ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

Πλέον έχουμε και την δεύτερη ανακάλυψη, στα βαρυτικά κύματα, συγχώνευσης 2 αστέρων νετρονίων. (GW 190425). Αυτή η συγχώνευση έγινε πολύ πιο μακριά στο σύμπαν και υπάρχει μεγάλη ασάφεια για την απόσταση και την περιοχή της, κάτι που έκανε αδύνατη την παρατήρηση στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα. Ένα ιδιαίτερο χαρακτηριστικό της είναι η μεγάλη συνολικά μάζα των 2 αστέρων νετρονίων, περίπου 3,5 ηλιακές μάζες.Ακόμα και στην ανακοίνωση οι επιστήμονες αναφέρουν <συγχώνευση 2 υπέρπυκνων αντικειμένων> και όχι 2 αστέρων νετρονίων. Υπάρχουν διάφορα σενάρια για τους διπλούς αστέρες νετρονίων μεγάλης μάζας. Μπορεί να δημιουργήθηκαν μέσω ανταλλαγής συνοδού, δηλαδή σε πυκνό αστρικό περιβάλλον όπως ένα σφαιρωτό σμήνος να πλησίασε ένας αστέρας νετρονίων ένα διπλό σύστημα από έναν αστέρα νετρονίων και ένα κανονικό αστέρι και να άλλαξε θέση με το κανονικό αστέρι. Αυτό που γνωρίζουμε τώρα είναι ότι τέτοια συμβάντα δεν είναι και πολύ σπάνια. Ελπίζουμε στο μέλλον να έχουμε μεγάλο δείγμα τέτοιων γεγονότων, ώστε σε συνδυασμό με τις παρατηρήσεις στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα και τα νετρίνα να έχουμε τα δεδομένα που αναζητάμε. Σχετικά με την πρώτη ανακάλυψη συγχώνευσης αστέρων νετρονίων, επιβεβαιώθηκε η εκπομπή του Στροντίου 26 από αυτό το γεγονός. Έτσι είναι πλέον σίγουρο ότι η συγχώνευση 2 αστέρων νετρονίων δημιουργεί μέσω της γρήγορης απορρόφησης νετρονίων (rapid neutron capture progress) πολλά από τα βαρύτερα στοιχεία του σύμπαντος.

Στον λευκό νάνο WD J 0914+1914 υπάρχει ένας δίσκος. Αρχικά οι αστρονόμοι νόμιζαν πως το υλικό που ανακάλυψαν γύρω από τον λευκό νάνο ήταν τα συντρίμμια από μικρούς βραχώδεις πλανήτες. Ένας λευκός νάνος μπορεί με τις ισχυρές παλιρροϊκές δυνάμεις του να διαλύσει έναν πλανήτη, αν τον πλησιάσει αρκετά. Να σημειώσουμε ότι είναι φυσιολογικό να διαταράσσονται οι τροχιές των πλανητών όταν το αστέρι τους εξελίσσεται πέρα από την κύρια ακολουθία. Στον παραπάνω λευκό νάνο ο δίσκος από το υλικό εκτείνεται σε απόσταση 7 εκατομμύρια χιλιόμετρα από αυτόν, απόσταση στην οποία οι παλιρροϊκές δυνάμεις του είναι πολύ εξασθενημένες. Άρα σε αυτήν την απόσταση δεν μπορεί να διαλύσει έναν πλανήτη. Ο δίσκος περιέχει υδρογόνο, οξυγόνο και θείο, αλλά όχι σίδηρο και πυρίτιο, όπως θα αναμέναμε από την σύσταση των βραχωδών πλανητών. Έτσι οι αστρονόμοι συμπέραναν ότι πρόκειται για αέριο και όχι στερεά θραύσματα, που προέρχεται από έναν γίγαντα πλανήτη όμοιο του Ποσειδώνα. Αυτός βρίσκεται σε απόσταση 10 εκατομμυρίων χιλιομέτρων από τον νάνο, όπου δέχεται ισχυρή υπεριώδης ακτινοβολία, με αποτέλεσμα ένα μέρος της ατμόσφαιράς του να εξατμιστεί. Ο λευκός νάνος έχει επιφανειακή θερμοκρασία 28000 Κ, και στα επόμενα 350 εκατομμύρια έτη, μέχρι να ψυχραθεί αρκετά, θα εξατμίσει μόλις το 4% της συνολικής μάζας του πλανήτη. Αυτό με την παραδοχή ότι η τροχιά του πλανήτη δεν θα αλλάξει σημαντικά. Να σημειώσω ότι πρόκειται για μια χαρακτηριστική περίπτωση που παίρνουμε ένα φάσμα από ένα αντικείμενο (λευκός νάνος), αλλά αυτό στην πραγματικότητα προέρχεται και από υλικό που είναι κοντά στο αντικείμενο. Ευτυχώς στις περισσότερες περιπτώσεις διακρίνονται τα διαφορετικά χαρακτηριστικά του φάσματος από ένα πυκνό αστρικό αντικείμενο από αυτά του φάσματος της περιαστρικής ύλης.

Για την αστρονομία, οι ανακαλύψεις σε λεπτομέρειες των μηχανισμών που κινούν το σύμπαν (αστρογέννηση, σχηματισμός πλανητών, διπλά αστέρια και αστρική εξέλιξη, αλλά και εξέλιξη των γαλαξιών, και άλλα πολλά) είναι εντυπωσιακές την τελευταία δεκαετία. Και μάλλον θα είναι πολύ πιο εντυπωσιακές την επόμενη δεκαετία, όταν θα έχουμε ακόμη μεγαλύτερα τηλεσκόπια και ισχυρότερες συμβολομετρίες. Μόλις αρχίσαμε να <διαβάζουμε> τα βαρυτικά κύματα, ποιος ξέρει τι πληροφορίες μπορεί να κρύβουν. Η αστρονομία των πολλαπλών μέσων (multimedia astronomy) θα αλλάξει τον τρόπο έρευνας και ανάπτυξης των θεωρητικών μοντέλων. Είμαστε ακόμη στην αρχή...

