ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

Υπάρχει μια κατηγορία αστεριών που κινούνται με πολύ μεγάλη ταχύτητα στον Γαλαξία μας. Ενώ ο ήλιος μας και τα γειτονικά του αστέρια <τρέχουν> με περίπου 200 km/s στη σπείρα τους γύρω από τον Γαλαξία (με μικρή διασπορά ταχυτήτων, μερικές δεκάδες χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο), αυτά τα αστέρια κινούνται ακόμα και κάθετα στο γαλαξιακό επίπεδο με ταχύτητες μεγαλύτερες από την ταχύτητα διαφυγής του Γαλαξία (500 km/s). Το LP40-356 κινείται με 850 km/s και θα διαφύγει από τον Γαλαξία μας. Πρόκειται για ένα ιδιαίτερο είδος λευκού νάνου, με 18% της ηλιακής λαμπρότητας και επιφανειακή θερμοκρασία 8900 Κ. Υπολογίζουμε ότι πέρασε πριν από 5 εκατομμύρια έτη και σε απόσταση 20000 ετών φωτός το γαλαξιακό επίπεδο. Η μικρή θερμοκρασία του δείχνει σχετικά μεγάλη ηλικία. Η ώθηση στο παραπάνω αστέρι δόθηκε με μια έκρηξη SN Iax. Αντίθετα με ότι συμβαίνει στις SN Ia, σε αυτές δεν διαλύεται ο λευκός νάνος. Όπως σε όλες τις σουπερνόβα, η έκρηξη είναι ασύμμετρη με αποτέλεσμα το αστρικό απομεινάρι να δέχεται μια ισχυρή ώθηση. Αυτό συμβαίνει και με τους αστέρες νετρονίων στις σουπερνόβα κατάρρευσης αστρικού πυρήνα. Το φάσμα του δείχνει οξυγόνο και νέον στην ατμόσφαιρα. Οι SN Iax είναι μια κατηγορία σπάνιων σουπερνόβα θερμοπυρηνικής έκρηξης λευκού νάνου, με μικρότερη λαμπρότητα από τις SN Ia. Η μικρή τους ισχύς, που δεν αρκεί ώστε να εκραγεί όλος ο λευκός νάνος, προέρχεται από την κατάκαυση (deflagration, δηλαδή έκρηξη με υποηχητική ταχύτητα) σε έναν λευκό νάνο άνθρακα- οξυγόνου. Συμβαίνει μέσω συσσώρευσης ηλίου από συνοδό, με αποτέλεσμα την υπέρβαση του ορίου Chandrasekhar στον λευκό νάνο. Ο συνοδός πρέπει να είναι αστέρι ηλίου, δηλαδή να έχει απολέσει το εξωτερικό του στρώμα από υδρογόνο. Όμως το πιο γρήγορο αστέρι στον Γαλαξία μας είναι το S 62, με 2,2 ηλιακές μάζες. Αυτό είναι βαρυτικά δεσμευμένο στην κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία. Περιφέρεται γύρω από αυτήν σε πολύ έκκεντρη τροχιά με ταχύτητα στο <περίτρυπο> που φτάνει το 10% της ταχύτητας του φωτός. Κανονικά δεν θα έπρεπε να υπήρχε αστέρι κυρίας ακολουθίας με τροχιά τόσο κοντά στην μαύρη τρύπα που να την πλησιάζει στις 16 αστρονομικές μονάδες, δηλαδή στην απόσταση Ουρανού- ηλίου!. Ίσως πρόκειται για αστέρι από διπλά σύστημα, που ο συνοδός να χάθηκε στην μαύρη τρύπα και το S62 να απόκτησε ώθηση του το κρατάει σε αυτή την τροχιά.

