία που συγχωνεύτηκε με τον δικό μας πριν από 11 εκατομμύρια έτη (Kraken galaxy). Εκτιμάται ότι το 10% των σφαιρωτών σμηνών του Γαλαξία μας προέρχονται από αυτή την γαλαξιακή συγχώνευση.
  23. Η γρήγορη ανάπτυξη των γαλαξιών στο πρώιμο σύμπαν οφείλεται και με την άμεση εισροή αερίου σε αυτούς, εκτός από τις γαλαξιακές συγχωνεύσεις. Με τα τηλεσκόπια ALMA οι αστρονόμοι απεικόνισαν μια στενή ροή ψυχρού αερίου μήκους 330.000 ετών φωτός σε έναν γαλαξία (4C 41.17), που το φως του χρειάστηκε 12 δις έτη να φτάσει μέχρι τη Γη (z =3.8). Το αέριο ανιχνεύτηκε από την μικρή ποσότητα Άνθρακα που περιέχει. Σχεδόν όλη η ύλη του αερίου αποτελείται από Υδρογόνο, και ο πολύ πιο εύκολα ανιχνεύσιμος Άνθρακας χρησιμοποιείται ως δείκτης συνολικής μάζας του αερίου. Η παρουσία Άνθρακα και Οξυγόνου (σε μορφή CO) δείχνει ότι δεν πρόκειται για αρχέγονο αέριο του σύμπαντος. Το αέριο που συσσωρεύει ο παραπάνω γαλαξίας έχει εμπλουτιστεί χημικά μέσω αστρογέννησης, ο Άνθρακας και το Οξυγόνο παράγονται μέσα στα αστέρια. Πρόκειται για αέριο που εκτοξεύτηκε από αυτόν ή από άλλον γαλαξία κατά την βαρυτική αλληλεπίδραση γαλαξιών.
  24. Το σφαιρωτό σμήνος Μ4 αποτελεί ένα καθαρά καλοκαιρινό αντικείμενο παρατήρησης, κοντά στον Αντάρη. Βρίσκεται σε απόσταση 7200 έτη φωτός, σχετικά κοντά μας για σφαιρωτό σμήνος. Πρόσφατα οι αστρονόμοι, βασιζόμενοι σε παρατηρήσεις 12 ετών, ανακάλυψαν μια μαύρη τρύπα μεσαίου μεγέθους. Δηλαδή με μεγαλύτερη μάζα από τις αστρικές μαύρες τρύπες αλλά και μικρότερη από τις κεντρικές μαύρες τρύπες των γαλαξιών. Η μάζα της εκτιμάται στις 800 ηλιακές, και ανιχνεύτηκε από τις κινήσεις των κοντινών της αστεριών. Τα σφαιρωτά σμήνη είναι αρχαία αντικείμενα με μεγάλη πυκνότητα σε αστέρια, κάτι που ευνοεί την ανάπτυξη μαύρων τρυπών μεσαίας μάζας.
  25. Όταν συγχωνεύονται γαλαξίες αλληλοεπιδρούν βαρυτικά μεταξύ τους οι κεντρικές μαύρες τρύπες τους. Αν συγχωνεύονται 2 γαλαξίες οι κεντρικές μαύρες τρύπες τους θα συγχωνευτούν και αυτές. Όταν όμως υπάρχει και τρίτος γαλαξίας, είναι πολύ πιθανό οι μαύρες τρύπες να εκτοξευτούνε έξω από τον τελικό γαλαξία. Αυτό συμβαίνει χάρη στην βαρυτική αλληλεπίδραση των 3 σωμάτων (μαύρων τρυπών). Κοντά στον νάνο γαλαξία RCP28 στο Κήτος οι αστρονόμοι παρατήρησαν μια <λωρίδα> αστεριών να απομακρύνεται από αυτόν. Στην κορυφή της είναι λαμπρότερη και πιο στενή, κάτι που αποκλείει να πρόκειται για πίδακα ενεργού γαλαξία. Η φασματική ανάλυση (ερυθρολίσθηση) των 2 αντικειμένων που το φως τους χρειάστηκε 5,4 δις έτη να φτάσει στην Γη, έδειξε ότι ο νάνος γαλαξίας έχει ακτίνα μόλις 4000 έτη φωτός, αλλά η λωρίδα αστεριών 200.000 έτη φωτός μήκος. Η ηλικία της <λωρίδας> εκτιμάται στα 100 εκατομμύρια έτη και η μάζα της στα 7 δις ηλιακές. Παρουσιάζει έντονη αστρογέννηση, περίπου 70 ηλιακές μάζες το έτος. Ο μηχανισμός δημιουργίας της λωρίδας εκτιμάται ως εξής. Μια μαύρη τρύπα μεγάλης μάζας που διέφυγε από τον γαλαξία μέσω βαρυτικής αλληλεπίδρασης 3 σωμάτων, 39 εκατομμύρια έτη πριν την εικόνα που παρατηρούμε σήμερα. Στην πορεία της στον μεσογαλάξιο χώρο κινείται σε μια περιοχή πλούσια σε αέριο, με αποτέλεσμα την δημιουργία αστεριών. Αυτό υποστηρίζεται από την νεαρή ηλικία των αστεριών της λωρίδας. Η μαύρη τρύπα συμπιέζει το αέριο που συναντάει, δημιουργώντας συνθήκες αστρογέννησης. Μοιάζει σαν να φτιάχνει έναν δικό της γαλαξία!
×
×
  • Δημιουργία νέου...

Σημαντικές πληροφορίες

Όροι χρήσης