Τους είδαμε σήμερα το βράδυ γύρω στις 20΄30, φάνηκαν από την Κασσιόπη, διέσχισαν το σώμα της μεγάλης Άρκτου και μετά από λίγο χάθηκαν. Μοιάζει με επιστημονική φαντασία. Αν γίνουν χιλιάδες, δεν θα βλέπουμε τίποτε άλλο όλη την νύχτα!

Ένα πρόβλημα είναι ο τρόπος με τον οποίο γίνεται η εκλαΐκευση. Πολλές φορές προσφέρει έδαφος στην παραεπιστήμη. Για παράδειγμα, παρουσιάσαμε στον κόσμο μια <φώτο> μαύρης τρύπας, τη στιγμή που οι αρκετοί άνθρωποι δεν ξέρουν την ουσιαστική διαφορά ενός αστεριού με έναν πλανήτη. Τους μιλάμε για βαρυτικά κύματα όταν πολλοί δεν ξέρουν τι είναι το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα. Η παραεπιστήμη (όπως και οι θρησκείες) είναι πολύ πιο εύπεπτη από τις (θετικές) επιστήμες. Αντίθετα με τις θετικές επιστήμες, έχουν ως βασικό θέμα τον άνθρωπο. Για παράδειγμα, η αστρονομία ασχολείται με το τι κάνει ένα αστέρι ενώ η αστρολογία τι κάνει το αστέρι στον άνθρωπο. Έτσι έχει ένα μεγάλο πλεονέκτημα, αφού εμφανίζεται ως πιο <χρήσιμη> στον άνθρωπο. Ειλικρινά, με πόση άνεση ανοίγετε συζήτηση για αστρονομία σε μια παρέα? Δεν σας ρωτάνε σχεδόν πάντα για το ζώδιό τους? Αν δεχτούμε ότι η θρησκεία είναι μια υποσυνείδητη ανάγκη του ανθρώπου, μπορούμε να κατανοήσουμε την ευκολία που πουλάει η αστρολογία. Με τα παραπάνω θέλω να τονίσω ότι η παραεπιστήμη δεν είναι ένα παροδικό ή τυχαίο φαινόμενο. Προσωπικά θέλω να στηρίξω με όποιον τρόπο μπορώ την προσπάθεια του παρατηρητηρίου, είναι πολύ σημαντικό να μπορούμε να ξεχωρίσουμε την παραεπιστήμη από την επιστήμη. Υπάρχει ανάλογη δραστηριότητα στο εξωτερικό? Θα προτιμούσα να οργανωθεί κάτι σε διεθνές επίπεδο.

Γενικά έχουμε ανιχνεύσει πολύ λίγα νετρίνα. Η σχεδόν ανύπαρκτη αλληλεπίδραση των νετρίνων με την ύλη (κάθε δευτερόλεπτο περνάνε 60 δις ηλιακά νετρίνα μέσα από ένα μόνο νύχι μας) έχει το αρνητικό της δύσκολης ανίχνευσης, αλλά το θετικό ότι μπορούν να βρεθούν στην Γη από την άκρη του σύμπαντος, διανύοντας ανενόχλητα δις έτη φωτός. Το κοσμικό νετρίνο IC 170922 που ανιχνεύτηκε στο IceCube στην Ανταρκτική, προέρχεται από ένα Blazar που το φως του κάνει 4 δις έτη να φτάσει σε εμάς. Οι Blazar είναι ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες, που έχουν τον ένα πίδακα ακριβώς ευθυγραμμισμένο με την Γη. Οι 2 πίδακες στους ενεργούς γαλαξιακούς πυρήνες δημιουργούνται από υλικό που διαφεύγει με σχετικιστική ταχύτητα κάθετα από τον δίσκο συσσώρευσης της κεντρικής γαλαξιακής μαύρης τρύπας. Οι πίδακες συνήθως περιέχουν συμπυκνώματα, που δείχνει ότι δεν έχουν ομαλή ροή ύλης. Τα νετρίνα δημιουργούνται από αλληλεπιδράσεις πρωτονίων μεγάλης ενέργειας ή σύγκρουση πρωτονίων με φωτόνια. Έτσι τώρα γνωρίζουμε ότι οι πίδακες των ενεργών γαλαξιακών πυρήνων περιέχουν και πρωτόνια υψηλής ενέργειας. Τα τηλεσκόπια ακτίνων γ ανίχνευσαν το Blazar TX 0506+056 ως πηγή του νετρίνο, επειδή μέτρησαν μια έκρηξη στις ακτίνες γ από αυτό σχεδόν ταυτόχρονα με την ανίχνευση του νετρίνο. Οι ανιχνευτές του Ice Cube δίνουν την περιοχή της πηγής με ακρίβεια μίας μοίρας στον ουρανό. Από τα αρχεία του IceCube βρέθηκαν άλλα 13+-5 νετρίνα παλαιότερων ανιχνεύσεων που συνδέονται με το παραπάνω Blazar, αλλά χωρίς να υπάρχει παρατήρηση ανάλογων εκρήξεων ακτίνων γ. Άρα αυτά πρέπει να εκλύθηκαν σε φάση ηρεμίας του πίδακα. Ακόμη, το τηλεσκόπιο ακτίνων γ Fermi παρατηρεί πάνω από 2500 Blazar, και από κανένα δεν έχει ανιχνευτεί νετρίνο. Μήπως πρόκειται για ένα πολύ ιδιαίτερο Blazar ? Την λύση έδωσαν οι παρατηρήσεις στα ραδιοκύματα. Οι πίδακες εκτός από σκληρή ακτινοβολία εκπέμπουν και σχετικιστικά ραδιοκύματα. Εκεί φάνηκε ότι το Blazar έχει 2 πυρήνες (μάλλον 2 κεντρικές μαύρες τρύπες με 4 συνολικά πίδακες) με αποτέλεσμα το υλικό από 2 πίδακες να συγκρούεται. Κατά την σύγκρουση δημιουργούνται νετρίνα. Η γωνία των 2 πιδάκων αλλάζει λόγω περιστροφής τους με τις μαύρες τρύπες γύρω από το κοινό κέντρο βάρους του συστήματος. Έτσι η ευθυγράμμιση με την Γη δεν είναι συνεχής, με αποτέλεσμα να μην μας έρχονται συχνότερα νετρίνα από εκεί. Αυτό είναι και το πιο πιθανό σενάριο. Εναλλακτικά, μπορεί να υπάρχει μόνο 1 μαύρη τρύπα και η παλιρροϊκές δυνάμεις του δίσκου προσαύξησης στην μαύρη τρύπα να δημιουργούν την ταλάντωση του πίδακα. Αυτή η ανακάλυψη αποτελεί ένα ακόμη δείγμα των δυνατοτήτων της multimedia astronomy, δηλαδή του συνδυασμού παρατηρήσεων στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα και πέρα από αυτό.