Το 1969 έπεσαν στην Αυστραλία τα κομμάτια ενός σώματος που ονομάστηκαν μετεωρίτες Murchison. Μια σύγχρονη έρευνα σε κόκκους σκόνης που υπήρχαν μέσα στους μετεωρίτες μας έδειξε ότι οι παλαιότεροι έχουν ηλικία 5,5 δις έτη, ένα δις έτη μεγαλύτερη από την ηλικία του ηλιακού μας συστήματος (presolar grains). Αυτοί οι κόκκοι (από SiC) δημιουργήθηκαν από παλαιότερη αστρική γενιά που εμπλούτισε το νεφέλωμα που δημιούργησε τον ήλιο μας. Η επίδραση από την κοσμική ακτινοβολία εμπλούτισε τους κόκκους σε Νέον. Όσο μεγαλύτερη είναι η αναλογία σε Νέον, τόσο μεγαλύτερη είναι η ηλικία τους. Οι μεγάλοι κόκκοι (οι κόκκοι σκόνης αναπτύσσονται σε μέγεθος όταν το επιτρέπουν οι συνθήκες) έχουν ηλικία 200 εκατομμύρια χρόνια παλαιότερη από τον ήλιο μας, ενώ οι μικρού μεγέθους είναι οι παλαιότεροι. Οι μικρού μεγέθους και μεγάλης ηλικίας κόκκοι είναι πιθανόν να είχαν μεγαλύτερο μέγεθος, αλλά οι συνθήκες όπως η έκθεση στην κοσμική ακτινοβολία ή στην μεγάλη θερμοκρασία του περιαστρικού δίσκου του νεογέννητου ηλίου να αφαίρεσε τα εξωτερικά τους στρώματα.

Το ALMA για άλλη μια φορά μας έδωσε μια εντυπωσιακή εικόνα. Το αστέρι HD 101584 στον Κένταυρο είναι ένας ερυθρός γίγαντας που <κατάπιε> τον συνοδό του. Σε αυτό το στενό διπλό αστρικό σύστημα το μεγαλύτερης μάζας αστέρι εξελίχτηκε σε ερυθρό γίγαντα, με αποτέλεσμα τα εξωτερικά του στρώματα να φτάσουν τον συνοδό αστέρα του. Λόγω της τριβής η τροχιά του μικρότερου σε μάζα συνοδού γύρω από το κοινό κέντρο μάζας (που βρίσκεται μέσα στην εκτεταμένη ατμόσφαιρα του ερυθρού γίγαντα) έγινε πιο στενή. Έτσι ο συνοδός πλησίασε τον πυρήνα του γίγαντα, με αποτέλεσμα αυτός να χάσει τα εξωτερικά του στρώματα αρκετά γρήγορα. Αυτή η φάση αστρικής εξέλιξης ενός διπλού συστήματος ονομάζεται κοινό αστρικό κέλυφος (common envelope). Ο πυρήνας του έγινε ένας λευκός νάνος και γύρω του αναπτύχθηκε ένα εντυπωσιακό ασύμμετρο πλανητικό νεφέλωμα. Αν ο λευκός νάνος απορροφήσει αρκετή μάζα από τον συνοδό του θα εξελιχτεί σε SN Ia. Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι πίσω από κάθε εντυπωσιακό και με πολύπλοκες δομές πλανητικό νεφέλωμα κρύβεται η επίδραση ενός συνοδού στο κύριο αστέρι, κάτι που επιβεβαιώνει η παραπάνω ανακάλυψη.

Χρήσιμες οδηγίες, ευτυχώς στην αστρονομία υπάρχουν πολλές εντυπωσιακές εικόνες.

Τι είδους αστρονομικές εικόνες αρέσουν στα παιδιά? Θέλουν να διαβάζουν κείμενα ή μόνο να ακούνε την θεωρία? Ποια αστρονομικά θέματα τους ενδιαφέρουν πιο πολύ?

