ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

Και βέβαια με την ταχύτητα του φωτός. Όλα τα γεγονότα που ανιχνεύουμε είναι παλαιότερα, επειδή χρειάζεται χρόνος να φτάσουν τα βαρυτικά κύματα σε εμάς. Ιδίως στην περίπτωση συγχώνευσης υπερμεγεθών μαύρων τρυπών πάμε συνήθως αρκετά δισεκατομμύρια χρόνια πίσω, επειδή αυτά τα γεγονότα (συγκρούσεις γαλαξιών) συνέβησαν με μεγαλύτερη συχνότητα πριν από περίπου 10 δις έτη. Στην δική μας κοσμική γειτονιά δεν έχουμε υποψήφιους γαλαξίες για σύντομη σύγκρουση, άρα παρατηρούμε πιο μακριά άρα και πιο παλιά.

Όταν συγχωνεύονται γαλαξίες οι κεντρικές μαύρες τρύπες τους τείνουν να ενωθούν. Οι ανιχνευτές βαρυτικών κυμάτων δεν μπορούν να καταγράψουν τέτοια γεγονότα, επειδή συμβαίνουν σε πιο χαμηλές συχνότητες από αυτές που μπορούν να ανιχνεύσουν. Το μελλοντικό διαστημικό τηλεσκόπιο βαρυτικών κυμάτων LISA θα μπορεί να κάνει αυτή την δουλειά. Αυτό που απασχολεί τους αστρονόμους είναι ένα κενό στις παρατηρήσεις, το χάσμα του τελευταίου παρσεκ. Δηλαδή δεν μπορούν να εντοπίσουν κεντρικές γαλαξιακές μαύρες τρύπες σε γαλαξία μετά από συγχώνευση με άλλο γαλαξία, που να βρίσκονται στο τελευταίο βήμα πριν την σύγκρουση. Μελετώντας τους πίδακες των Blazar, δηλαδή ενεργών γαλαξιών με τους πίδακες της κεντρικής μαύρης τρύπας να είναι ευθυγραμμισμένες με την γωνία θέασής μας, ανακάλυψαν στον Blazar Mrk 501 μεταβολές στην εκπομπή ραδιοκυμάτων από τους πίδακες. Αυτές μπορούν να εξηγηθούν με την παρουσία δεύτερης κεντρικής μαύρης τρύπας πολύ κοντά σε αυτή που έχει τον ευθυγραμμισμένο με την γωνία θέασής μας πίδακα. Σαν να εμφανίζεται περιοδικά ένας πίδακας από την δεύτερη μαύρη τρύπα. Στις 24 Ιουνίου 22 ο πίδακας από την δεύτερη μαύρη τρύπα εμφανίστηκε, λόγω βαρυτικού φακού, ως δακτύλιος Αϊνστάιν.

Οι αστρονόμοι ανακάλυψαν πως η μάζα ενός πρωτοπλανήτη επηρεάζει τον πρωτοπλανητικό δίσκο. Στους πρωτοπλανητικούς δίσκους ανιχνεύουμε σκοτεινούς δακτυλίους από σκόνη αλλά και πιο λαμπρούς, μέσα στους οποίους δημιουργούνται οι πλανήτες. Οι πλανήτες μικρής μάζας δημιουργούν πεπλατυσμένους και πιο διάχυτους δακτύλιους σκόνης. Η βαρύτητά τους δεν επαρκεί ώστε να εμποδίσουν υλικό από την περιοχή τους στον δίσκο να κινηθεί προς το εσωτερικό του. Αντίθετα οι πλανήτες με μεγάλη μάζα εμποδίζουν την εισροή ύλης στο εσωτερικό του δίσκου. Έτσι οι δακτύλιοι που επηρεάζουν είναι λεπτοί με σαφή όρια. Μάλιστα κινούνται προς τα έξω του πρωτοπλανητικού δίσκου. Έτσι οι αστρονόμοι ανακάλυψαν μια σχέση της θέσης των δακτυλίων και της μάζας των πρωτοπλανητών.

Συνήθως είμαι ο γκρινιάρης της παρέας. Όμως σε αυτή την πανελλήνια όλα ήταν άψογα! Η ερασιτεχνική αστρονομία στην Ελλάδα ανέβηκε επίπεδο.

