ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

Μια νέα ανακάλυψη των αστρονόμων μας δείχνει ότι ένα μεγάλο μέρος της ύλης <κρύβεται> σε νήματα αραιού αερίου γύρω από γαλαξίες και ανάμεσά τους στα γαλαξιακά σμήνη. Στο Abell 3391/95 απεικονίστηκε ένα τέτοιο νήμα, στις ακτίνες Χ, με μέγεθος 50 εκατομμύρια έτη φωτός. Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι αποτελεί μόνο ένα τμήμα από το ολικό νήμα. Αυτά τα νήματα αερίου αποτελούν τα απομεινάρια των συμπυκνωμάτων ύλης όπου δημιουργήθηκαν οι γαλαξίες. Η πιο πυκνή ύλη σε αυτά τα τεράστιας μάζας συμπυκνώματα κατέρρευσε σε γαλαξίες, ενώ η πιο αραιή ύλη δεν ακολούθησε την κατάρρευση και αποτελεί σήμερα αυτά τα τεράστια νήματα.

Καλησπέρα, φαίνονται πολύ ωραίοι στο ίδιο πεδίο. Απόλαυση

Όταν ανακαλύπτουν οι αστρονόμοι ένα άστρο με πολύ μεγάλη μάζα μπαίνει το ερώτημα αν πρόκειται για διπλά αστέρι που δεν έχει αναλυθεί ακόμα. Η θεωρία υποστηρίζει ότι πολύ μεγάλη μάζα μπορεί να έχουν μόνο αστέρια μικρής μεταλλικότητας. Αυτό έχει να κάνει και με την κατάτμηση του νεφελώματος ώστε να δημιουργηθούν τα αστέρια (μεγάλη μεταλλικότητα σημαίνει κατάρρευση μικρότερων τμημάτων ενός νεφελώματος, άρα μικρότερης μάζας αστέρια).

Άρα το βασικό πρόβλημα θα είναι ότι οι 2 πλανήτες θα είναι χαμηλά στον ορίζοντα και όχι η λαμπρότητα του Δία. Χρειάζεται πολύ σκοτεινός δυτικός ορίζοντας και σταθερή ατμόσφαιρα (στο τελευταίο βοηθάει ότι έχουμε χειμώνα). Μπορούμε να δοκιμάσουμε να δούμε τον Κρόνο αυτές τις ημέρες μισή ώρα πριν δύσει, ώστε να έχουμε μια εικόνα αν και πως φαίνονται οι δακτύλιοι χωρίς την επίδραση του φωτός από τον Δία.

Άρα το βασικό πρόβλημα θα είναι ότι οι 2 πλανήτες θα είναι χαμηλά στον ορίζοντα και όχι η λαμπρότητα του Δία. Χρειάζεται πολύ σκοτεινός δυτικός ορίζοντας και σταθερή ατμόσφαιρα (στο τελευταίο βοηθάει ότι έχουμε χειμώνα). Μπορούμε να δοκιμάσουμε να δούμε τον Κρόνο αυτές τις ημέρες μισή ώρα πριν δύσει, ώστε να έχουμε μια εικόνα αν και πως φαίνονται οι δακτύλιοι χωρίς την επίδραση του φωτός από τον Δία.

Έχω την περιέργεια για το πως θα φαίνεται οπτικά (όχι φωτογραφικά) το φαινόμενο. Ο Δίας είναι πολύ λαμπρότερος του Κρόνου. Όταν οι 2 πλανήτες θα είναι στο ίδιο πεδίο, θα βλέπουμε τους δακτύλιους του Κρόνου?

Πρόκειται για εντυπωσιακό αριθμό αστεριών, που είναι κοντά στο 1% των αστεριών του Γαλαξία μας. Τα δεδομένα του Gaia είναι τόσο πολλά που δεν θα έφτανε όλος ο ανθρώπινος πληθυσμός για την μελέτη τους. Σαν ... παράπλευρη επιτυχία έχει την ανακάλυψη πάρα πολλών Κβάζαρ, που μας είναι εξαιρετικά χρήσιμα σημεία αναφοράς για τις κινήσεις των αστεριών (λόγω της μεγάλης απόστασής τους θεωρούνται <ακίνητα> στον ουρανό).

