ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

Στον γαλαξία της Ανδρομέδας υπάρχει ένα μαγνητικό πεδίο σε σχήμα δακτυλίου. Έχει απόσταση 20000 με 50000 έτη φωτός από το κέντρο του γαλαξία και πάχος 1500 έτη φωτός. Μοιάζει οπτικά με κλειστή σπείρα. Αυτό το μαγνητικό πεδίο δημιουργήθηκε με τον μηχανισμό του δυναμό, λόγω διαφορικής περιστροφής των σπειρών στον γαλαξιακό δίσκο. Αυτός ο μηχανισμός γαλαξιακών μαγνητικών πεδίων υπάρχει ως θεωρία από την δεκαετία του 1960. Έχουμε ανακαλύψει και σε άλλους γαλαξίες τέτοια μαγνητικά πεδία, αλλά με πιο πολύπλοκη δομή. Στον γαλαξία της Ανδρομέδας οι στροβιλισμοί (κινήσεις θερμού ιονισμένου αερίου που παραμορφώνουν τις μαγνητικές γραμμές) δεν είναι τόσο ισχυροί ώστε να αλλοιώσουν το σχήμα του μαγνητικού πεδίου. Η ανακάλυψη του μαγνητικού πεδίου έγινε στα ραδιοκύματα. Τα σχετικιστικά ηλεκτρόνια (δηλαδή πολύ μεγάλης ταχύτητας) από τις εκρήξεις σουπερνόβα εγκλωβίζονται στις μαγνητικές γραμμές και εκπέμπουν σχετικιστική ακτινοβολία σύγχροτρον στα ραδιοκύματα.

Οι αστρονόμοι ανακάλυψαν, μέσω βαρυτικών κυμάτων, την συγχώνευση μιας μαύρης τρύπας 23 ηλιακών μαζών με ένα υπέρ-πυκνό αντικείμενο 2,6 ηλιακών μαζών. Η συγχώνευση σημειώθηκε σε απόσταση 800 εκατομμυρίων ετών φωτός και είχε ως αποτέλεσμα μια μαύρη τρύπα 25 ηλιακών μαζών (η υπόλοιπη μάζα μετατράπηκε σε βαρυτικά κύματα). Μάλλον η αρχική μαύρη τρύπα <κατάπιε> με την μία το μικρότερο αντικείμενο. Είναι η πιο ακραία περίπτωση ανίχνευσης βαρυτικών κυμάτων, αφού η αναλογία μάζας των 2 αντικειμένων είναι 9 προς 1. Μέχρι τώρα είχαμε ανακαλύψει αστέρες νετρονίων ως και 2,5 ηλιακές μάζες και μαύρες τρύπες από 5 ηλιακές μάζες και πάνω. Έτσι υπήρχε ένα κενό ανάμεσα στις μάζες των 2 υπέρ-πυκνών αντικειμένων. Επίσης η θεωρία προβλέπει ότι η ανώτερη μάζα ενός αστέρα νετρονίων, χωρίς να καταρρεύσει σε μαύρη τρύπα, είναι μικρότερη από την μάζα του παραπάνω αντικειμένου. Έτσι ίσως να πρόκειται για την μικρότερη μαύρη τρύπα που έχουμε ανακαλύψει (μπορεί να δημιουργήθηκε από την συγχώνευση 2 αστέρων νετρονίων μεγάλης μάζας). Το παραπάνω γεγονός δεν ανιχνεύτηκε στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα λόγω μεγάλης απόστασης. Αλλά από την φύση του δεν συνοδεύτηκε με σημαντική εκπομπή ακτινοβολίας. Αν πρόκειται για συνένωση 2 μαύρων τρυπών, δεν αναμένεται εκπομπή φωτός, όπως και αν η μαύρη τρύπα 23 ηλιακών μαζών <κατάπιε> έναν αστέρα νετρονίων με την μία. Οι μαύρες τρύπες κρατάνε καλά τα μυστικά τους!