Είναι γνωστό ότι στο κέντρο του Γαλαξία μας υπάρχουν αστέρια που κινούνται με ταχύτητα μεγαλύτερη από την μέση ταχύτητα διαφυγής του Γαλαξία. Όμως η κεντρική μαύρη τρύπα δεν τα αφήνει να διαφύγουν. Τα τελευταία χρόνια οι αστρονόμοι ανακάλυψαν αρκετά αστέρια φασματικού τύπου B (άρα πολύ λαμπρά με μεγάλη μάζα) στις πιο εξωτερικές περιοχές του Γαλαξία να διαφεύγουν από αυτόν. Η ταχύτητες που αναπτύσσουν ξεπερνάνε τα 1000 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο (hyper velocity stars, HVS). Ο ήλιος μας γυρίζει γύρω από το γαλαξιακό κέντρο με 230 km/s. Στην κεντρική περιοχή του Γαλαξία ο μηχανισμός επιτάχυνσης των αστεριών είναι η βαρυτική επίδραση της κεντρικής μαύρης τρύπας. Στα αστέρια -φυγάδες που βρίσκονται μακριά από το κέντρο του Γαλαξία χρειάζεται ένας άλλος μηχανισμός επιτάχυνσης. Φαίνεται αυτά τα αστέρια να προέρχονται βασικά από τα νέφη του Μαγγελάνου. Ανήκαν σε διπλά αστρικά συστήματα με συνοδό μικρότερης μάζας (λογικό για την μεγάλη μάζα τους). Αυτά τα συστήματα πλησίασαν την κεντρική μαύρη τρύπα του νάνου γαλαξία τους. Η μαύρη τρύπα <κατάπιε> τον συνοδό και η κινητική ενέργεια του διπλού συστήματος μεταφέρθηκε στο αστέρι- φυγά. Μάλιστα στην ταχύτητα που απέκτησε πρέπει να προσθέσουμε και την ταχύτητα του νάνου γαλαξία, μιας και κινούνται στην ίδια κατεύθυνση. Έτσι παρατηρούμε πολλά από αυτά τα αστέρια σε μια περιοχή στον Λέοντα, δηλαδή στην κατεύθυνση κίνησης του μεγάλου Μαγγελανικού νέφους. Ένας άλλος μηχανισμός επιτάχυνσης αστεριών είναι οι εκρήξεις σουπερνόβα σε διπλά αστρικά συστήματα. Λόγω μεγάλης απώλειας μάζας του αστεριού που καταρρέει βαρυτικά ο πυρήνας του, ο συνοδός κερδίζει την κινητική ενέργεια του συστήματος. Όμως αυτός ο μηχανισμός δεν δικαιολογεί τις ταχύτητες διαφυγής από τον Γαλαξία που παρατηρούμε στα αστέρια- φυγάδες. Φυσικά η ταχύτητα διαφυγής στην εξωτερική περιοχή του Γαλαξία είναι μικρότερη από ότι στο πυκνό κέντρο του, με αποτέλεσμα αστέρια όπως το S5-HVS1 να διαφεύγει από τον Γαλαξία μας με ταχύτητα 1800 km/s. Αν αυτά τα αστέρια είχαν διαφύγει από το κέντρο του Γαλαξία, δεν θα έφταναν ποτέ εκεί λόγω πολύ μικρότερης διάρκειας ζωής (αστέρια τύπου B) από τον χρόνο που θα χρειαζότανε για να φτάσουν τόσο μακριά. Εκτός από τους τύπου B αστέρες βρέθηκε και ένα πλήθος μεταβλητών RR Lyrae να είναι φυγάδες του Γαλαξία μας. Με αυτή την ανακάλυψη επιβεβαιώθηκε και η ύπαρξη μαύρων τρυπών ενδιάμεσης μάζας (μερικές εκατοντάδες χιλιάδες ηλιακές μάζες) στους νάνους γαλαξίες.