Η επισκόπηση GLIMPSE με το τηλεσκόπιο υπερύθρων Spitzer ανακάλυψε 120000 νεαρά αστέρια (YSO, young stellar objects, αστέρια προ κυρίας ακολουθίας). Η κατανομή τους είναι αυτή που περίμεναν οι αστρονόμοι. Βρίσκονται στο επίπεδο του γαλαξιακού δίσκου, και τα περισσότερα μέσα ή κοντά σε νεφελώματα αστρογέννησης. Κάποια υπάρχουν στο ευρύτερο πεδίο, ίσως να απομακρύνθηκαν γρήγορα από το νεφέλωμά τους ή το νεφέλωμα να ήταν μικρής μάζας και να διαλύθηκε σύντομα. Τα πεδία με τα νεαρά αστέρια σχετίζονται με τους βραχίονες του Γαλαξία μας, τον τοπικό μας βραχίονα και τους βραχίονες Τοξότη- Καρίνας και Γλύπτη- Κενταύρου (αυτό είναι και το χωρικό εύρος της επισκόπησης).

Πάρα πολύ ωραία παρουσίαση! Οι σύλλογοι ερασιτεχνικής αστρονομίας ανταποκρίνονται πολύ καλά με τόσο ποιοτικές παρουσιάσεις, στις δύσκολες συνθήκες που ζούμε σήμερα.

Το ALMA για άλλη μια φορά μας έδωσε μια εντυπωσιακή ανακάλυψη. Ένας πρωτοπλανητικός δίσκος ενώνεται με το νεφέλωμα από το οποίο προήρθε, μέσω βαρυτικής κατάρρευσης τμήματός του. Ο πρωτοπλανητικός δίσκος έχει ηλικία 1 εκατομμύρια έτη, και ο σχηματισμός πλανητών εξελίσσεται ήδη. Οι αστρονόμοι δεν περίμεναν να συνεχίζεται η σύνδεση ενός δίσκου με το νεφέλωμά του μετά από τόσο χρόνο. Επίσης υπάρχει ένα μεγάλο χάσμα (gap) στον δίσκο, που παραπέμπει σε σώμα με μάζα 4- 17 φορές αυτή του Δία, άρα πιθανόν ένας καφέ νάνος.

Χαίρομαι που άρεσε η παρουσίαση για τους μπλε παράξενους. Με βοήθεια εννοώ πληροφορίες σχετικά με το θέμα, από έγκυρες πήγες. Είναι δύσκολο θέμα αλλά μια ωραία πρόκληση.

Δηλαδή απαγορεύεται να το συζητάμε? Ελπίζω να μην φάω κανένα πρόστιμο!