Τον Γιάννη Σειραδάκη τον γνώρισα στο μακρινό Novosibirsk στην ολική έκλειψη ηλίου το 2008. Πριν από πολλά χρόνια ήρθε στην Μυτιλήνη για δυο ομιλίες, και κάναμε αρκετή παρέα. Αυτό που με εντυπωσίασε συνέβη στο συνέδριο ερασιτεχνών αστρονόμων στην Σπάρτη. Είχα στείλει μια παρουσίαση,και ο κύριος Γιάννης έκανε αρκετές διορθώσεις σε αυτήν, που ήταν πάρα πολύ σημαντικές και χρήσιμες για εμένα. Στο συνέδριο μου είπε< Λεωνίδα συγνώμη για τις πολλές διορθώσεις>, και του είπα πως το να ασχοληθεί με την παρουσίασή μου και να με βοηθήσει τόσο να την κάνω πιο σωστή ήταν το καλύτερο δώρο για εμένα. Τον ευχαρίστησα πολύ και κατάλαβα ότι ακόμα και οι κορυφαίοι αστρονόμοι της χώρας μας μπορούν να είναι κοντά στους ερασιτέχνες αστρονόμους. Θα τον θυμόμαστε για πάντα, ένας χαμογελαστός άνθρωπος. Ένα ελάχιστο δείγμα της δουλειάς του Published: December 2004 Morphology and characteristics of radio pulsars John H. Seiradakis & Richard Wielebinski The Astronomy and Astrophysics Review volume 12, pages239–271(2004)Cite this article 128 Accesses 11 Citations Metricsdetails Abstract. This review describes the observational properties of radio pulsars, fast rotating neutron stars, emitting radio waves. After the introduction we give a list of milestones in pulsar research. The following chapters concentrate on pulsar morphology: the characteristic pulsar parameters such as pulse shape, pulsar spectrum, polarization and time dependence. We give information on the evolution of pulsars with frequency since this has a direct connection with the emission heights, as postulated in the radius to frequency mapping (RFM) concept. We deal successively with the properties of normal (slow) pulsars and of millisecond (fast-recycled) pulsars. The final chapters give the distribution characteristics of the presently catalogued 1300 objects.

Είναι γνωστό ότι ο ήλιος μας παρουσιάζει παρατεταμένα ελάχιστα δραστηριότητας, ένα από τα οποία ζούμε τα τελευταία χρόνια. Τώρα οι επιστήμονες κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι για τα τελευταία 9000 έτη η διασπορά της αναλογίας του ραδιενεργού άνθρακα και βηριλλίου στους κορμούς των δέντρων και στον πάγο μας δείχνουν την ελαττωμένη δραστηριότητα του ηλίου τουλάχιστον σε αυτή την περίοδο. Δεν μπορούμε να έχουμε στοιχεία για μεγαλύτερη χρονική περίοδο. Αν συγκρίνουμε την ηλιακή δραστηριότητα με αυτή αστεριών όμοιων με τον ήλιο μας, θα δούμε ότι τα άλλα αστέρια παρουσιάζουν πολύ πιο έντονη δραστηριότητα. Το δείγμα μας αποτελείται από 369 αστέρια περίπου ίδιας ηλικίας, τύπου, μεταλλικότητας και περιόδου περιστροφής. Η τελευταία είναι μια πολύ σημαντική παράμετρος στην αστρική δραστηριότητα, επειδή η ταχεία περιστροφή ενισχύει το μαγνητικό πεδίο μέσω του μηχανισμού του δυναμό. Το μαγνητικό πεδίο δημιουργεί την αστρική δραστηριότητα (κηλίδες, εκλάμψεις, κλπ). Πάντως στα περισσότερα όμοια με τον ήλιο αστέρια δεν μετρήθηκε δραστηριότητα. Αυτό μπορεί να σημαίνει ότι τα περισσότερα από αυτά τα αστέρια (συνολικά 20.000) έχουν ακόμα πιο μικρή δραστηριότητα ή ότι δεν επαρκεί η ανάλυση αυτών των αστεριών (όλα από τα δεδομένα του διαστημικού τηλεσκοπίου Kepler) για να παρατηρήσουμε την δραστηριότητά τους. Max Planck society

Μία επισήμανση, όταν γεννιούνται αστέρια από ένα νεφέλωμα, το 70% του νεφελώματος δεν αξιοποιείται για την δημιουργία αστεριών, αλλά παραμένει ως νεφέλωμα που το διώχνουν μακριά τα νεαρά αστέρια με το άνεμο τους. Αν δεις φώτο από τις Πλειάδες φαίνεται το νεφέλωμα ανάμεσα στα νεαρά αστέρια. Τι απήχηση έχει η δουλειά σου στους συμμαθητές σου και γενικά σε παιδιά της ηλικίας σου? Με ενδιαφέρει επειδή φτιάχνω παρουσιάσεις (power point) για σχολεία και θέλω να μην τις βαριούνται τα παιδιά.

