ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

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

Σήμερα θα γιορτάσουμε την ημέρα της Γης. Στην Μυτιλήνη είπαμε να πρωτοτυπήσουμε και να παρατηρήσουμε ένα αρχαίο κομμάτι της Γης, το Φεγγάρι με τηλεσκόπιο

Από το κέντρο του Γαλαξία μας εκτείνονται για μερικές εκατοντάδες έτη φωτός και κάθετα στο επίπεδο 2 δομές καυτού ιονισμένου αερίου (ανιχνεύονται στις ακτίνες Χ), οι <καμινάδες> (galactic chimneys). Αυτές βρίσκονται μέσα στις πολύ πιο εκτεταμένες φούσκες Φέρμι (ακτίνες γ). Το CO είναι το δεύτερο σε αναλογία μόριο στο σύμπαν, μετά το μοριακό Υδρογόνο, Με την παραδοχή μιας αναλογίας H2/CO η εκπομπή του μας βοηθάει στην ανίχνευση του μοριακού Υδρογόνου. 

Οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ένα <κύπελο> με στενή βάση και μεγάλο άνοιγμα από μοριακό αέριο να περιβάλλει την Νότια καμινάδα. Μέσα του διακρίνονται δομές αστάθειας Reyleight- Taylor [ου παραπέμπουν σε επίδραση κρουστικού μετώπου. Τέτοιες δομές παρατηρούμε και επίγεια, για παράδειγμα στο γάλα που πέφτει μέσα στον καφέ). Η αναλογία 12C/13C για την κεντρική περιοχή του Γαλαξία μας είναι κοντά στο 30, κάτι που συμφωνεί με τον Άνθρακα στο κύπελο. Στην γειτονιά του ήλιου αυτή η αναλογία είναι στο 60. Το ύψος του κυπέλου φτάνει τα 400 έτη φωτός. Κάτι παράξενο είναι ότι ενώ η ταχύτητα του αραιού καυτού αερίου στην καμινάδα (εκροή από το γαλαξιακό κέντρο) είναι 100 km/s, η ταχύτητα του αερίου στο κύπελο είναι σχεδόν μηδενική! Μάλλον το πυκνό γαλαξιακό κέντρο ασκεί έντονη βαρυτική επίδραση και δεν αφήνει το πυκνό μοριακό αέριο να διαφύγει. 

Ανάλογη δομή έχουμε παρατηρήσει μόνον σε γαλαξίες με μεγάλη αστρογέννηση στην κεντρική τους περιοχή ή σε ενεργούς γαλαξιακούς πυρήνες. Μάλλον πρόκειται για απομεινάρι μοριακού αερίου από επεισόδιο έντονης αστρογέννησης πριν από 30 εκατομμύρια έτη.     

Πριν από έναν χρόνο περίπου, στις 7 Μαρτίου 2023, το τηλεσκόπιο ακτινών γ ανίχνευσε μία μακράς διάρκειας έκρηξη. Η GRB230307A είχε διάρκεια 200 δευτερόλεπτα (οι μικρής διάρκειας έχουν μόνο μερικά δευτερόλεπτα). Παρατηρήθηκε από επίγεια τηλεσκόπια μια έκρηξη κιλονόβα που συνδέεται με την παραπάνω έκρηξη (έκλαμψη) στις ακτίνες γ. Αυτές οι εκρήξεις προέρχονται από την συγχώνευση 2 αστέρων νετρονίων. Ανάμεσα στα χημικά στοιχεία με μεγάλο ατομικό αριθμό που παράγονται σε μια τέτοια έκρηξη ανιχνεύτηκε και το Τελλούριο. Το νεφέλωμα της κιλονόβα, που περιέχει πολύ λιγότερη μάζα από αυτό μιας σουπερνόβα, ψύχθηκε πολύ γρήγορα λόγω ταχύτατης διαστολής. 

Το ιδιαίτερο στην υπόθεση είναι ότι η κιλονόβα απέχει 120.000 έτη φωτός από τον Γαλαξία όπου ανήκαν οι 2 αστέρες νετρονίων. Οι εκρήξεις σουπερνόβα είναι ασύμμετρες, με αποτέλεσμα να μετακινούν τα αστρικά υπολείμματα (στην περίπτωσή μας αστέρια νετρονίων) δίνοντάς τους μια ώθηση. Αυτή η ώθηση επαρκούσε ώστε οι 2 αστέρες νετρονίων να αποκτήσουν ταχύτητα διαφυγής από τον γαλαξία. Μετά από 1 δις έτη συγχωνεύτηκαν πολύ μακριά από τον γαλαξία τους.   

Η κεφαλή του Ίππου (Αλόγου) στον Ωρίωνα είναι ένα σκοτεινό νεφέλωμα σε απόσταση 1400 έτη φωτός. Πιέζεται από το νεφέλωμα εκπομπής IC434. Τα σκοτεινά νεφελώματα κρύβουν τα αστέρια που βρίσκονται πίσω τους. Βρίσκονται μέσα σε μοριακά νεφελώματα και είναι οι μόνες περιοχές στο σύμπαν όπου μπορούν να δημιουργηθούν αστέρια. Η ύλη σε αυτά είναι μοριακή με πολύ σκόνη. Ανάμεσα στην κεφαλή του Ίππου και το ιονισμένο νεφέλωμα εκπομπής υπάρχει μια λεπτή ζώνη με ατομικό ουδέτερο αέριο. Ενώ το σκοτεινό νεφέλωμα και το νεφέλωμα εκπομπής εκτείνονται για αρκετά έτη φωτός, αυτή η ζώνη έχει πάχος μόλις 0,01 έτος φωτός. Μία στενή ζώνη διεπαφής ανάμεσα σε ιονισμένο και μοριακό αέριο. 

Το νεφέλωμα εκπομπής απεικονίζεται καλύτερα στο Hα ενώ το σκοτεινό νεφέλωμα από την εκπομπή του CO. Ο ιονισμός του νεφελώματος αποδίδεται σε αστέρια μεγάλης μάζας. Η επίδραση της διαστολής του νεφελώματος εκπομπής στο μοριακό νεφέλωμα μπορεί να είναι η συμπύκνωση όπως στην περίπτωση της κεφαλής του αλόγου ή να το διαλύσει, καταστέλλοντας την αστρογέννηση. Συνήθως σε ένα μοριακό νεφέλωμα συμβαίνουν τοπικά και οι δύο περιπτώσεις. 

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!

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.

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.

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.   

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!

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

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.

Οι πλανήτες που ήταν γνωστοί στους αρχαίους πολιτισμούς είναι αυτοί που φαίνονται με γυμνό μάτι, δηλαδή όλοι εκτός τον Ουρανό και τον Ποσειδώνα 

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.

Χρόνια πολλά σε όλους, με καθαρούς ουρανούς

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. 

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.    

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.    

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.  

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.  

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.  

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