Γενικά ο πλανήτης μας απολαμβάνει την σταθερότητα του ηλιακού μας συστήματος. Ο ήλιος είναι ένα μακρόβιο σταθερό αστέρι, χωρίς στενό συνοδό, και η γειτονιά του δεν έχει μεγάλη πυκνότητα σε αστέρια. Ως όριο ασφαλείας θεωρούμε τις 1000 αστρονομικές μονάδες. Αν ένα άλλο αστέρι μας πλησιάσει περισσότερο, θα διαταράξει το πλανητικό μας σύστημα. Στην κοιλιά του Γαλαξία μας το 80% των αστεριών βιώνει μια τέτοια προσέγγιση σε διάστημα 1 δις έτη, λόγω μεγαλύτερης πυκνότητας του αστρικού πληθυσμού. Ακόμα και ο GL 710, ένας νάνος φασματικού τύπου K που θα μας πλησιάσει σε 1,3 εκατομμύρια έτη, δεν θα φτάσει πιο κοντά από τις 10.000 AU. Σημαντικό είναι ότι στην γειτονιά μας δεν δημιουργούνται αστέρια μεγάλης μάζας. Παρόλα αυτά υπολογίζουμε ότι έχουν συμβεί 7 μαζικές εξαφανίσεις της ζωής στην Γη, που μάλλον οφείλονται σε εξωγενή παράγοντες. Η μελέτη του στοιχείου Σαμάριο στην Γη μας δείχνει ότι η εξαφάνιση στην Δεβόνια εποχή, πριν από 359 εκατομμύρια έτη, πρέπει να προήλθε από μια κοντινή έκρηξη σουπερνόβα. Εκείνη την εποχή το ηλιακό μας σύστημα πρέπει να βρέθηκε κοντά σε περιοχή αστρογέννησης (στην περιφορά του γύρω από το κέντρο του Γαλαξία), και να δέχτηκε την ισχυρή υπεριώδης ακτινοβολία μίας ή περισσότερων εκρήξεων σουπερνόβα. Να θυμίσουμε ότι τα αστέρια μεγάλης μάζας που δίνουν εκρήξεις σουπερνόβα ζούνε λίγα εκατομμύρια έτη, με αποτέλεσμα να μην φεύγουν μακριά από την περιοχή που δημιουργήθηκαν. Η ισχυρή υπεριώδης ακτινοβολία κατέστρεψε το Όζον στην ατμόσφαιρα της Γης για 100.000 έτη. Αυτό φαίνεται από την αναλογία ισοτόπων του Πλουτωνίου και του Σαμαρίου σε ιζήματα. Άλλες αιτίες όπως η πτώση αστεροειδή ή ακτινοβολία γ από κοσμικό γεγονός δεν θα είχαν συνέπειες με τόση διάρκεια. Στις εκρήξεις σουπερνόβα το νεφέλωμα που δημιουργείται εκπέμπει υπεριώδης ακτινοβολία για πολλές χιλιάδες έτη. Η απόσταση της σουπερνόβα πρέπει να ήταν στα 65 έτη φωτός (το 1/10 της απόστασης του Betelgeuse).

Νομίζαμε ότι τα πιο γρήγορα αστέρια κινούνται γύρω από την κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία μας, σε μικρή απόσταση από αυτή. Όμως βρέθηκε ένα ακόμα πιο γρήγορο αστέρι να κινείται σχεδόν κάθετα στον γαλαξιακό δίσκο και να διαφεύγει από τον Γαλαξία μας. Το αστέρι S5-HVS1 κινείται με 1800 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο (6,5 εκατομμύρια χιλιόμετρα την ώρα!), ενώ το προηγούμενο ρεκόρ ταχύτητας αστεριού στον Γαλαξία μας ήταν λίγο παραπάνω από τη μισή του ταχύτητα. Η ταχύτητα διαφυγής του Γαλαξία μας (στην περιοχή του Ηλίου, μια μέση ταχύτητα διαφυγής) είναι στα 560 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο. Η κίνησή του μας δείχνει ότι προέρχεται από το κέντρο του Γαλαξία. Το πιθανότερο σενάριο είναι ένα διπλό αστέρι να πλησίασε την κεντρική μαύρη τρύπα. Το ένα αστέρι ακολούθησε τροχιά προς την μαύρη τρύπα (ένα από τα αστέρια μεγάλης ταχύτητας που υπάρχουν εκεί) ενώ το άλλο εκσφενδονίστηκε μακριά. Πρόκειται για μια τυπική βαρυτική αλληλεπίδραση 3 σωμάτων. Το αστέρι S5-HVS1 είναι φασματικού τύπου Α, που σημαίνει ότι δεν είναι βραχύβιο αστέρι μεγάλης μάζας. Για να φτάσει στην σημερνή του θέση ταξίδεψε από την κεντρική περιοχή του Γαλαξία για 4,8 εκατομμύρια έτη. Όταν θα εξελιχτεί σε κόκκινο γίγαντα, θα βρίσκεται κάπου στην μεσογαλαξιακή περιοχή της τοπικής γαλαξιακής ομάδας. (Δική μου σημείωση: φτάνει η ταχύτητά του για να ξεφύγει από την σκοτεινή ύλη του Γαλαξία μας?)