Έχουμε παρατηρήσει σπείρες σε πρωτοπλανητικούς δίσκους σε νεαρά αστέρια, που οφείλονται σε βαρυτική επίδραση από συνοδό αστέρα. Αυτό μας κάνει να πιστεύουμε ότι στα διπλά αστέρια η δημιουργία πλανητών είναι πιο δύσκολη, ή τουλάχιστον διαφορετική. Στο αστέρι MWC758, που δεν έχει συνοδό αστέρα από ότι γνωρίζουμε, παρατηρούμε σπειροειδή δομή του πρωτοπλανητικού δίσκου του, που μάλλον δημιουργείται από έναν πρωτοπλανήτη του με πολλές φορές την μάζα του Δία. Οι πρωτοπλανήτες έχουν μεγάλες θερμοκρασίες, 700- 1200 βαθμούς, λόγω βαρυτικής συρρίκνωσης. Έτσι μπορούμε να τους ανιχνεύσουμε στους κατά πολύ πιο ψυχρούς πρωτοπλανητικούς δίσκους. Στο παραπάνω αστέρι βρέθηκε ένας πρωτοπλανήτης στην θέση που αναμένεται να υπάρχει στον δίσκο. Η μορφή των σπειρών του δίσκου δείχνει ότι αυτές προκαλούνται από ένα αντικείμενο σε αυτή τη θέση. Μπορεί και να πρόκειται απλά για συμπύκνωμα του δίσκου που μοιάζει με πλανήτη. Οι παρατηρήσεις στα επόμενα έτη θα μας δώσουν το φάσμα της περιοχής. Αν είναι πράγματι πλανήτης, θα ξεχωρίζει από τον δίσκο λόγω σύστασης της ατμόσφαιράς του.

Στις 24 Φεβρουαρίου 1987 ανιχνεύσαμε στο μεγάλη νέφος του Μαγγελάνου μια σουπερνόβα αστρικής κατάρρευσης. Οι αστρονόμοι υπολογίζουν ότι από το αστέρι της έκρηξης απέμεινε ένας αστέρας νετρονίων. Με το τηλεσκόπιο ALMA ανιχνεύτηκε μια θερμή περιοχή στο μέρος όπου έγινε η έκρηξη. Εκεί υπάρχει πολύ σκόνη και αέριο, κάτι φυσικό μετά την έκρηξη σουπερνόβα. Η συγκεκριμένη περιοχή μπορεί να θερμαίνεται από το αστέρι νετρονίων που ψάχνουμε. Για να δούμε άμεσα το αστέρι νετρονίων, δηλαδή η ακτινοβολία που εκπέμπει να περάσει το πυκνό κέλυφος από σκόνη και αέριο που έχει γύρω του, θα περάσουν πολλά χρόνια ακόμη.

Πολλοί θα αναρωτηθείτε πως συνεχίζει ένας λευκός νάνος την σύντηξη. Σε αυτόν τον <υπέρβαρο> λευκό νάνο η σύντηξη θα γίνεται στο εξωτερικό τμήμα του, γύρω από τον πυρήνα εκφυλισμένης ύλης. Σιγά- σιγά αυτή η εξωτερική περιοχή θα κερδίζει έδαφος προς τα μέσα, με την δημιουργία όλο και βαρύτερων στοιχείων. Τελικά θα σχηματιστεί ένας πυρήνας σιδήρου- νικελίου, όπως στα αστέρια μεγάλης μάζας, με αποτέλεσμα την έκρηξη σουπερνόβα.

Το αστέρι IPHAS J005311.21+673002.1 βρίσκεται μέσα σε ένα νέφος που δεν περιέχει υδρογόνο. Έτσι το νέφος φαίνεται μόνο στις υπέρυθρες, αφού το υδρογόνο εκπέμπει και στο ορατό φως. Το αστέρι δείχνει πολύ πλατιές φασματικές γραμμές εκπομπής οξυγόνου. Τέτοιες γραμμές εμφανίζονται σε πολύ ισχυρούς αστρικούς ανέμους, λόγω έντονου φαινομένου Ντόπλερ. Σε αυτό το αστέρι οι αστρικοί άνεμοι φτάνουν τα 16000 km/s, το σημερινό ρεκόρ ταχύτητας αστρικών ανέμων. Η επιφάνεια του αστεριού αποτελείται από άνθρακα και οξυγόνο, και έχει θερμοκρασία 200000 Κέλβιν. Η λαμπρότητά του είναι 40000 φορές την ηλιακή, που δεν δικαιολογείται για λευκό νάνο. Θα πρέπει να έχει μεγαλύτερη μάζα από την μάζα Chandrasekhar, που αποτελεί όριο για τους λευκούς νάνους, για να φτάσει σε τέτοια λαμπρότητα. Η μεγάλη ταχύτητα του αστρικού ανέμου δεν μπορεί να δικαιολογηθεί από τις εσωτερικές διεργασίες ενός αστεριού. Ένα έντονο μαγνητικό πεδίο μπορεί να αυξήσει την ταχύτητα του αστρικού ανέμου. Ο (ιονισμένος) άνεμος αναγκάζεται να κινείται στις μαγνητικές γραμμές του αστεριού. Αν το αστέρι περιστρέφεται πολύ γρήγορα, η φυγόκεντρος δίνει μεγάλη ταχύτητα στον αστρικό άνεμο. Η γρήγορη περιστροφή και το ισχυρό μαγνητικό πεδίο δικαιολογείται στην συνένωση 2 λευκών νάνων σε ένα σώμα. Τα 2 αστέρια του διπλού συστήματος δεν αλληλεπίδρασαν (δεν αντάλλαξαν μάζα) πριν εξελιχτούν σε λευκούς νάνους, λόγω μεγάλης μεταξύ τους απόστασης (διπλός αστέρας χαλαρής σύνδεσης). Μετά από δις έτη ενώθηκαν οι 2 λευκοί νάνοι σε έναν. Αυτός απέκτησε ένα εξωτερικό στρώμα άνθρακα- οξυγόνου, όπου όμως η ύλη δεν είναι εκφυλισμένη. Αυτό σημαίνει ότι μπορούσε να ξεπεράσει την μάζα Chandrasekhar, αφού ο περιορισμός αυτής της μάζας ισχύει μόνο για την εκφυλισμένη ύλη. Η ένωση των 2 λευκών νάνων έδωσε μεγάλη στροφορμή (ταχύτητα περιστροφής) στον νέο λευκό νάνο, και ενίσχυσε το μαγνητικό πεδίο. Αυτός ο λευκός νάνος συντήκει τον άνθρακα και το οξυγόνο σε βαρύτερα στοιχεία και θα εκραγεί ως SN Ic (κατάρρευση αστρικού πυρήνα χωρίς υδρογόνο και ήλιον στο φάσμα της έκρηξης).