Το αστέρι GAIA 20ehk σε απόσταση 11000 έτη φωτός παρουσιάζει τα τελευταία χρόνια μεγάλες ανωμαλίες στην λαμπρότητά του. Αυτό φαίνεται να μην οφείλεται στο ίδιο το αστέρι, αλλά σε συντρίμμια και σκόνη από έναν διαλυμένο πλανήτη, που ελαττώνει σημαντικά το φως του αστεριού που φτάνει σε εμάς. Ενώ υπάρχει χαοτική ελάττωση του ορατού φωτός, στο υπέρυθρο το αστέρι παρουσιάζει αύξηση λαμπρότητας. Αυτό ακριβώς κάνει η σκόνη που παρεμβάλλεται ανάμεσα σε μια πηγή φωτός και τη Γη, δηλαδή απορροφάει το ορατό και το υπεριώδες αλλά δεν απορροφάει το υπέρυθρο, αντίθετα αν είναι αρκετή θερμή εκπέμπει σε αυτό, αυξάνοντας την λαμπρότητα στο υπέρυθρο. Το αστέρι έχει ηλικία 10 εκατομμύρια έτη, κάτι που δεν δικαιολογεί την θερμοκρασία των 600Κ της σκόνης που παρατηρούμε από την εκπομπή της. Άρα αυτή προέρχεται από μια πρόσφατη σύγκρουση, ίσως παρόμοια με αυτή της Γης με την Θεια που είχε ως αποτέλεσμα την δημιουργία της Σελήνης.

Ένα πρόβλημα για τους αστρονόμους, σχετικά με τις εκρήξεις σουπερνόβα κατάρρευσης αστρικού πυρήνα, είναι η κατανόηση του μηχανισμού εκτίναξης των εξωτερικών του πυρήνα στρωμάτων του αστεριού. Η κατάρρευση του πυρήνα σε αστέρα νετρονίων (και μετά σε μαύρη τρύπα, αν έχει πολύ μεγάλη μάζα) συμβαίνει ταχύτατα και σταματάει απότομα, χάρη στην πίεση των νετρονίων. Το υλικό του αστεριού που ακολουθάει την κατάρρευση (αέριο) συγκρούεται με υπερηχητική ταχύτητα με τον αστέρα νετρονίων. Έτσι δημιουργείται ένα κρουστικό μέτωπο με μεγάλη ισχύ από μέσα προς τα έξω. Το κρουστικό μέτωπο δεν είναι ελαστικό αλλά μετατρέπει την κινητική ενέργεια της ύλης που πέφτει στον αστέρα νετρονίων σε θερμότητα. Η πίεση του πλέον πολύ θερμού αερίου κοντά στην επιφάνεια του αστέρα νετρονίων κυριαρχεί της κινητικής πίεσης του αερίου που πέφτει προς τα μέσα. Αυτή η διαστολή του πολύ θερμού αερίου αποτελεί τον μηχανισμό της <αναπήδησης>. Στα νέα θεωρητικά μοντέλα προστέθηκαν η επιπλέον θέρμανση του αερίου από τον τεράστιο αριθμό νετρίνων που παράγονται κατά την δημιουργία του αστέρα νετρονίων και η ανάπτυξη συναγωγής (convection) κάτω από το κρουστικό μέτωπο. Χάρη σε αυτή δημιουργούνται τεράστιες <φυσαλίδες> που σπρώχνουν την ύλη προς τα έξω. Αυτός ο μηχανισμός δικαιολογεί την ασυμμετρία στις εκρήξεις σουπερνόβα.

Είδαμε ότι υπάρχουν γαλαξίες σχεδόν αποκλειστικά από σκοτεινή ύλη (άρθρο <πως βρίσκουμε σκοτεινούς γαλαξίες>). Υπάρχει και η αντίθετη περίπτωση, γαλαξίες χωρίς σκοτεινή ύλη. Το κοινό αυτών των 2 αντίθετων ομάδων γαλαξιών είναι ότι πρόκειται για νάνους γαλαξίες μετά από βαρυτική αλληλεπίδραση με άλλους γαλαξίες μέσα σε σμήνη γαλαξιών. Οι γαλαξίες χωρίς σκοτεινή ύλη ονομάζονται υπέρ- διάχυτοι (ultra diffuse). Το χαρακτηριστικό τους είναι ότι έχουν την μάζα ενός νάνου γαλαξία αλλά καταλαμβάνουν τον χώρο ενός γαλαξία σαν τον δικό μας. Αυτοί οι ιδιαίτεροι νάνοι γαλαξίες περιέχουν πολλά σφαιρωτά σμήνη. Ο πληθυσμός των σφαιρωτών σμηνών σε έναν γαλαξία είναι ανάλογος της μάζας του. Έτσι είναι παράδοξο να παρατηρούμε διάχυτους νάνους γαλαξίες με μικρή μάζα, μικρό πληθυσμό αστεριών αλλά πολλά σφαιρωτά σμήνη. Τα σφαιρωτά σμήνη δημιουργούνται μόνο σε γιγάντια μοριακά νεφελώματα, που σημαίνει γαλαξία με μεγάλη μάζα. Οι ταχύτητες των σφαιρωτών σμηνών τους μας δείχνουν την απουσία σκοτεινής ύλης. Μάλιστα εμφανίζονται κατά ζευγάρια και όχι μεμονωμένοι. Αυτό βοήθησε τους αστρονόμους να συμπεράνουν ότι πρόκειται για απομεινάρια γαλαξιακών συγκρούσεων. Οι γαλαξιακές συγκρούσεις αυξάνουν τον ρυθμό αστρογένεσης και ευνοούν την δημιουργία σφαιρωτών σμηνών, λόγω συγχώνευσης μοριακών νεφελωμάτων σε γιγάντια. Θεωρητικά μοντέλα έδειξαν ότι σε συγκεκριμένες συνθήκες σύγκρουσης 2 νάνων γαλαξιών μπορεί αυτοί να διαχωριστούν από τις σκοτεινές ύλες τους.