Μαγνητικοί αστέρες, εννοεί τα magnetar, αστέρες νετρονίων με ταχύτατη περιστροφή και το ισχυρότερο μαγνητικό πεδίο του σύμπαντος! Πιθανώς προέρχονται από την κατάρρευση αστέρα μεγάλης μάζας που είχε ταχεία περιστροφή, επειδή κέρδισε στροφορμή από συνοδό αστέρα. Ένα πολύ νεαρό αστέρι νετρονίων (χίλια ή λιγότερα έτη από την έκρηξη σουπερνόβα που το δημιούργησε) έχει ακόμα πολύ μεγάλη ταχύτητα περιστροφής, ιδίως αν είναι magnetar. Απλά να σημειώσουμε ότι το φως του ήρθε σε εμάς μόλις πριν από 240 έτη, αλλά η ηλικία του είναι στα 16.000 έτη, όση και η απόσταση σε έτη φωτός.

Μια πρόσφατη έρευνα έδειξε ότι υπάρχει διαφορά στην κίνηση του αερίου σε έναν γαλαξία με ράβδο από αυτή σε έναν γαλαξία χωρίς ράβδο. Οι γαλαξίες με ανεπτυγμένη ράβδο παρουσιάζουν κίνηση του αερίου στην κατεύθυνση της ράβδου, δηλαδή κάθετα στον γαλαξιακό δίσκο. Και οι γαλαξίες με ράβδο δείχνουν να εξομαλύνεται η κυκλική (στην δομή του δίσκου) κίνηση του αερίου έξω από τα όρια της ράβδου, δηλαδή να μην εμφανίζεται κάθετη κίνηση του αερίου εξωτερικά της ράβδου. Αυτό μας δείχνει ότι μέσω της ράβδου μεταφέρεται αέριο από τον δίσκο στον γαλαξιακό πυρήνα. Έτσι επιβεβαιώνεται η θεωρία που θέλει τους γαλαξίες με ράβδο (barred galaxies) να αποτελούν ενδιάμεσο στάδιο της εξέλιξης από σπειροειδή σε ελλειπτικό γαλαξία. Αυτό συμβαίνει όταν ο γαλαξιακός δίσκος δεν μπορεί να συγκρατήσει (με την στροφορμή του) όλο το αέριο, με αποτέλεσμα ένα μέρος του να καταρρέει στον πυρήνα. Σε περίπτωση γαλαξιακής συγχώνευσης αυτή η διαδικασία επιταχύνεται δραματικά.

Το New Horizon έχει φτάσει τόσο μακριά, ώστε οι εικόνες των κοντινότερων αστεριών, όπως το Α Κενταύρου και το Wolf 359, παρουσιάζουν σημαντική παράλλαξη σε σχέση με την εικόνα τους από τη Γη! Η παράλλαξη δημιουργείται όταν βλέπουμε ένα κοντινό αντικείμενο μετατοπισμένο σε σχέση με ένα μακρινό αντικείμενο, αλλάζοντας θέση παρατήρησης. Αυτό το εφαρμόζουμε στην αστρονομία μέσω της περιφοράς της Γης γύρω από τον ήλιο.

Πρόσφατα οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ένα <τόξο> εκπομπής στο υπεριώδες, στην περιοχή της μεγάλης Άρκτου. Αυτό προέρχεται πιθανότατα από μια παλαιά, πριν 100.000 έτη έκρηξη σουπερνόβα σε απόσταση 600 ετών φωτός (κάτι σαν ένα λεπτό μεγάλο veil του Κύκνου). Εκτείνεται σε 30 μοίρες και έχει πάχος μία μοίρα. Αυτή η περιοχή του ουρανού χρησιμοποιείται για την μελέτη (από επίγεια τηλεσκόπια) μακρινών γαλαξιών, καθώς έχει πιο λίγη σκόνη από την συνήθη μεσοαστρική ύλη, στην γραμμή θέασης από την Γη. Μάλλον αυτή η σουπερνόβα συνέβαλλε στον καθαρισμό της περιοχής, μέσω του κρουστικού κύματος που ανέπτυξε και ακόμα σαρώνει την μεσοαστρική ύλη.