Παρατηρούμε πολύ ισχυρές εκλάμψεις σε νεαρά αστέρια. Αυτές είναι μέχρι και 1 εκατομμύριο φορές πιο ισχυρές από τις ισχυρότερες εκλάμψεις του ηλίου μας. Μια μελέτη thw αναλογίας ισοτόπων (Λίθιο -7 με Λίθιο-6) σε μετεωρίτες μας δείχνει την διατάραξη της αναλογίας στο πρώιμο ηλιακό μας σύστημα. Τότε οι πρώτο- πλανήτες βίωσαν τις συνέπειες από τις σούπερ ηλιακές εκλάμψεις. Πρέπει να έχουμε ανάλογα αποτελέσματα στην μελέτη και άλλων μετεωριτών, ώστε να βγάλουμε ασφαλή συμπεράσματα. Και δεν γνωρίζουμε αν σήμερα ο ήλιος μπορεί να δημιουργήσει, ακόμα και πολύ σπάνια, ανάλογα superflares.

Ένα σύγχρονο πρόβλημα της αστρονομίας είναι οι μαύρες τρύπες μεσαίου μεγέθους. Τις γνωρίζουμε από τις συγχωνεύσεις τους, που ανιχνεύουμε μέσω βαρυτικών κυμάτων. Έχουν γύρω στις 50 ηλιακές μάζες, περισσότερο από ότι θα μπορούσε να έχει μια μαύρη τρύπα που δημιουργήθηκε από κατάρρευση αστρικού πυρήνα, και πολύ λιγότερη μάζα από τις κεντρικές μαύρες τρύπες των γαλαξιών. Μια νέα θεωρία υποστηρίζει ότι προέρχονται από συγχωνεύσεις αστρικών μαύρων τρυπών, που συμβαίνουν στους δίσκους συσσώρευσης των μεγάλων κεντρικών μαύρων τρυπών των γαλαξιών. Το πυκνό αστρικό περιβάλλον και οι παλιρροϊκές δυνάμεις ενός τέτοιου δίσκου δικαιολογούν την συγχώνευση μαύρων τρυπών. Πράγματι, στην κεντρική περιοχή του Γαλαξία μας παρατηρούμε νεαρά αστρικά σμήνη μεγάλης μάζας, που είναι απαραίτητα για τον σχηματισμό αστεριών μεγάλης μάζας (προγεννήτορες των αστρικών μαύρων τρυπών). Ένα άλλο περιβάλλον που αναμένουμε να βρούμε μαύρες τρύπες μεσαίας μάζας είναι τα σφαιρωτά σμήνη. Θα πρέπει να συνδεθούν οι ανακαλύψεις βαρυτικών κυμάτων με τις κεντρικές γαλαξιακές περιοχές ώστε να έχει βάση η παραπάνω θεωρία. [/b]

Αν θέλουμε να ερευνήσουμε το ιστορικό συγχωνεύσεων του γαλαξία της Ανδρομέδας, θα παρατηρήσουμε την γιγάντια αστρική ροή (stellar stream) του Μ32. H ομοιογένεια των αστρικών πληθυσμών (διαφορετικές αστρικές ομάδες) στην άλω του γαλαξία της Ανδρομέδας συνηγορεί υπέρ μιας αρκετά μεγάλης συγχώνευσης. Στην άλω του γαλαξία παρατηρούμε αστέρια με μεγάλη μεταλλικότητα και μέσης ηλικίας, άρα αστέρια που προέρχονται από συγχώνευση άλλου γαλαξία. Ο γαλαξίας με τον οποίο συγκρούστηκε η Ανδρομέδα (Μ32p) δεν πρέπει να ξεπερνούσε το 1/4 της μάζας της, αλλιώς θα σχηματιζόταν ένας ελλειπτικός γαλαξίας (θα είχαμε κατάρρευση του δίσκου της Ανδρομέδας). Αυτό συνέβη πριν από 2 δις έτη, τότε είχαμε και έντονη αστρογέννηση στον γαλαξία. Ο Μ32 μάλλον είναι το απομεινάρι (πυρήνας) του γαλαξία που συγχωνεύτηκε με την Ανδρομέδα. Η πρώτη προσέγγιση των 2 γαλαξιών έγινε πριν από 6 δις έτη.

Υπάρχουν πολλές ενδείξεις ότι ο Γαλαξίας μας συσσώρευσε σχετικά πρόσφατα κάποιον μικρότερο γαλαξία, αλλά σημαντικής μάζας. Οι διάφορες δομές που αναπτύσσονται από το γαλαξιακό κέντρο και κάθετα στο γαλαξιακό επίπεδο, τα ίχνη σχετικά πρόσφατου επεισοδίου έντονης αστρογέννησης και η συνοδός- μαύρη τρύπα της κεντρικής μαύρης τρύπας του Γαλαξία είναι σημάδια αυτής της συγχώνευσης. Ακόμα, ο Γαλαξίας μας εμφανίζεται παραμορφωμένος ως προς το επίπεδο του δίσκου, και έχει αναπτύξει μια ράβδο στην κοιλιά του. Αυτές οι μεταβολές συμβαίνουν στους σπειροειδείς γαλαξίες όταν απότομα εισρεύσει μεγάλη ποσότητα μάζας, όπως συμβαίνει με την συσσώρευση ενός μικρότερου γαλαξία.