Στην τρίτη φωτο φαίνεται καλύτερα η συγκέντρωση του στοιχείου ήλιο στο ηλιακό στέμμα

Μια μελέτη του ηλιακού στέμματος έδειξε ότι το στοιχείο ήλιο (ένα χημικό στοιχείο που πρώτα ανιχνεύτηκε στον ήλιο μας και μετά στην Γη, για αυτό ονομάστηκε έτσι) έχει πολύ μικρή συγκέντρωση στον ισημερινό του στέμματος, μεγαλύτερη στα μεσαία ηλιογραφικά πλάτη και ξανά ελάττωση στους πόλους. Έτσι εξηγείται ότι ο ηλιακός άνεμος, που προέρχεται κυρίως από τον ισημερινό του ηλιακού στέμματος, περιέχει λιγότερο ήλιο από ότι θα έπρεπε, βάση της αναλογίας αυτού του στοιχείου στο αστέρι μας. Η αναλογία του ηλίου σε σχέση με το υδρογόνο κυμαίνεται στο στέμμα με την ένταση του μαγνητικού πεδίου, που διαφέρει στα διάφορα ηλιογραφικά πλάτη.

Θέλω να ... παραγγείλω μια παρουσίαση με θέμα την εκφυλλισμένη ύλη στα αστέρια (από το helium flash ως τους λευκούς νάνους). Μπορών να βοηθήσω όποιον ερασιτέχνη θέλει να ασχοληθεί. -------------------- Διασπάστηκε από το θέμα για τα webinars, παρακαλώ να το κρατήσουμε για την ανακοίνωση των παρουσιάσεων για να τα βρίσκουμε εύκολα

Μία νέα έρευνα έδειξε ότι τα περισσότερα αστέρια που σχηματίζουν την κοιλιά του Γαλαξία (bulk) προέρχονται από ένα (παρατεταμένο) επεισόδιο αστρογέννησης, πριν από 10 δις έτη.Αυτά τα αστέρια είναι τόσο πλούσια σε μέταλλα όσο και ο ήλιος μας, που έχει την μισή περίπου ηλικία τους. Άρα έχουν πολύ μεγάλη μεταλλικότητα για την εποχή που δημιουργήθηκαν. Ένα ή περισσότερα τεράστια μοριακά νέφη ή ένας νάνος γαλαξίας είναι τα υποψήφια σώματα για την παροχή υλικού δημιουργίας των αστεριών της γαλαξιακής κοιλιάς.

Μία μελέτη των αστεριών στην πυκνή από αστέρια κεντρική περιοχή του Γαλαξία μας έδειξε ότι σε 1 δις έτη το 80% των αστεριών θα έχει δεχτεί βαρυτική παρενόχληση από άλλο αστέρι. Αυτό συμβαίνει όταν ένα αστέρι πλησιάζει ένα άλλο σε απόσταση 1000 AU. Για σύγκριση, ο εγγύτερος του Κενταύρου απέχει από εμάς 269.000 AU, ενώ η σημερινή απόσταση του νάνου πλανήτη Sedna από τον ήλιο είναι στις 884 AU. Δεν είναι γνωστό αν μια προσέγγιση άλλου αστεριού στις 1000 AU μπορεί να διαταράξει σημαντικά ένα πλανητικό σύστημα, αλλά αν ένα αστέρι πλησιάσει ένα άλλο στις 100 AU, οι περισσότεροι από τους πλανήτες του θα εγκαταλείψουν το πλανητικό σύστημα. Υπολογίζεται να υπάρχουν δισεκατομμύρια <ορφανοί> πλανήτες στον Γαλαξία μας. Οι κοντινές προσεγγίσεις αστεριών είναι στην καθημερινότητα της κεντρικής περιοχής του Γαλαξία, όπου συνωστίζονται 20 δις αστέρια. Μια περιοχή που δεν προσφέρει τις σταθερές συνθήκες που απολαμβάνει η Γη μας στο ηλιακό μας σύστημα τα τελευταία 4 δις έτη.