Τα αστέρια EHB (extreme horizontal branch stars) διαφέρουν από τα υπόλοιπα αστέρια του οριζόντιου κλάδου του διαγράμματος H/R (κλάδος όπου τα αστέρια συντήκουν ήλιο σε άνθρακα στους πυρήνες τους). Έχουν μια πολύ λεπτή ατμόσφαιρα υδρογόνου (<0.02 M⊙) γύρω από τον πυρήνα ηλίου, όλο το υπόλοιπο εξωτερικό υδρογόνο έχει απομακρυνθεί μέσω αλληλεπίδρασης με συνοδό αστέρα. Είναι πολύ καυτά και πυκνά (20 000 K < Teff < 40 000 K) με τυπική μάζα 0.5 M⊙. Κυριαρχούν στους αμυδρούς μπλε αστέρες ενός (συνήθως σφαιρωτού μεγάλης ηλικίας) σμήνους και αποτελούν τις βασικές πηγές υπεριώδης ακτινοβολίας των γηραιών αστρικών πληθυσμών. Επίσης τους παρατηρούμε στους μεγάλης ηλικίας αστρικούς πληθυσμούς των ελλειπτικών γαλαξιών. Τα αστέρια EHB ανήκουν στους υπό- νάνους B (sdB). Οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ότι αυτά τα αστέρια παρουσιάζουν τεράστιες κηλίδες που τα κάνουν να μεταβάλλουν την λαμπρότητά τους με την περιστροφή τους. Δηλαδή να είναι πιο λαμπρά όταν βλέπουμε την πλευρά του αστεριού όπου έχει εκδηλωθεί η υπέρ- κηλίδα. Στα αστέρια του οριζόντιου κλάδου οι κηλίδες δημιουργούνται από μαγνητικά φαινόμενα, όπως στα αστέρια της κυρίας ακολουθίας (ήλιος), αλλά αντίθετα, είναι πιο λαμπρές και θερμές από την αστρική επιφάνεια! Έτσι μπορούν να αυξήσουν την αστρική λαμπρότητα. Επίσης έχουν παρατηρηθεί υπέρ- εκλάμψεις σε αυτά τα αστέρια, εκατομμύρια φορές μεγαλύτερης ενέργειας από τις εκλάμψεις του ηλίου μας. Τελικά τα αστέρια παρουσιάζουν πολύ μεγάλη ποικιλία εξέλιξης, ιδίως όταν δέχονται επίδραση από συνοδό αστέρα.

Το πλανητικό σύστημα HR8799 έχει ομοιότητες με το δικό μας. Σε αυτό υπάρχουν 4 αεριώδεις πλανήτες ανάμεσα σε 2 ζώνες αστεροειδών, και ίσως εσωτερικοί βραχώδεις πλανήτες. Στις σχετικές προσομοιώσεις του συστήματος φαίνεται οι αεριώδεις γίγαντες να δέχονται βροχή μετεωριτών, που τους εμπλουτίζει χημικά. Το δικό μας ηλιακό σύστημα περιέχει 4 βραχώδεις πλανήτες, μετά μια ζώνη αστεροειδών, 4 αεριώδεις πλανήτες και πάλι μια ζώνη αστεροειδών. Οι βραχώδεις πλανήτες αποτελούνται κυρίως από μέταλλα και άλλα στερεά υλικά, ενώ οι αεριώδεις από πτητικά αέρια και πάγο. Οι βραχώδεις πλανήτες δεν μπόρεσαν να συγκρατήσουν μεγάλη μάζα πτητικών υλικών, λόγω του αστρικού ανέμου του ηλίου. Επίσης ο ήλιος εξάτμισε τον πάγο στην εσωτερική περιοχή του πρωτοπλανητικού δίσκου, με αποτέλεσμα να έχουν μικρή ποσότητα νερού ή μεθανίου. Οι αεριώδεις πλανήτες είχαν τις συνθήκες για να διατηρήσουν τα πτητικά υλικά, με αποτέλεσμα να συσσωρεύσουν τεράστιες ατμόσφαιρες. Οι αστεροειδείς και κομήτες φέρνουν ύλη από την εσωτερική στην εξωτερική περιοχή και αντίθετα, εμπλουτίζοντας τους πλανήτες. Ίσως αυτή η προσομοίωση μεταφοράς μάζας στους πλανήτες από αστεροειδείς και κομήτες στο HR8799 να επιβεβαιωθεί από το νέο διαστημικό τηλεσκόπιο James Webb.