Οι κιλονόβα είναι συγκρούσεις αστέρων νετρονίων και ανιχνεύονται, έστω και πολύ πιο σπάνια από τις συγκρούσεις μαύρων τρυπών, στα βαρυτικά κύματα. Οι αστέρες νετρονίων έχουν τα ισχυρότερα μαγνητικά πεδία του συμπαντος, λόγω ταχύτατης περιστροφής τους. Η διεθνής ομάδα των αστρονόμων στο πανεπιστήμιο Πατρών Δημήτρη Σκιαθά και Κωνσταντίνο Καλαποθαράκο έδειξε σε προσομοίωση πως αλληλοεπιδρούν τα μαγνητικά πεδία που φιλοξενούν φορτισμένα σωματίδια (μαγνητόσφαιρες) 2 αστέρων νετρονίων όταν αυτοί συγκρούονται. Παρατήρησαν πως επανασυνδέονται οι μαγνητικές γραμμές, σαν να δημιουργείται ένα τεράστιο μαγνητικό κύκλωμα. Αυτό το φαινόμενο έχει ως αποτέλεσμα την εκπομπή ακτινών γ από το σύστημα, μόλις πριν τα βαρυτικά κύματα. Σαν προειδοποίηση για την επερχόμενο σύγκρουση. Το φαινόμενο είναι πιο έντονο όταν ο προσανατολισμός των πόλων των 2 αστέρων νετρονίων είναι αντίθετος. Αν εμπλέκετε ένας μάγνεταρ, αστέρι νετρονίων με το ισχυρότερο μαγνητικό πεδίο, τότε μπορεί το παραπάνω φαινόμενο να επηρεάσει τις τροχιές και τις επιφάνειες των 2 αστέρων νετρονίων. Αυτή η μελέτη αποδεικνύει πόσο χρήσιμη είναι η αστρονομία πολυμέσων (multimedia astronomy) για την κατανόηση των μυστικών του σύμπαντος.

Οι λεγόμενοι ραδιογαλαξίες φιλοξενούνε μια ακραίας μεγάλης μάζας κεντρική μαύρη τρύπα. Αυτή συσσωρεύει υλικό σε έναν δίσκο προσαύξησης και εκπέμπει 2 πίδακες από τους πόλους της. Σε φάση μεγάλης συσσώρευσης υλικού στον δίσκο οι πίδακες αλληλοεπιδρούν με την εξωτερική ύλη του γαλαξία, με αποτέλεσμα να σχηματίζονται τεράστιοι λοβοί από το κρουστικό μέτωπο. Οι λοβοί ανιχνεύονται στα ραδιοκύματα. Ο ραδιογαλαξίας J022248-060934 παρουσιάζει ερυθρολίσθηση z= 0,94 που σημαίνει ότι το φως του που φτάνει σε εμάς χρειάστηκε 7,5 δις έτη για την διαδρομή του. Οι αστρονόμοι εντόπισαν 3 ζευγάρια λοβών, που αναλογούν σε εκτινάξεις υλικού από τους πίδακες. Αυτές συμβαίνουν όταν συσσωρεύεται πολύ υλικό στην κεντρική μαύρη τρύπα και ο γαλαξίας περνάει την φάση του ενεργού γαλαξιακού πυρήνα (AGN). Το πρώτο επεισόδιο εκτίναξης υλικού διάρκεσε 10 εκατομμύρια έτη, μετά ακολούθησε μια φάση ηρεμίας για ένα εκατομμύριο έτη. Το δεύτερο επεισόδιο είχε διάρκεια 7 εκατομμύρια έτη, και ακολούθησε σύντομα το τρίτο επεισόδιο με διάρκεια 8 εκατομμύρια έτη. Το χρονοδιάγραμμα με τα μικρά διαλείμματα ανάμεσα στα επεισόδια εκτίναξης υλικού παραμένει ανεξήγητο. Το μέγεθος του ραδιογαλαξία με τους λοβούς φτάνει τα 5 εκατομμύρια έτη φωτός, 50 φορές μεγαλύτερο από τον δικό μας γαλαξία και 2 φορές την απόσταση μέχρι τον γαλαξία της Ανδρομέδας.