Η διαστημοσυσκευή Gaia μας βοήθησε να ανακαλύψουμε πως γύρω από τα αστρικά σμήνη υπάρχει μια αραιή αλλά μεγάλης μάζας άλως αστεριών. Η μελέτη μόλις 10 σμηνών έδειξε ότι υπάρχουν 10 φορές περισσότερα αστέρια σε μια τέτοια άλω από ότι στο σμήνος της. Τα σμήνη ξεχωρίζουν από το πεδίο επειδή παρουσιάζουν μεγάλη αστρική πυκνότητα. Αντίθετα, η άλως ενός σμήνους δεν ξεχωρίζει από το υπόλοιπο αστρικό πεδίο, αλλά τα αστέρια της έχουν παρόμοια κίνηση με τα αστέρια του σμήνους. Όμως δημιουργούνται πολλές απορίες. Τα περισσότερα σμήνη δεν έχουν επαρκή βαρυτική συνοχή ώστε να διατηρηθούν μακροχρόνια, με αποτέλεσμα να διαλύονται μετά από μερικές εκατοντάδες εκατομμύρια έτη. Αλλιώς ο ουρανός θα ήταν γεμάτος σμήνη! Αυτές οι άλως αστεριών έχουν μεγάλη μάζα. Δεν επηρεάζουν βαρυτικά την εξέλιξη των σμηνών? Είναι αντιπροσωπευτικό το δείγμα των 10 σμηνών? Αναμένουμε την συνέχεια της έρευνας. University of Vienna

Πριν μερικά χρόνια έκανε εντύπωση ότι στην κόμη της Βερενίκης οι αστρονόμοι ανακάλυψαν έναν γαλαξία που αποτελείται σχεδόν αποκλειστικά από σκοτεινή ύλη. Η εκτίμηση της σκοτεινής ύλης βασίστηκε στον αριθμό των σφαιρωτών σμηνών (80), που βρίσκεται σε αναλογία με την συνολική μάζα ενός γαλαξία. Δεν γνωρίζουμε γιατί ακριβώς υπάρχει αυτή η αναλογία, αλλά μάλλον έχει να κάνει με την διαθέσιμη ποσότητα αερίου που έχει ένας γαλαξίας για να σχηματίσει αστρικά σμήνη μεγάλης μάζας που θα εξελιχτούν σε σφαιρωτά. Ακόμα, ένας γαλαξίας με μεγάλη μάζα συσσωρεύει πιο εύκολα νάνους- δορυφόρους γαλαξίες, οι πυρήνες των οποίων θα αποτελέσουν μια εναλλακτική πηγή σφαιρωτών σμηνών. Η ορατή (αστρική και αέριο) μάζα του γαλαξία Dragonfly 44 αντιστοιχεί μόλις στο 0,1% της συνολικής (βάση του πλήθος των σφαιρωτών σμηνών του στην αρχική παρατήρηση) αντί το σύνηθες 10%. Έτσι ο Dragonfly 44 χαρακτηρίστηκε σκοτεινός γαλαξίας. Όμως μια πρόσφατη έρευνα έδειξε ότι περιέχει μόλις 20 σφαιρωτά σμήνη, με αποτέλεσμα ο διάχυτος αυτός γαλαξίας να έχει φυσιολογική αναλογία σκοτεινής- βαρυονικής μάζας. Βέβαια η απόκλιση στο πλήθος των σφαιρωτών σμηνών των 2 ερευνών δεν μπορεί να δικαιολογηθεί εύκολα. Μια πολύ ασφαλή μέθοδο μέτρηση της συνολικής ύλης ενός γαλαξία είναι η βαρυτική επίδραση που ασκεί σε άλλους γαλαξίες, όπως σε δορυφόρους του. Επίσης, αν τον παρατηρούμε μέσω βαρυτικού φακού μπορούμε να εκτιμήσουμε την συνολική μάζα του, αλλά αυτό είναι θέμα ευθυγράμμισης με τον βαρυτικό φακό και εμάς τους παρατηρητές, κάτι που δεν συμβαίνει σε αυτόν τον γαλαξία. Instituto de Astrofísica de Canarias