Το μεγάλης μάζας αστρικό σμήνος Westerlund 2 στον αστερισμό Τρόπιδα, αποτελεί αφιλόξενο μέρος για πλανήτες. Μια έρευνα έδειξε ότι στην κεντρική περιοχή του, που κυριαρχείται από 30 τουλάχιστον αστέρια μεγάλης μάζας (ως και 80 ηλιακών μαζών) δεν ανιχνεύονται σημάδια πρωτοπλανητών στα γειτονικά αστέρια. Ναι μεν υπάρχουν πρωτοπλανητικοί δίσκοι γύρω από τα αστέρια μικρότερης μάζας στην περιοχή, αλλά η δομή τους είναι διαφορετική, που δεν επιτρέπει τον σχηματισμό πλανητών. Οι πολύ ισχυροί αστρικοί άνεμοι δεν αφήνουν την σκόνη να συσσωρευτεί σε μεγαλύτερες δομές. Μάλιστα η υπεριώδεις ακτινοβολία μπορεί να καταστρέψει μεγάλο μέρος των κόκκων σκόνης. Τα αστέρια μεγάλης μάζας μεταναστεύουν στην κεντρική περιοχή ενός σμήνους. Αυτή η διαδικασία φαίνεται να έχει ολοκληρωθεί κατά μεγάλο βαθμό στο παραπάνω, μόλις ηλικίας 2 εκατομμυρίων ετών, αστρικό σμήνος. Στις εξωτερικές περιοχές του σμήνους τα πράγματα είναι διαφορετικά, και παρατηρούμε συμπυκνώματα στη σκόνη γύρω από τα αστέρια μεσαίας μάζας, που παραθέτουν σε πλανητοειδείς. Μία ακόμη απόδειξη για το πόσο σημαντική είναι η τοποθεσία (συνθήκες) ενός δημιουργίας ενός αστεριού για την ανάπτυξη πλανητικού συστήματος.

Μπορεί να έχω μόνο τον Σταύρο για παρέα στις παρατηρήσεις, αλλά, όπως καταλάβατε, είμαι ιδιαίτερα τυχερός που έχω την καθοδήγησή του στην παρατήρηση και βλέπω αντικείμενα που δεν περίμενα να δω ποτέ. Μετά το Κβάζαρ πριν από 2-3 χρόνια τώρα το Ω Κενταύρου. Ίσα που ξεχώριζε πάνω από τον ορίζοντα (στον ερευνητή το μισό πεδίο το έπιανε ένα μικρό δέντρο!). Το αναγνώρισα από το μέγεθος, είμαστε <παλιοί γνώριμοι> από την Ατακάμα στην Χιλή πέρυσι. Εκεί ήταν στο ζενίθ, το έβλεπε κανείς εύκολα με το μάτι. Ήμασταν τυχεροί που είχαμε μια βραδιά παρατήρησης σε αστεροσκοπείο με 16άρι τηλεσκόπιο. Νόμιζες ότι έμπαινες μέσα στο σφαιρωτό, μια αξέχαστη εμπειρία. Οι γαλαξίες <αντένες> χτες έδειχναν δομή 2 γαλαξιών υπό συγχώνευση. Στην Ατακάμα ξεχώριζαν εύκολα οι διάσημες ουρές τους. Κάθε χρόνο περιμένω την Παρθένο για να κάνω... γαλαξιοάλματα αντί για αστροάλματα! Με μικρή μετακίνηση του τηλεσκοπίου πηγαίνει κανείς από γαλαξία σε γαλαξία. Η προχτεσινή βραδιά είχε τις καλύτερες συνθήκες εδώ και χρόνια. Είμαστε τυχεροί που την απολαύσαμε.

Ανάμεσα στους πολλούς νάνους γαλαξίες που έχει συσσωρεύσει ο Γαλαξίας μας είναι και ο νάνος γαλαξίας του Τοξότη. Μάλιστα οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ότι ο νάνος έκανε 3 περάσματα μέσα από τον Γαλαξία μας πριν αφομοιωθεί από αυτόν. Αυτά έγιναν πριν από 5- 6 δις έτη, 2 δις έτη και 1 δις έτη, βάσει προσομοιώσεων της συγχώνευσης του νάνου στον Γαλαξία μας, και συνδέονται με επεισόδια αστρογέννησης στον Γαλαξία μας (5,7 δις, 1,9 δις και 1 δις έτη). Τα δεδομένα προέρχονται από το GAIA, που μέτρησε μια αυξημένη αναλογία αστεριών με τις παραπάνω ηλικίες. Το πέρασμα ενός σχετικά μεγάλου νάνου γαλαξία από έναν γαλαξία δημιουργεί ρυτιδώσεις (συμπυκνώματα) της μεσοαστρικής ύλης, που έχουν ως αποτέλεσμα την αυξημένη αστρογέννηση. Ο νάνος χάνει αέριο και αστέρια από 2 τόξα, ένα μπροστά και ένα πίσω του όπως κινείται μέσα από έναν γαλαξία, λόγω των παλιρροϊκών δυνάμεων του γαλαξία. Ο ήλιος μας δημιουργήθηκε πριν από 4,6 δις έτη. Ο απόηχος από το πρώτο πέρασμα του νάνου του Τοξότη μπορεί να συνετέλεσε στην δημιουργία του.