Πρόσφατα οι αστρονόμοι ανακάλυψαν στις ακτίνες Χ δύο λοβούς να εκτείνονται από την κεντρική μαύρη τρύπα κάθετα στο επίπεδο του Γαλαξία. Τους ονόμασαν γαλαξιακές καμινάδες (Galactic cimneys). Αποτελούνται από αέριο που απομακρύνεται με μεγάλη ταχύτητα από το κέντρο του Γαλαξία. Έχουν κυλινδρικό σχήμα και δεν παρουσιάζουν μεγάλη συμμετρία. Μπορεί να προέρχονται από διαλυμένα αστέρια και νεφελώματα που δεν επιβίωσαν το πλησίασμα στην κεντρική μαύρη τρύπα και τις τεράστιες παλιρροϊκές δυνάμεις που αναπτύσσονται σε αυτή την περιοχή, ή/ και ύλη που εκτοξεύτηκε μέσω εκρήξεων σουπερνόβα. Οι καμινάδες εκτείνονται για μερικές εκατοντάδες έτη φωτός. Μετά από αυτές υπάρχουν οι 2 τεράστιες φούσκες του Fermi. Η βόρεια καμινάδα τελειώνει στα όρια της βόρειας φούσκας ενώ η νότια μπαίνει μέσα στην νότια φούσκα. Οι φούσκες έχουν μέγεθος 30.000 έτη φωτός και ανιχνεύονται στις ακτίνες γ. Επίσης έχουμε ανακαλύψει πάνω από 100 μοριακά νεφελώματα να απομακρύνονται από το κέντρο του Γαλαξία μας, πάλι σε νότια και βόρεια κατεύθυνση (κάθετα στο επίπεδο). Φτάνουν ως τα 6500 έτη φωτός έξω από το γαλαξιακό επίπεδο. Δεν έχουμε μια σαφή σύνδεση όλων αυτών των δομών, παρά την κοινή τους κατεύθυνση. Η απομάκρυνση των νεφελωμάτων μπορεί να οφείλεται στην έντονη αστρογέννηση, που έχει ως συνέπεια την δημιουργία ισχυρού ρεύματος αστρικών ανέμων. Η κίνηση της ύλης κάθετα στον γαλαξιακό δίσκο έχει να κάνει με την κατεύθυνση του δίσκου συσσώρευσης γύρω από την κεντρική μαύρη τρύπα. Ακόμη, αν κινηθεί ύλη κάθετα στο επίπεδο σύντομα θα συναντήσει τον πυκνό γαλαξιακό δίσκο, με αποτέλεσμα να μην μπορεί να επεκταθεί άλλο. Οι φούσκες του Fermi θυμίζουν δομές σε ενεργούς γαλαξιακούς πυρήνες. Υπάρχει όμως ενεργειακή διαφορά των φουσκών με τις 2 καμινάδες, που δυσκολεύει την ανάπτυξη θεωρίας με κοινή προέλευση των 2 διαφορετικών δομών. Όλα αυτά τα φαινόμενα που προέρχονται από το γαλαξιακό κέντρο πιθανότατα σημαίνουν ότι αυτή η περιοχή πέρασε σχετικά πρόσφατα (πριν από δεκάδες εκατομμύρια έτη) ένα επεισόδιο έντονης αστρογέννησης.

Αυτός ο κόκκινος νάνος βρίσκεται μόλις 12,5 έτη φωτός μακριά και τον ανακάλυψε ο ομώνυμος αστρονόμος το 2003. Με την μέθοδο της ακτινικής ταχύτητας (μετατόπιση της θέσεως του αστέρα λόγω βαρυτικής επίδρασης από έναν πλανήτη, που ανιχνεύεται φασματοσκοπικά) ανακαλύψαμε 2 πλανήτες που έχουν παρόμοιο μέγεθος με την Γη μας (βραχώδεις πλανήτες) σε αυτόν τον νάνο. Αυτοί βρίσκονται πολύ κοντά στο αστέρι, πολύ πιο κοντά από ότι ο Ερμής στον ήλιο μας, αλλά μέσα στην κατοικήσιμη ζώνη. Αυτό συμβαίνει επειδή ο νάνος έχει επιφανειακή θερμοκρασία μόλις 2600 βαθμούς Κελσίου, με αποτέλεσμα η περιοχή όπου μπορεί να υπάρξει πλανήτης με την κατάλληλη επιφανειακή θερμοκρασία, ώστε να έχει νερό σε υγρή μορφή, να είναι πολύ κοντά στο αστέρι. Συνήθως οι κόκκινοι νάνοι παρουσιάζουν μεγάλες στεμματικές εκρήξεις, που συνοδεύονται από υψηλής έντασης ακτινοβολία Χ. Έτσι οι πλανήτες τους, που για να έχουν την κατάλληλη θερμοκρασία πρέπει να βρίσκονται κοντά στα αστέρια τους, δεν θεωρούνται κατάλληλοι για την ανάπτυξη πολύπλοκης μορφής ζωής. Όμως το αστέρι Teegarden παρουσιάζει μεγάλη σταθερότητα εκπομπής και ελάχιστη μαγνητική δραστηριότητα. Αυτό οφείλεται στην μεγάλη ηλικία του, 8 δις έτη. Να θυμίσουμε ότι τα μικρής μάζας αστέρια, όπως οι κόκκινοι νάνοι ζουν για ...πάντα, με προσδόκιμο παραμονής στην κύρια ακολουθία πάνω από 1 τρις έτη. Η περίοδος περιστροφής του υπολογίζεται να ξεπερνάει τα 100 έτη, κάτι που εξηγεί την χαμηλή αστρική δραστηριότητα. Η περιστροφή του επιβραδύνθηκε σημαντικά στο πέρασμα του χρόνου. Το αστέρι παρουσιάζει μεγάλη ιδία κίνηση στον Γαλαξία, και σε 25 έτη θα είναι έτσι ευθυγραμμισμένο με την Γη μας, ώστε οι υποτιθέμενοι κάτοικοι των πλανητών του να μπορούν να ανακαλύψουν την Γη μέσω διάβασης της μπροστά από τον ήλιο. Ένας ακόμη ερυθρός νάνος, ο Gj3512, έχει έναν εξωπλανήτη με το μέγεθος του Ποσειδώνα σε τροχιά σαν αυτή του Ερμή μας. Είναι φυσικά παγωμένος, επειδή ο νάνος δεν μπορεί να θερμάνει τον πλανήτη σε τέτοια απόσταση. Για πρώτη φορά παρατηρούμε νάνο να έχει τόσο μεγάλο εξωπλανήτη. Αυτός ο πλανήτης πρέπει να δημιουργήθηκε από άμεση βαρυτική κατάρρευση υλικού στον πρωτοπλανητικό δίσκο, και όχι μέσω συσσώρευσης ύλης σε μια μικρή συμπύκνωση κόκκων σκόνης, όπως συμβαίνει με τους βραχώδεις πλανήτες. Μέχρι σήμερα δεν γνωρίζαμε ότι μπορεί να συμβεί κάτι τέτοιο σε πρωτοπλανητικό δίσκο κόκκινου νάνου.