Υπάρχουν 2 σενάρια για τις εκρήξεις σουπερνόβα Ia. Το ένα προβλέπει έναν λευκό νάνο να συσσωρεύει ύλη από τον συνοδό του αστέρα, συνήθως έναν ερυθρό γίγαντα, μέχρι να ξεπεράσει το όριο Chandrasekhar στις 1,4 ηλιακές μάζες. Αυτή η SN Ia ονομάζεται μονού εκφυλισμού (single degeneration, με 1 εκφυλλισμένο αντικείμενο). Το δεύτερο σενάριο SN Ia προβλέπει την σύγκρουση 2 λευκών νάνων και ονομάζεται έκρηξη υπό- Chandrasekhar μάζας (sub- Chandrasekhar mass explosion). Δηλαδή σημειώνεται έκρηξη χωρία να ξεπεραστεί το παραπάνω όριο μάζας. Σε μια πρόσφατη προσομοίωση οι ερευνητές ανακάλυψαν πως η δημιουργία της ποσότητας Μαγγανίου, που παρατηρούμε στις περισσότερες SN Ia, μπορεί να δικαιολογηθεί μόνο με το πρώτο σενάριο. Σε αυτό το σενάριο αναπτύσσονται κατά την έκρηξη η θερμοκρασία και πίεση που οδηγεί στην δημιουργία, μέσω σύντηξης, του Μαγγανίου. Υπολογίζουν ότι το 75% των SN Ia έχουν ως μηχανισμό το πρώτο σενάριο. Η αναλογία Σιδήρου που δημιουργείται στις SN Ia είναι παρόμοια και στα 2 σενάρια. Αυτή η αναλογία για τα 2 σενάρια κυμαίνεται ανάλογα το περιβάλλον. Για παράδειγμα, σε νάνους γαλαξίες δορυφόρους του Γαλαξία μας οι sub- Chandrasekhar mass σουπερνόβα είναι πιο συχνές.

Μέχρι τώρα δεν ήταν γνωστό στους αστρονόμους κατά πόσο ο πάγος στην μεσοαστρική ύλη ήταν δεσμευμένος στην σκόνη. Μία ομάδα ερευνητών ανακάλυψε, μέσω πειραμάτων, τον ισχυρό δεσμό του πάγου νερού στους κόκκους της σκόνης, ακόμα και σε θερμοκρασίες πέρα από το σημείο τήξης του νερού (στις συνθήκες της μεσοαστρικής ύλης το νερό περνάει από την στερεή φάση στην αέρια φάση στους -93 βαθμούς Κελσίου). Ένα μέρος από το νερό παρέμενε δεσμευμένο μέσα αλλά και στην επιφάνεια των κόκκων πυριτίου. Επίσης υπήρχε φασματοσκοπική ταύτιση των αποτελεσμάτων των πειραμάτων με την μεσοαστρική ύλη. Αυτή η ιδιότητα του πάγου είναι ιδιαίτερα σημαντική για τον εμπλουτισμό των πλανητών με νερό μέσω κομητών ή αστεροειδών. Δηλαδή το νερό διατηρείται σε ένα πρωτοπλανητικό δίσκο ακόμα κι σε θερμοκρασίες μεγαλύτερες από το σημείο τήξης. Ακόμα, αν συμβαίνει το ίδιο και σε κόκκους πλούσιους σε άνθρακα (πολύ συνηθισμένη μορφή σκόνης), η δημιουργία πολύπλοκων οργανικών μορίων γίνεται πολύ πιο πιθανή. Επίσης, η αποθήκευση πάγου νερού στην σκόνη αποτελεί δεξαμενή οξυγόνου για τα μεσοαστρικά νεφελώματα. Τέλος, ο πάγος νερού στην σκόνη μπορεί να έχει σημαντικό ρόλο στην συγκόλληση κόκκων- δηλαδή την δημιουργία μεγαλύτερων σωμάτων που θα ενωθούν σε πλανήτες. Friedrich Schiller University Jena and the Max Planck Institute for Astronomy