Τα αστέρια R Coronae Borealis (RCB) έχουν επιφανειακή θερμοκρασία 5000 Κ- 7000 Κ και το εντυπωσιακό είναι ότι στερούνται υδρογόνο στο φάσμα τους. Αντίθετα παρουσιάζουν ήλιον και άνθρακα. Μεταβάλλουν την λαμπρότητά τους, επειδή γίνονται πολύ αμυδρά (ελαττώνουν κατά 100 φορές την λαμπρότητά τους)ψ όταν <σηκώνουν> ένα νέφος από άνθρακα. Ένα τέτοιο αστέρι είναι το DY Centauri. Αυτό είχε επιφανειακή θερμοκρασία 10.000 Κ το 1980 και 20.000 Κ το 1987! Εκτός από την περιοδικότητά του, γίνεται όλο και πιο αμυδρό στο ορατό φάσμα, επειδή εκπέμπει πια περισσότερο στο υπεριώδες. Αφού επιβεβαιώθηκε το 2015 ότι δεν έχει συνοδό αστέρα (που θα μπορούσε να επιδρά στην εξέλιξή του), οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ότι θερμαίνεται με τόσο γρήγορο ρυθμό επειδή συρρικνώνεται! Η ταχύτητα περιστροφής του αυξήθηκε από τα 20 km/s στα 40 km/s (λόγω διατήρησης της στροφορμής). Έτσι μπορεί να χάσει πιο εύκολα τα εξωτερικά του στρώματα. Παρουσιάζει έντονες φασματικές γραμμές στροντίου, που παραπέμπει σε προχωρημένη αστρική εξέλιξη. Το στρόντιο δημιουργείται στα αστέρια μετά από έντονο <βομβαρδισμό> του σιδήρου στον πυρήνα από νετρόνια. Η προέλευση αυτών των παράξενων νάνων είναι η συγχώνευση 2 λευκών νάνων, με συνολική μάζα μικρότερη από το όριο Chandrasekhar. Πρόκειται για τις ελάχιστες περιπτώσεις αστρικής εξέλιξης που παρατηρούμε ζωντανά!

Το ALMA ανακάλυψε έναν τεράστιο σπειροειδή γαλαξία. Το φως του έρχεται σε εμάς από την εποχή που το σύμπαν ήταν μόλις 1,5 δις ετών. Είναι ο μεγαλύτερης ηλικίας σπειροειδής γαλαξίας που γνωρίζουμε. Κανονικά οι σπειροειδείς γαλαξίες μεγάλης μάζας εμφανίζονται 6 δις έτη μετά την μεγάλη έκρηξη. Αυτός ο χρόνος χρειάζεται να πάρουν το μεγάλης κανονικότητας σχήμα του σπειροειδή γαλαξία οι πρωτογαλαξίες, μετά από τις συχνές γαλαξιακές συγχωνεύσεις στο πρώιμο σύμπαν. Έτσι πιστεύουμε ότι ο Wolfe Disk, όπως ονομάζεται ο παραπάνω γαλαξίας, ανέπτυξε την μεγάλη μάζα του μέσω συσσώρευσης μεσογαλαξιακού αερίου. Παρουσιάζει δεκαπλάσιο ρυθμό αστρογέννησης από τον δικό μας Γαλαξία. Το πως συσσώρευσε τόσο αέριο χωρίς να καταρρεύσει ο δίσκος του, που θα είχε ως αποτέλεσμα να σχηματιστεί ένας ελλειπτικός γαλαξίας, αποτελεί μυστήριο. Αποτελεί πρόκληση για τις σύγχρονες θεωρίες σχηματισμού και ανάπτυξης των γαλαξιών.