Για να βοηθήσω λίγο την αποκρυπτογράφηση της google μετάφρασης αυτού του πολύ ενδιαφέρον άρθρου, η μέθοδος μέτρησης της αστρικής ταλάντωσης, συνέπεια της συναγωγής στα αστέρια μικρής μάζας στην κύρια ακολουθία, ονομάζεται αστεροσεισμολογία. Όπως τα σεισμικά κύματα μας δίνουν πληροφορίες για το εσωτερικό της Γης μας, έτσι η αστεροσεισμολογία είναι ο μόνος τρόπος να δούμε μέσα στα αστέρια! Τα αστέρια αποτελούνται από ύλη σε μορφή πλάσματος, έτσι δεν μπορούμε να δούμε τι υπάρχει κάτω από την επιφάνειά τους, ούτε καν στον ήλιο μας. Η μελέτη του ήλιου μας επέτρεψε να αναπτύξουμε πολύ καλά μοντέλα εκτίμησης της αστρικής ηλικίας με την χρήση της αστεροσεισμολογίας. Ο παχύς δίσκος δεν παρουσιάζει αστρογέννηση, λόγω έλλειψης αερίου. Περιέχει παλαιά αστέρια (άρα μικρής μάζας) με σχετικά χαμηλή μεταλλικότητα. Οι συνθήκες σε αυτόν (μεταλλικότητα, αστρική πυκνότητα) είναι κάτι ανάμεσα σε αυτές στον λεπτό δίσκο και στην γαλαξιακή άλω. Ουσιαστικά η ύλη (αέριο, νάνοι γαλαξίες) που συσσωρεύεται στον γαλαξία μας εμπλουτίζει τον λεπτό δίσκο. Καταρρέει μέσω της άλως και του παχύ δίσκου στον σχετικά πυκνό λεπτό δίσκο. Αν αυτή η ύλη είναι σημαντικής μάζας, σχηματίζεται μια ράβδος γύρω από την γαλαξιακή κοιλιά, και αν είναι υπερβολικά μεγάλης μάζας, ο γαλαξιακός δίσκος καταρρέει στην κοιλιά και σχηματίζεται ένας ελλειπτικός γαλαξίας. Το επικρατέστερο σενάριο γαλαξιακής εξέλιξης λέει ότι ο λεπτός δίσκος διαχωρίστηκε από τον παχύ στην διάρκεια του χρόνου. Η εποχή πριν από 10 δις έτη ήταν σημαντική για την γαλαξιακή εξέλιξη, τότε συνέβησαν πολλές συγχωνεύσεις γαλαξιών (κορύφωση αστρογέννησης), άρα δεν είναι τυχαία εποχή για τον διαχωρισμό των δίσκων σε έναν γαλαξία.

Μερικά σημεία της ανακοίνωσης έχουν μεγάλο ενδιαφέρον. 1) Η ανίχνευση κάποιων χημικών στοιχείων σε λευκούς νάνους μπορεί τελικά να σημαίνει ότι αυτά τα στοιχεία συσσωρεύτηκαν από έναν πλανήτη του. Αυτό εξηγεί κάποιες περίεργες αναλογίες χημικών στοιχείων που παρατηρούμε σε λευκούς νάνους. Η επιφανειακή βαρύτητα στους λευκούς νάνους είναι πολύ μεγάλη, με αποτέλεσμα τα βαρύτερα στοιχεία να εισχωρούν στο εσωτερικό του αστεριού, και δεν θα έπρεπε να ανιχνεύονται φασματικά στην επιφάνεια ενός λευκού νάνου. 2) Ο λευκός νάνος WD 1145+017 με τα συντρίμμια (debris) πλανήτη ή αστεροειδείς είναι ηλικίας 240 χιλιάδων ετών, άρα δεν έχει πια πλανητικό νεφέλωμα. Ο λευκός νάνος WD J091405.30+191412.25 έχει παρόμοια ηλικία.Αυτό φυσικά διευκολύνει τον εντοπισμό πλανητών. Ένας λευκός νάνος ψύχεται σταδιακά, λόγω διακοπής της θερμοπυρηνικής σύντηξης. Υπολογίζουμε την αρχική θερμοκρασία του ως λευκός νάνος από την μάζα του (τυπικά είναι γύρω στους 100.000 βαθμούς) και τη συγκρίνουμε με την σημερινή θερμοκρασία του. Η ένταση της ακτινοβολίας του μας δείχνει την απώλεια θερμοκρασίας. Έτσι μπορούμε να εκτιμήσουμε την ηλικία του, και φυσικά η απουσία πλανητικού νεφελώματος αποτελεί απόδειξη ότι δεν πρόκειται για νεαρό λευκό νάνο. Η μεγάλη ηλικία του λευκού νάνου σημαίνει ότι ο πλανήτης μετανάστευσε σχετικά πρόσφατα κοντά του ή ότι η συσσώρευση υλικού από αυτόν στον λευκό νάνο συμβαίνει με πολύ αργούς ρυθμούς. 3) Επίσης (θα το βρείτε στην κατηγορία αστρονομία, αστροφυσική και κοσμολογία) υπάρχει η θεωρία της δημιουργίας πλανητών στα πλανητικά νεφελώματα που προέρχονται από διπλά αστέρια. Ίσως να πρόκειται για τέτοιο πλανήτη.