Συγχαρητήρια, είναι πολύ ωραίο. Αν θέλεις να σε βοηθήσω, μπορώ να σου επισημάνω κάποιες λεπτομέρειες στην εξέλιξη των αστεριών.

Τα αστέρια με 8- 10 ηλιακές μάζες εξελίσσονται σε εκρήξεις σουπερνόβα αστρικής κατάρρευσης (CC SN, core- collaps supernovae). Είναι τα αστέρια με την μικρότερη μάζα που δεν εξελίσσονται σε λευκούς νάνους. Μια έρευνα έδειξε ότι το Μαγνήσιο και το Νέον έχουν μεγάλη σημασία στην κατάρρευση του πυρήνα ενός αστεριού αυτής της μάζας. Ο πυρήνας του, στα τελευταία στάδια της αστρικής εξέλιξης, θα περιέχει Οξυγόνο- Μαγνήσιο και Νέον. Τα ηλεκτρόνια σε αυτόν τον πυρήνα είναι κυρίως εκφυλισμένα, που σημαίνει ότι μπορούν να ασκήσουν αρκετή πίεση ώστε να μην καταρρεύσει βαρυτικά το αστέρι. Το αστέρι δεν αναπτύσσει αρκετή θερμοκρασία και πίεση στον πυρήνα ώστε να συνεχίσει η μεταστοιχείωση ως την ομάδα του Σιδήρου. Οι λευκοί νάνοι μεγάλης μάζας, κοντά στο όριο Chandrasekhar, αποτελούνται βασικά από αυτά τα παραπάνω 3 στοιχεία. Όταν η μάζα του πυρήνα φτάσει κοντά στο όριο Chandrasekhar (1,38 ηλιακές μάζες, που αντιστοιχεί στην μέγιστη μάζα ύλης εκφυλισμένων ηλεκτρονίων) συμβαίνει το φαινόμενο δέσμευσης ηλεκτρονίων (αυθαίρετος ορισμός) από τους πυρήνες Μαγνησίου και Νέον (electron capture). Αυτό έχει ως αποτέλεσμα την ελάττωση του πλήθους των ηλεκτρονίων, και δεν ασκείται πια αρκετή πίεση ώστε να συγκρατηθεί η βαρυτική κατάρρευση. Η πίεση και η πυκνότητα του αστρικού πυρήνα αυξάνονται. Η δέσμευση ηλεκτρονίων απελευθερώνει θερμότητα και το Οξυγόνο στον πυρήνα κινεί την περαιτέρω μεταστοιχείωση σε στοιχεία της ομάδας του Σιδήρου. Η μεγάλη θερμοκρασία επιτρέπει στα πρωτόνια να διαφύγουν από τους ατομικούς πυρήνες. Τότε τα ηλεκτρόνια δεσμεύονται ακόμα πιο εύκολα στα ελεύθερα πρωτόνια και στα στοιχεία της ομάδας του Σιδήρου. Η μεγάλη πίεση που αναπτύχθηκε στον πυρήνα αρκεί για να συμβεί η έκρηξη σουπερνόβα. Αν ένα αστέρι έχει αναπτύξει ισχυρό αστρικό άνεμο μπορεί, ακόμα και αν έχει 8- 10 ηλιακές μάζες στην αρχική του εμφάνιση στην κύρια ακολουθία, να απολέσει αρκετή μάζα ώστε τελικά να εξελιχτεί σε λευκό νάνο. Πολλές πληροφορίες για τις σουπερνόβα μπορείτε να βρείτε στο σχετικό κείμενο (Υπερκαινοφανείς, <περισσότερα>, <λοιπά αστρονομικά θέματα>) στην ιστοσελίδα μου www.astrotheory.gr.