Οι αστρονόμοι άρχισαν να παρατηρούν με το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble το νεφέλωμα σουπερνόβα Καρκίνος (Μ1) από το 1999. Έτσι έχουν σήμερα μια καλή εικόνα της εξέλιξης του τα τελευταία 30 έτη. Η διαστολή του νεφελώματος απεικονίζεται σε νήματα πυκνού υλικού που κινούνται με ταχύτητα 1500 χιλιόμετρα/ δευτερόλεπτο προς τον μεσοαστρικό χώρο. Μάλιστα δεν τεντώνονται, αλλά κινούνται ως υπερμεγέθη βέλη. Η μεγάλη ταχύτητα διαστολής του Μ1, εκτός από την έκρηξη σουπερνόβα, οφείλεται και στον αστέρα νετρονίων που φιλοξενεί. Αυτός με το ισχυρότατο μαγνητικό πεδίο του εκπέμπει ακτινοβολία σύγχροτρον που λειτουργεί ως ισχυρός αστρικός άνεμος. Το Μ1 οφείλεται σε σουπερνόβα του 1054μΧ και έχει παρατηρηθεί εδώ και εκατοντάδες έτη από τους αστρονόμους. Απέχει 6500 έτη φωτός και έχει φτάσει σε διάμετρο τα 12 έτη φωτός.

Πλέον το δείγμα πλανητικών συστημάτων σε άλλα αστέρια είναι αρκετά μεγάλο. Οι περισσότεροι εξωπλανήτες που έχουμε ανακαλύψει έχουν μέγεθος ανάμεσα σε αυτό της Γης και του Ποσειδώνα. Έτσι φαίνεται να είναι λίγο παράδοξο που δεν έχουμε πλανήτη αυτού του μεγέθους στο ηλιακό σύστημα (13.000- 50.000 χιλιόμετρα διάμετρο). Το μόλις ηλικίας 20 εκατομμυρίων ετών πλανητικό σύστημα VI298 TAU φιλοξενεί 4 εξωπλανήτες με μέγεθος ανάμεσα στον Ποσειδώνα και τον Δία. Όμως οι μάζες τους, που προκύπτουν από τις βαρυτικές αλληλεπιδράσεις τους, είναι ανάμεσα σε 5- 15 φορές την μάζα της Γης. Έτσι έχουν πολύ μικρή πυκνότητα. Οι αστρονόμοι εκτιμούν ότι αυτοί οι 4 (αεριώδης) πλανήτες συρρικνώνονται μετά από κάποια φάση της αρχικής εξέλιξης ενός πλανητικού συστήματος, σε μέγεθος μικρότερο του Ποσειδώνα.