Πριν από εκατοντάδες έτη οι αστρονόμοι ονόμασαν κάποια συμπαγή νεφελώματα ως πλανητικά, επειδή νόμιζαν ότι εκεί δημιουργούνται πλανήτες. Σήμερα γνωρίζουμε ότι πρόκειται για το εξωτερικό υλικό ενός αστέρα ως 8 φορές την μάζα του ηλίου μας, που εξελίχτηκε σε λευκό νάνο. Μάλιστα οι τελευταίες γνώσεις μας για το θέμα είναι ότι πολλά πλανητικά νεφελώματα δημιουργήθηκαν από διπλά αστέρια, για αυτό έχουν σχήματα με συμμετρία σε 2 άξονες. Το εντυπωσιακό είναι ότι υπάρχει μια θεωρία που υποστηρίζει ότι στα πλανητικά νεφελώματα με 2 αστέρια έχουμε 2 είδη πλανητών, τους πρωτογενείς, που επιβίωσαν την εξέλιξη του/ των αστεριών και την δημιουργία πλανητικού νεφελώματος και τους δευτερογενείς, που σχηματίστηκαν από το χημικά εμπλουτισμένο υλικό του νεφελώματος. Έτσι μπορεί το όνομα πλανητικό νεφέλωμα να μην είναι πλέον άστοχο! The impact of binary stars on stellar evolution, University Cambridge press

Ο γαλαξίας NGC 6240 είναι τύπου ULIRG, υπέρ-φωτεινού στις υπέρυθρες λόγω μεγάλης ποσότητας σκόνης και έντονης αστρογέννησης. Η διαδικασία συγχώνευσης των 3 γαλαξιών θα συνεχίζεται για πολλά εκατομμύρια έτη ακόμα. Τώρα έχει ανώμαλο σχήμα (φυσικά δεν είναι ο σπειροειδής γαλαξίας της φωτογραφίας) και θα εξελιχτεί σε ελλειπτικό γαλαξία.

Μία ουσιαστική διαφορά είναι ότι τα αστέρια με σημαντικά μεγαλύτερη μάζα από τον ήλιο δημιουργήθηκαν πολύ πιο πρόσφατα, άρα πιθανότατα είναι χημικά εμπλουτισμένα σχετικά με τον ήλιο, όπως και οι πλανήτες τους. Δημιουργήθηκαν από νεφελώματα που εμπλουτίστηκαν από περισσότερες γενιές αστεριών από ότι το νεφέλωμα που <γέννησε> τον ήλιο μας.

Οι παλμοί και οι αστρικοί άνεμοι των ερυθρών γιγάντων είναι τόσο έντονοι ώστε δεν υπάρχει μια περιοχή όπου σταθερά η θερμοκρασία να επιτρέπει την ύπαρξη νερού σε υγρή μορφή. Και γενικά αυτή η μεγάλη αστάθεια του αστεριού έχει ως αποτέλεσμα να μην υπάρχουν σταθερές συνθήκες (θερμοκρασίας, ακτινοβολίας) στο όποιο πλανητικό σύστημα. Φανταστείτε τον Ήλιο να φτάσει μέχρι την Αφροδίτη, να έχει χιλιάδες φορές πιο έντονο ηλιακό άνεμο (τα μαγνητικά πεδία των πλανητών δεν μπορούν να αποτελέσουν πια ασπίδες τους) και με κάθε παλμό να αλλάζει σημαντικά την θερμοκρασία του μεσοπλανητικού χώρου.

Πολύ μεγάλο ενδιαφέρον έχει η μελέτη των Paula Jofré, Payel Das, Jaume Bertranpetit, Robert Foley. Ουσιαστικά κατατάσσουν κάποια κοντινά μας αστέρια σε γενεαλογικά δέντρα. Όλο το άρθρο θα το βρείτε ως . Με την χρήση των αναλογιών 17 χημικών στοιχείων σε 21 αστέρια αναζητούν το <αστρικό DNA> τους. Η τεχνική που χρησιμοποίησαν εφαρμόζεται στην μοριακή βιολογία για την κατασκευή γενεαλογικών δέντρων των έμβιων ειδών. Ως κριτήριο διαχωρισμού στους αστρικούς πληθυσμούς της κατάταξης θεωρούμε την διαφορετική ηλικία και κινηματική. Τους χωρίζουμε σε πληθυσμό του παχύ δίσκου, ενδιάμεσο και πληθυσμό του λεπτού δίσκου. 6 αστέρια του δείγματος δεν ανήκουν ξεκάθαρα σε έναν από τους πληθυσμούς. Συνδυάζοντας την ηλικία των αστεριών με την θέση τους στο δέντρο μπορέσαμε να αναγνωρίσουμε τον χημικό εμπλουτισμό κάθε πληθυσμού, και να δείξουμε ότι ο ρυθμός σχηματισμού αστεριών στον παχύ δίσκο είναι πολύ πιο υψηλός από αυτόν στον λεπτό δίσκο (star formation rate, πόσο αποτελεσματικά καταναλώνεται το διαθέσιμο αέριο στον σχηματισμό αστεριών, δηλαδή έντονη σε ρυθμό αστρογέννηση). Ακόμα παρατηρήσαμε τις δυναμικές διεργασίες όπως η μετανάστευση αστεριών από τον παχύ στον λεπτό δίσκο και αντίθετα, και την διασπορά των χημικών στοιχείων στην γειτονία του ηλίου. Κάποια συμπεράσματα της μελέτης είναι πολύ ιδιαίτερα, όπως οι διαφορές στην αστρογέννηση των 2 περιοχών του δίσκου και οι διαφορές στην σχέση αστρική ηλικία/ μεταλλικότητα. Τα αστέρια του ενδιάμεσου πληθυσμού μπορεί να προέρχονται από εξωγαλαξιακά αντικείμενα (νάνους γαλαξίες)μ μπορεί ακόμα να αποτελούν τα αρχαιότερα του λεπτού ή τα νεαρότερα του παχύ δίσκου.