Μία ομάδα αστρονόμων (Mauna kea)ανακάλυψε ότι η μάζα της κεντρικής μαύρης τρύπας ενός γαλαξία καθορίζει τον ρυθμό αστρογέννησης σε αυτόν. Οι γαλαξίες με υπερμεγέθης κεντρικές μαύρες τρύπες έχουν πιο θερμό μεσοαστρικό αέριο. Αυτό θα σχηματίσει, μέσω βαρυτικής κατάρρευσης, πιο δύσκολα αστέρια από ένα πιο ψυχρό αέριο (με μικρότερη κινητικότητα των μορίων του). Το αέριο σε έναν γαλαξία μπορεί να θερμανθεί μέσω της ακτινοβολίας των αστεριών μεγάλης μάζας, αλλά ο πιο αποτελεσματικός τρόπος είναι οι παλιρροϊκές επιδράσεις από άλλον γαλαξία πριν την συγχώνευσή τους. Γνωρίζουμε ότι οι υπερμεγέθης κεντρικές μαύρες τρύπες αναπτύσσονται με μάζα που δεν μπορεί να συγκρατήσει ο γαλαξιακός δίσκος, με αποτέλεσμα να καταρρεύσει στην γαλαξιακή κοιλιά, και από την συγχώνευση των 2 κεντρικών μαύρων τρυπών μετά από την γαλαξιακή συγχώνευση.

Πριν από 10 περίπου χρόνια ανακαλύψαμε στις ακτίνες γ δύο <φούσκες> στο κέντρο του Γαλαξία μας. Τώρα οι αστρονόμοι απέδειξαν ότι αυτές έχουν την ίδια πηγή ενέργειας με την 2 κώνων μορφής ακτινοβολία Χ από την κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία. Πρόκειται ουσιαστικά για το ίδιο φαινόμενο που δημιουργείται μέσω των κρουστικών κυμάτων από τους 2 πίδακες της μαύρης τρύπας. Οι φούσκες ακτίνων γ έχουν την ίδια δομή και τα ίδια όρια με τους κώνους ακτίνων Χ. Υπολογίζουμε ότι πριν από 5 εκατομμύρια έτη συσσωρεύτηκε μεγάλη ποσότητα μάζας στον δίσκο γύρω από την μαύρη τρύπα, με αποτέλεσμα να αναπτυχθούν οι 2 πίδακες. Θυμίζει, σε πολύ μικρότερη κλίμακα, ενεργό γαλαξιακό πυρήνα. Η ανάπτυξη των πιδάκων μας δείχνει ότι υπάρχουν επεισόδια κατάρρευσης σημαντικής ποσότητας ύλης στην κεντρική μαύρη τρύπα. Επίσης συνδέεται με την ανάπτυξη της ράβδου του Γαλαξία, που οφείλεται στην ύλη που καταρρέει από τον δίσκο στην γαλαξιακή κοιλιά.

Στο αστέρι PDS 70 επιβεβαιώθηκε η ύπαρξη 2 νεογέννητων πλανητών παρόμοιας μάζας με τον Δία. Οι αστρονόμοι αφαίρεσαν από την εικόνα τον πρωτοπλανητικό δίσκο με την παραδοχή της ομοιογένειας φωτός σε αυτόν, και έτσι φανερώθηκαν οι 2 υπό δημιουργία πλανήτες. Οι πλανήτες ακόμα συσσωρεύουν ύλη από τον δίσκο.

Για αυτό μου κάνει εντύπωση που οι αστρονόμοι ψάχνουν πλανήτες στην κατοικήσιμη ζώνη τέτοιων αστεριών. Μπορεί η μικρή τους λαμπρότητα να βοηθάει στην ανακάλυψη των πλανητών, αλλά η κατοικήσιμη ζώνη βρίσκεται τόσο κοντά στο αστέρι (πολύ πιο κοντά από την απόσταση ηλίου- Ερμή) που επικρατεί μια κόλαση ακτινοβολίας στους εκεί πλανήτες.