Η διατύπωση του Τόλη είναι πιο σωστή. <Χωρίς να είμαι ειδικός στις ατμόσφαιρες των πλανητών, νομίζω το κείμενο της ανακοίνωσης αναφέρεται συγκεκριμένα στα σύννεφα της Αφροδίτης, τα οποία αποτελούνται κατά 90% απο θειικό οξύ (Η2SO4). Η ατμόσφαιρα αυτή καθεαυτή είναι ~96% διοξείδιο του άνθρακα (CO2).> Ήθελα να αναφερθώ στα σύννεφα της Αφροδίτης και στις εκεί συνθήκες.

Εδώ και πολλά χρόνια είναι γνωστό ότι ο δίσκος του Γαλαξία μας παρουσιάζει μια κυματοειδή παραμόρφωση (warp), από την μελέτη του μεσοαστρικού αερίου στα ραδιοκύματα και την διασπορά των αστεριών τύπου O και των Κηφείδων (Λαμπρά αστέρια που εντοπίζονται σε μεγάλη απόσταση). Η αιτία της παραμόρφωσης του δίσκου, δηλαδή της απόκλισης από το επίπεδο, είναι οι βαρυτικές δυνάμεις από έναν νάνο γαλαξία, τον νάνο γαλαξία του Τοξότη, που σχεδόν ενσωματώθηκε στον Γαλαξία μας. Οι τελευταίες μελέτες του θέματος έδειξαν ότι η παραμόρφωση μετακινείται στον δίσκο με περίοδο 600 εκατομμύρια έτη, στην κατεύθυνση της περιστροφής του δίσκου. Οι βαρυτικές παραμορφώσεις σε γαλαξιακούς δίσκους χωρίζονται σε 2 κατηγορίες. Η πρώτη αφορά βραχυχρόνιες παραμορφώσεις, από γεγονότα συγχώνευσης διάρκειας μερικών εκατοντάδες εκατομμυρίων ετών. Αυτές οι παραμορφώσεις θα εξαλειφτούν μετά από μερικά δις έτη και δεν θα αφήσουν μόνιμα σημάδια στον δίσκο. Η δεύτερη κατηγορία περιλαμβάνει τις μεγαλύτερης διάρκειας και δυναμικής συγχωνεύσεις, που δημιουργούν παραμορφώσεις για πολλά δις έτη στον δίσκο. Οι πρώτες περιφέρονται του δίσκου με την φορά της περιστροφής του ενώ οι δεύτερες με αντίστροφη φορά. Οι τελευταίες μελέτες έδειξαν ότι η σημερινή παραμόρφωση του δίσκου ταιριάζει στην πρώτη περίπτωση, αντίθετα με ότι πιστεύαμε παλαιότερα. οι ερευνητές χρησιμοποίησαν τα δεδομένα από το GAIA και βασίστηκαν στην διασπορά και την κινηματική 12 εκατομμυρίων ερυθρών γιγάντων (άλλη μια κατηγορία πολύ λαμπρών αστεριών).