Από τα τέλη της δεκαετίας του 1950 οι αστρονόμοι με την χρήση των ραδιοτηλεσκοπίων (ανίχνευση της διασποράς του υδρογόνου) ανακάλυψαν ότι ο Γαλαξίας μας έχει πολύ μικρό πάχος και μεγάλο πλάτος. Το πάχος του δίσκου του είναι 3000 έτη φωτός και το πλάτος του στα 150.000- 200.000 έτη φωτός. Από τότε γνωρίζουμε ότι ο δίσκος παρουσιάζει παραμορφώσεις, κάμπτεται σε 2 πλευρές του. Με τα δεδομένα της επισκόπησης Sloan Digital Sky Survey το 2015 βρέθηκε ότι υπάρχουν 4 κυματοειδής συμπυκνώσεις ύλης στον Γαλαξία, 2 προς την νότια και 2 προς την βόρεια πλευρά του. Αυτές οι καμπές του δίσκου οφείλονται σε βαρυτικές παρενοχλήσεις από τα Μαγγελανικά νέφη, αλλά και άλλους νάνους γαλαξίες που συσσωρεύτηκαν στον Γαλαξία μας. Επίσης η διαφορά αστρικής πυκνότητας και ποσότητας αερίου ανάμεσα στον λεπτό και παχύ δίσκο έχει ως αποτέλεσμα ο εσωτερικός λεπτός δίσκος να έλκει τον εξωτερικό παχύ δίσκο, παραμορφώνοντας έτσι το σχήμα του. Ακόμα και συμπυκνώματα της σκοτεινής ύλης, που περιβάλλει το ορατό μέρος του Γαλαξία, μπορεί να επηρεάσουν την κατανομή της μάζας και το σχήμα του δίσκου. Μια ομάδα ερευνητών του εθνικού αστρονομικού παρατηρητηρίου της Κίνας μελέτησε την κατανομή των Κηφείδων στον Γαλαξία μας. Οι Κηφείδες φτάνουν ως τις 100.000 ηλιακές λαμπρότητες και έχουν σταθερή σχέση λαμπρότητας/ περιόδου ως μεταβλητοί αστέρες. Έτσι αποτελούν πολύ καλούς δείκτες αποστάσεων. Για την μελέτη του ο Chen και η ομάδα του χρησιμοποίησαν τις μετρήσεις 1329 Κηφείδων, 585 στο υπέρυθρο (ώστε να δουν και πίσω από τα νεφελώματα και την σκόνη) και 744 στο οπτικό, σε μια περιοχή πλάτους 65.000 ετών φωτός. Το αποτέλεσμα είναι να εμφανίζεται καμπυλωμένος ο γαλαξιακός δίσκος, με τον ήλιο μας να είναι αρκετά κοντά στο επίπεδο, δηλαδή την νοητή γραμμή ανάμεσα στις 2 βασικές παραμορφώσεις.

Από τα τέλη της δεκαετίας του 1950 οι αστρονόμοι με την χρήση των ραδιοτηλεσκοπίων (ανίχνευση της διασποράς του υδρογόνου) ανακάλυψαν ότι ο Γαλαξίας μας έχει πολύ μικρό πάχος και μεγάλο πλάτος. Το πάχος του δίσκου του είναι 3000 έτη φωτός και το πλάτος του στα 150.000- 200.000 έτη φωτός. Από τότε γνωρίζουμε ότι ο δίσκος παρουσιάζει παραμορφώσεις, κάμπτεται σε 2 πλευρές του. Με τα δεδομένα της επισκόπησης Sloan Digital Sky Survey το 2015 βρέθηκε ότι υπάρχουν 4 κυματοειδής συμπυκνώσεις ύλης στον Γαλαξία, 2 προς την νότια και 2 προς την βόρεια πλευρά του. Αυτές οι καμπές του δίσκου οφείλονται σε βαρυτικές παρενοχλήσεις από τα Μαγγελανικά νέφη, αλλά και άλλους νάνους γαλαξίες που συσσωρεύτηκαν στον Γαλαξία μας. Επίσης η διαφορά αστρικής πυκνότητας και ποσότητας αερίου ανάμεσα στον λεπτό και παχύ δίσκο έχει ως αποτέλεσμα ο εσωτερικός λεπτός δίσκος να έλκει τον εξωτερικό παχύ δίσκο, παραμορφώνοντας έτσι το σχήμα του. Ακόμα και συμπυκνώματα της σκοτεινής ύλης, που περιβάλλει το ορατό μέρος του Γαλαξία, μπορεί να επηρεάσουν την κατανομή της μάζας και το σχήμα του δίσκου. Μια ομάδα ερευνητών του εθνικού αστρονομικού παρατηρητηρίου της Κίνας μελέτησε την κατανομή των Κηφείδων στον Γαλαξία μας. Οι Κηφείδες φτάνουν ως τις 100.000 ηλιακές λαμπρότητες και έχουν σταθερή σχέση λαμπρότητας/ περιόδου ως μεταβλητοί αστέρες. Έτσι αποτελούν πολύ καλούς δείκτες αποστάσεων. Για την μελέτη του ο Chen και η ομάδα του χρησιμοποίησαν τις μετρήσεις 1329 Κηφείδων, 585 στο υπέρυθρο (ώστε να δουν και πίσω από τα νεφελώματα και την σκόνη) και 744 στο οπτικό, σε μια περιοχή πλάτους 65.000 ετών φωτός. Το αποτέλεσμα είναι να εμφανίζεται καμπυλωμένος ο γαλαξιακός δίσκος, με τον ήλιο μας να είναι αρκετά κοντά στο επίπεδο, δηλαδή την νοητή γραμμή ανάμεσα στις 2 βασικές παραμορφώσεις.