Οι ηλιακές εκλάμψεις γίνονται αντιληπτές από τα ηλιακά τηλεσκόπια και την έντονη δραστηριότητα του πολικού σέλας. Δημιουργούνται όταν ένα τοπικό μαγνητικό πεδίο, όπως μια ομάδα κηλίδων, στον ήλιο <βραχυκυκλώνει>. Τότε το τοπικό μαγνητικό πεδίο ανασυντίθεται (magnetic reconnection) με χαμηλότερη ενεργειακή κατάσταση (πιο απλή δομή του μαγνητικού πεδίου). Η ενέργεια που απελευθερώνεται, σε μορφή ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας, θερμαίνει και εκτοξεύει πλάσμα από την επιφάνεια του ηλίου στο διάστημα (coronal mass ejection, στεμματική εκπομπή μάζας). Κάθε 100 περίπου χρόνια αναμένουμε μια πολύ ισχυρή έκλαμψη. Όμως σε άλλα αστέρια έχουμε παρατηρήσει υπερεκλάψεις (Superflares). Ενώ οι κανονικές εκλάμψεις αυξάνουν την αστρική λαμπρότητα κατά 0,1 ως 30% και έχουν διάρκεια 1- 12 ώρες, έχουν παρατηρηθεί υπερεκλάψεις που αυξάνουν την αστρική λαμπρότητα από 1 ως και 7 mag (600 φορές την αστρική λαμπρότητα) και διάρκεια 10 ως 100 ημέρες! Στα αστέρια που παρουσίασαν υπερεκλάψεις παρατηρήσαμε τεράστιες κηλίδες, 100 φορές μεγαλύτερες από αυτές στον ήλιο μας. Αυτά τα αστέρια έχουν πολύ ενισχυμένο μαγνητικό πεδίο. Σε μερικά, όπως στα νεαρά αστέρια, αυτό οφείλεται στην γρήγορη περιστροφή τους, που ενισχύει τον μηχανισμό του δυναμό. Υπάρχουν ενδείξεις στην Γη ότι και ο ήλιος μας στην νεαρή του ηλικία παρουσίασε συχνά υπερεκλάμψεις. Το πρόβλημα είναι ότι τις παρατηρούμε και σε αστέρια μεγάλης ηλικίας και αργής περιστροφής (σαν τον ήλιο μας). Η ανάλυση των δεδομένων του διαστημικού τηλεσκοπίου Kepler επέτρεψε στους αστρονόμους να αναγνωρίσουν 1547 υπερεκλάμψεις σε 279 αστέρια. Τι κάνει αυτά τα αστέρια να παρουσιάσουν υπερεκλάψεις? Μία θεωρία υποστηρίζει ότι τα αστέρια που παρουσιάζουν συχνά υπερεκλάψεις έχουν γιγάντιους αεριώδεις πλανήτες σε πολύ κοντινές τροχιές. Πλανήτες σαν τον Δία περιέχουν μεταλλικό υδρογόνο, που είναι καλός αγωγός του ρεύματος. Έτσι έχουν ισχυρό μαγνητικό πεδίο. Ένας τέτοιος πλανήτης μπορεί να αλληλεπιδράσει μαγνητικά με την ατμόσφαιρα του αστεριού του, αν η τροχιά του είναι πολύ στενή. Όμως οι παρατηρήσεις δείχνουν ότι τα αστέρια με υπερεκλάμψεις συνήθως δεν έχουν πλανήτες σε κοντινή τροχιά. Μία άλλη θεωρία υποστηρίζει ότι οι υπερεκλάψεις προέρχονται από καφέ νάνους, συνοδούς των αστεριών, και όχι από τα ίδια τα αστέρια. Πράγματι, σε έναν καφέ νάνο (CFHT-BD-Tau 4) έχει παρατηρηθεί μια υπερέκλαμψη. Και στον ν Οφιούχου όπου παρατηρήθηκε η υπερέκλαμψη που αύξησε την λαμπρότητά του κατά 7 mag, υπάρχουν 2 καφέ νάνοι με 20 φορές την μάζα του Δία. Το πρόβλημα εδώ είναι ότι γενικά έχουμε ανακαλύψει πολλούς καφέ νάνους, όμως χωρίς εκλάμψεις! Παραμένει μυστήριο ποιες ακριβώς συνθήκες στα αστέρια οδηγούν στην δημιουργία υπερεκλάμψεων.

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