Σε απόσταση 190 εκατομμύρια έτη φωτός βρίσκεται ο τεράστιος σπειροειδής γαλαξίας UGC 11973. Η ακτίνα του είναι 228,000 έτη φωτός και η συνολική μάζα του 94 δις ηλιακές, με απόλυτη λαμπρότητα -22.0 mag. Σε αυτόν τον γαλαξία παρατηρούμε έντονη δραστηριότητα αστρογέννησης. Οι παρατηρήσεις της ομάδας του Alexander S. Gusev, Lomonosov Moscow State University, Russia, επικεντρώθηκαν σε 13 μεγάλα αστρικά συμπλέγματα (υπέρ- σμήνη). Οι μάζα του μεγαλύτερου (σύμπλεγμα Νο 1502), είναι 1,6 εκατομμύρια ηλιακές. Αυτό το σύμπλεγμα βρίσκεται μέσα σε αέριο θερμοκρασίας 5000Κ, κάτι τυπικό για περιοχή μοριακού αερίου με έντονη αστρογέννηση. Έχουν νεαρές ηλικίες, από 300 εκατομμύρια έτη ως μόλις 2 εκατομμύρια έτη. Όταν συγχωνεύονται 2 σπειροειδείς γαλαξίες και ο μικρότερος έχει περισσότερη μάζα από το 1/4 της μάζας του μεγαλύτερου, τότε ο δίσκος του μεγαλύτερου καταρρέει και δημιουργείται ένας ελλειπτικός γαλαξίας. Αυτό θα συμβεί όταν ενωθούμε με τον γαλαξία της Ανδρομέδας. Γενικά οι ελλειπτικοί γαλαξίες έχουν μεγαλύτερη μάζα από τους σπειροειδείς. Αν όμως ένας σπειροειδής γαλαξίας συσσωρεύσει μάζα (διαγαλαξιακό αέριο) ή μικρής μάζας (νάνους) γαλαξίες δεν εισέρχεται απότομα σε αυτόν τόση μάζα, ώστε να καταρρεύσει ο δίσκος. Έτσι παραμένει σπειροειδής, και μπορεί να φτάσει σε πολύ μεγάλη μάζα. Συνήθως αυτή η εξέλιξη συμβαίνει σε γαλαξίες σχετικά απομονωμένους, που δεν βρίσκονται στις εσωτερικές περιοχές ενός πυκνού σμήνους ώστε να αλληλεπιδράσουν βαρυτικά με άλλους μεγάλης μάζας γαλαξίες. Αυξάνουν την μάζα τους συσσωρεύοντας σταδιακά τους νάνους γαλαξίες- δορυφόρους τους. Τα μεγάλα αστρικά συμπλέγματα θα εξελιχτούν σε σφαιρωτά σμήνη και αποτελούν πεδία δημιουργίας αστεριών πολύ μεγάλης μάζας.

Η θεωρία της σχετικότητας του Αϊνστάιν προβλέπει την τροχιά σχήματος Ροζέτας ενός αστεριού γύρω από μια μαύρη τρύπα μεγάλης μάζας. Αυτό παρατηρήθηκε με το VLA, στην τροχιά του αστεριού 2S γύρω από την κεντρική μαύρη τρύπα (4 εκατομμυρίων ηλιακών μαζών) του Γαλαξία μας. Τα αστέρι πλησιάζει τη μαύρη τρύπα στα 20 δις χιλιόμετρα σε μια τροχιά σχήματος Ροζέτας, με την εντυπωσιακή ταχύτητα του 3% της ταχύτητας του φωτός. Οι παρατηρήσεις τα τελευταία 25 έτη μας επέτρεψαν να δούμε την ολοκλήρωση μιας τροχιάς του με διάρκεια 16 ετών. Στην Νευτώνεια φυσική η τροχιά θα έπρεπε να είναι πολύ εκκεντρική, αλλά να μην δημιουργεί σχήμα Ροζέτας, όπως συμβαίνει και στην τροχιά του Ερμή γύρω από τον Ήλιο. Το S2 είναι ένα από τα πιο κοντινά αστέρια στην κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία μας που παρατηρήθηκαν ποτέ. Το γεγονός ότι εδώ και δεκαετίες έχουμε δεδομένα παρατηρήσεων υψηλής ανάλυσης και ποιότητας μας επιτρέπει να παρακολουθούμε εξελίξεις φαινομένων σχετικά μεγάλης (για τα ανθρώπινα δεδομένα) διάρκειας.