Το μεγάλο πρόβλημα στην ανακάλυψη εξωπλανητών είναι ότι τα αστέρια είναι πολύ λαμπρότερα από τους πλανήτες. Έτσι είναι σχεδόν αδύνατο να διακρίνουμε το φως ενός εξωπλανήτη. Οι εξωπλανήτες που έχουμε απεικονίσει άμεσα είναι ελάχιστοι. Στους αστέρες νετρονίων τα πράγματα είναι διαφορετικά. Ο αστέρας νετρονίων είναι καυτός, αλλά λόγο πολύ μικρού μεγέθους πολύ αμυδρός. Ο εξωπλανήτης PSR J2322-2650b ανιχνεύτηκε άμεσα από το James Webb επειδή είναι πιο λαμπρός στο υπέρυθρο από τον αστέρα νετρονίων γύρω από τον οποίο περιφέρεται. Ο αστέρας νετρονίων εκπέμπει κυρίως στις ακτίνες γ. Ο πλανήτης έχει επιφανειακή θερμοκρασία 1000 ως 1900 Κέλβιν και ολοκληρώνει μια περιφορά σε 8 ώρες, σε απόσταση μόλις 2 εκατομμύρια χιλιόμετρα από τον αστέρα νετρονίων. Ενώ ο πλανήτης έχει διάμετρο 100.000 χιλιόμετρα, το <αστέρι> του έχει διάμετρο μικρότερη από 20 χιλιόμετρα! Ο πλανήτης περιφέρεται γύρω από ένα σώμα 5000 φορές μικρότερο, σαν να γύριζε η Γη γύρω από έναν μικρό αστεροειδή! Έτσι επικαλύπτει τον αστέρα νετρονίων σε κάθε περιφορά του όπως τον παρατηρούμε. Αν κλίση της τροχιάς του πλανήτη το επέτρεπε, ο αστέρας νετρονίων δεν θα ανιχνευόταν στα ραδιοκύματα κατά την διάβαση του πλανήτη.

Τα σφαιρωτά σμήνη περιέχουν εκατοντάδες χιλιάδες αστέρια στοιβαγμένα σε χώρο περίπου150 έτη φωτός. Δηλαδή σαν να είχαμε ανάμεσα στην ήλιο και τον εγγύτερο του Κενταύρου χιλιάδες αστέρια! Σε όλα τα σφαιρωτά σμήνη παρατηρούμε 2 πληθυσμούς αστεριών. Τα αστέρια του population 1 (P1) έχουν παρόμοια αναλογία χημικών στοιχείων με τα αστέρια της γαλαξιακής άλως. Είναι σχετικά πλούσια σε Οξυγόνο και Άνθρακα, αλλά φτωχά σε Άζωτο. Τα αστέρια του population 2 (P2) είναι πιο φτωχά σε Οξυγόνο και Άνθρακα, και πιο πλούσια σε Άζωτο. Επίσης τα αστέρια του πληθυσμού P2 παρουσιάζουν διαφορές στην αναλογία των χημικών στοιχείων Ήλιο, Αλουμίνιο, Μαγνήσιο και Νάτριο σε σχέση με τα αστέρια του πληθυσμού P1. Στους 2 πληθυσμούς το σύνολο των 3 χημικών στοιχείων του κύκλου θερμοπυρηνικής σύντηξης CNO (Άνθρακας, Οξυγόνο και Άζωτο) είναι παρόμοιο. Όμως τα αστέρια που παρατηρούμε σήμερα στα σφαιρωτά σμήνη είναι μόνο μικρής μάζας, που μεταστοιχειώνουν το Υδρογόνο σε Ήλιο με την αλυσίδα πρωτονίου- πρωτονίου. Ουσιαστικά απουσιάζει ο κύκλος CNO, αυτός απαιτεί πολύ μεγαλύτερη θερμοκρασία του αστρικού πυρήνα. Αυτό σημαίνει ότι πρέπει να υπάρχει εμπλουτισμός των αστεριών από το αρχικό νεφέλωμα που δημιούργησε ένα σφαιρωτό σμήνος με τους 2 πληθυσμούς του. Οι εκρήξεις σουπερνόβα δεν μπορεί να δημιούργησαν τις διαφορές ανάμεσα στους 2 πληθυσμούς. Παρατηρούμε την ίδια αναλογία Σίδηρο/ Υδρογόνο στους 2 πληθυσμούς, που παρουσιάζουν και ελάχιστη διαφορά ηλικίας (μερικά εκατομμύρια έτη). Ούτε η εξέλιξη των μεσαίας μάζας αστεριών στον ασυμπτωτικό κλάδο, που σημαίνει εμπλουτισμό της μεσοαστρικής ύλης σε στοιχεία CNO, δεν λύνει το πρόβλημα των 2 πληθυσμών. Απαιτούνται 30 εκατομμύρια έτη για αυτή την αστρική εξέλιξη, χρόνος πολύ μεγαλύτερος από την διαφορά ηλικίας των 2 πληθυσμών. Μία λύση μπορούν να προσφέρουν τα αστέρια πάρα πολύ μεγάλης μάζας (Extreme Massive Stars, EMS), με 500- 1000 ηλιακές μάζες, που είναι αμφίβολο αν υπάρχουν. Σε αυτά (πάντα θεωρητικά) ακολουθούν τον κύκλο CNO θερμοπυρηνικής σύντηξης οι αλυσίδες σύντηξης Ne-Na και Mg-Al. Η μεγάλη απώλεια μάζας σε αυτές τις φάσεις αστικής εξέλιξης μπορεί να εμπλούτισε το αέριο στο νεφέλωμα ενός σφαιρωτού σμήνους σε λίγα εκατομμύρια έτη, ώστε να δημιουργηθεί ο δεύτερος αστρικός πληθυσμός. Το μόνο αστέρι με τεράστια μάζα που γνωρίζουμε είναι το R136a1 στο μεγάλο Μαγγελανικό νέφος. Στις άλλες περιπτώσεις τα υποτιθέμενα αστέρια τεράστιας μάζας αναλύθηκαν τελικά από τα τηλεσκόπιά μας σε πολλαπλά αστρικά συστήματα. Σε τέτοια περιβάλλοντα μικρής μεταλλικότητας ευνοείται η δημιουργία αστεριών με τεράστια μάζα.