Οι κομήτες αποτελούν δείγματα της αρχικής χημικής σύστασης ενός πλανητικού συστήματος. Ο κομήτης 2I/Borisov είναι ο πρώτος που πιστοποιήθηκε φασματοσκοπικά ότι προέρχεται έξω από το ηλιακό σύστημα, δηλαδή από ένα άλλο πλανητικό σύστημα (Hubble Space Telescope, παρατηρήσεις από 11 Δεκεμβρίου 2019 ως 13 Ιανουαρίου 2020). Η μεγάλη διαφορά στη σύστασή του σε σχέση με τους κομήτες του ηλιακού μας συστήματος είναι η αυξημένη αναλογία του μονοξειδίου του Άνθρακα, 50% περισσότερο από ότι στους δικούς μας κομήτες. Στο ηλιακό μας σύστημα το μονοξείδιο του Άνθρακα (σε μορφή πάγου), ως πολύ πτητικό αέριο, εξαχνίζεται από τους κομήτες σε απόσταση 18 δις χιλιομέτρων από τον ήλιο (από τον ηλιακό άνεμο). Το νερό διατηρείται σε μορφή πάγου στους κομήτες μέχρι που να πλησιάσουν τον ήλιο σε απόσταση 350 εκατομμύρια χιλιόμετρα (ως τη ζώνη των αστεροειδών), έτσι οι ουρές των κομητών που θαυμάζουμε αποτελούνται κυρίως από νερό. Τα επίπεδα του μονοξειδίου του Άνθρακα έμειναν σταθερά όσο ο κομήτης πλησίαζε τον ήλιο, κάτι που δείχνει μεγάλο απόθεμα αυτού του είδους πάγου στο εσωτερικό του κομήτη. Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι αυτός ο κομήτης δημιουργήθηκε σε πιο ψυχρό περιβάλλον από τους δικούς μας, κάτι που του επέτρεψε να διατηρήσει τόσο πάγο μονοξειδίου του Άνθρακα. Τέτοιες συνθήκες υπάρχουν σε κόκκινους νάνους, τα αστέρια μικρής μάζας που κυριαρχούν ως πλήθος στον Γαλαξία μας. Σε αυτά τα αστέρια με επιφανειακή θερμοκρασία γύρω στους 3500 Κ ο αστρικός άνεμος είναι πολύ εξασθενημένος, και η θερμοκρασία ελαττώνεται σχεδόν σε τιμές μεσοαστρικής ύλης μετά από μερικές εκατοντάδες εκατομμύρια χιλιόμετρα. Η παρουσία μεγάλης ποσότητας Άνθρακα και Οξυγόνου δείχνει ενισχυμένη μεταλλικότητα, όπως αυτή της αστρικής γειτονιάς μας. Μία μετανάστευση μεγάλης μάζας πλανήτη προς το εσωτερικό του πλανητικού συστήματος, όπως συμβαίνει με τους αεριώδεις γίγαντες που έχουμε εντοπίσει σε κοντινές τροχιές γύρω από κόκκινους νάνους, μπορεί να εκτοξεύσει έναν κομήτη έξω από το σύστημα. Η βαρυτική επίδραση του κόκκινου νάνου είναι πολύ μικρότερη, άρα και η ταχύτητα διαφυγής ενός κομήτη από το πλανητικό του σύστημα.

Το ALMA έκανε πάλι το θαύμα του. Μας παρουσίασε μια εικόνα από ένα νεογέννητο ζευγάρι αστεριών στο σκοτεινό νεφέλωμα Barnard 59, το BHB2007. Παρατηρούμε δυο λαμπρούς δίσκους, που δεν είναι μόνο τα 2 αστέρια αλλά και οι περιαστρικοί δίσκοι τους από σκόνη και αέριο, περιοχές δημιουργίας πλανητών. Η μεταξύ τους απόσταση είναι στις 28 αστρονομικές μονάδες. Γύρω από τα 2 αστέρια εξελίσσεται ένα κοινός περιαστρικός δίσκος με υλικό που θα απορροφηθεί από τα 2 αστέρια. Με αυτόν τον τρόπο τα 2 αστέρια θα αποκτήσουν μεγαλύτερες μάζες σε δεύτερο χρόνο. Φυσικά θα επηρεαστεί και η δημιουργία πλανητών από το <ρεύμα> ύλης προς τα 2 αστέρια.

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.