Η βάζουμε το smart eye

Οι γαλαξίες χαμηλής επιφανειακής λαμπρότητας (Low Surface Brightness Galaxies) αποτελούνται με πάνω από 99% σκοτεινή ύλη. Έτσι είναι πολύ διάχυτοι και δύσκολο να εντοπιστούν. Σε έναν τέτοιο γαλαξία, τον CDG-2 που το φως του χρειάζεται 244 εκατομμύρια έτη φωτός να φτάσει σε εμάς, οι αστρονόμοι ανακάλυψαν 4 σφαιρωτά σμήνη σε μια περιοχή μόλις 4000 ετών φωτός. Οι πιθανότητες να πρόκειται για τυχαία συνάντηση των 4 σφαιρωτών είναι 1/67.000. Έτσι το πιο λογικό είναι να βρίσκονται στο βαρυτικό πεδίο σκοτεινής ύλης. Το φως που εκπέμπει αυτή η περιοχή αναλογεί σε μόλις 6 εκατομμύρια ηλιακές λαμπρότητες, με την μάζα της βαρυονικής (ορατής) ύλης να φτάνει τις 10 εκατομμύρια ηλιακές. Σχεδόν το 1/3 της εκπομπής του φωτός της περιοχής προέρχεται από τα 4 σφαιρωτά σμήνη. Η σκοτεινή ύλη του γαλαξία εκτιμάται στις 20 δις ηλιακές μάζες. Αυτός ο <σκοτεινός> γαλαξίας έχει το ρεκόρ με αναλογία σκοτεινής ύλης 99,94%. Να θυμίσουμε ότι η αναλογία σκοτεινής/ βαρυονικής ύλης στο σύμπαν είναι περίπου 5/1 (85% σκοτεινή ύλη). Η δημιουργία <σκοτεινών> γαλαξιών έχει να κάνει μάλλον με την <απογύμνωση> από βαρυονική ύλη αυτών των γαλαξιών σε διαδικασίες γαλαξιακών βαρυτικών αλληλεπιδράσεων.

Μετά το <ταξίδι του ήλιου> γύρω από το κέντρο του Γαλαξία μας, που μπορείτε να γνωρίσετε μέσα από το ομώνυμο βιβλίο μου, οι αστρονόμοι έχουν ενδείξεις ότι ο ήλιος δημιουργήθηκε πιο εσωτερικά στον Γαλαξία και μετανάστευσε στην σημερινή του τροχιά. Σε μια επισκόπηση 6600 αστεριών <αδελφών του ήλιου> με παρόμοια χημική σύσταση, φασματικό τύπο και επιφανειακή βαρύτητα, τα περισσότερα τέτοια αστέρια ηλικίας 4- 6 δις ετών βρίσκονται 10.000 έτη φωτός πιο εσωτερικά στον Γαλαξία από τον ήλιο μας. Αυτό αποτελεί ένδειξη μετανάστευσης αστεριών προς το εξωτερικό του Γαλαξία, πιθανότατα πριν ολοκληρωθεί η κεντρική ράβδος του, πριν από 4 δις έτη περίπου. Η τελευταία ασκεί βαρυτική επίδραση που δεν θα επέτρεπε σήμερα να γίνει μια τέτοια μετανάστευση, όπως είναι πιθανό να συνέβη με τον ήλιο μας στην νεαρή του ηλικία.

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.