ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

Αν θυμάμαι καλά, πριν από λογους μήνες δημοσιεύτηκε ανακάλυψη πιθανού εξω..δορυφόρου. Είναι και τα αποτελέσματα του Gaia που δεν ξέρουμε τι κρυβουν για πολλά εκατομμύρια αστέρια.

Απλά να αναφέρω ότι το πράγμα μπερδεύει αρκετά άμα υπολογίσουμε και τα ... κατοικήσιμα φεγγάρια!

Οι αστρονόμοι ψάχνουν για κατοικήσιμους πλανήτες σε αστέρια F, G, K. Αστέρια μικρότερης μάζας έχουν αρκετά ασταθή επιφάνεια,και η κατοικήσιμη ζώνη βρίσκεται πολύ κοντά τους (λόγω μικρής επιφανειακής θερμοκρασίας). Αστέρια μεγαλύτερης μάζας έχουν πολύ σύντομη ζωή και πολύ ισχυρούς, καταστροφικούς για τους πλανήτες αστρικούς ανέμους. Οι αστρονόμοι ονομάζουν μέταλλα όλα τα στοιχεία πέρα του στοιχείου ήλιον. Αν βρούμε ένα αστέρι που γεννήθηκε από το ίδιο νεφέλωμα με τον Ήλιο μας, είναι λογικό να έχει και παρόμοιο χημικό εμπλουτισμό (πλούσιες αναλογίες μετάλλων). Γενικά τα αστέρια στον γαλαξιακό δίσκο δεν παρουσιάζουν μεγάλες μεταβολές μεταλλικότητας, αυτά με την μεγαλύτερη μεταλλικότητα είναι στο εσωτερικό του δίσκου προς την γαλαξιακή κοιλιά και αυτά με την μικρότερη μεταλλικότητα βρίσκονται στο εξωτερικό του δίσκου, προς τον παχύ δίσκο. Τα αστέρια που γεννήθηκαν πιο πρόσφατα είναι εμπλουτισμένα σε μέταλλα, επειδή τα μοριακά νεφελώματα εμπλουτίζονται συνέχεια από τις προηγούμενες γενιές αστεριών. Το αρνητικό πρόσημο μεταλλικότητας σημαίνει χαμηλότερη μεταλλικότητα από τον Ήλιο μας. Τα νεφελώματα με χαμηλή μεταλλικότητα παράγουν περισσότερα αστέρια μεγάλης μάζας. Υπάρχει το συμπέρασμα ότι οι πρωτοπλανητικοί δίσκοι με μικρή μεταλλικότητα παράγουν πιο εύκολα πλανήτες μικρής μάζας. Δεν γνωρίζω πολλές λεπτομέρειες, αλλά καθοριστικό ρόλο στην εξέλιξη ενός πρωτοπλανητικού δίσκου έχουν το μαγνητικό πεδίο και ο αστρικός άνεμος. Και τα 2 επηρεάζονται από την μεταλλικότητα.

Την Κυριακή 2 Ιουλίου θα πάμε για αστροπαρατήρηση στις νέες Κυδωνίες (στο ραντάρ). Θα ξεκινήσουμε από την Μυτιλήνη στις 20΄30.

Ουσιαστικά ψάχνουμε για αστέρια από το ίδιο νεφέλωμα, άρα με κοινή χημική ταυτότητα (ιδιαίτερη αναλογία μιας σειράς χημικών στοιχείων). Δεν είναι απαραίτητο να είναι ίδιου τύπου (G2). Η αναζήτηση αστεριών με ίδιο φασματικό τύπο, χωρίς να χρειάζεται να προέρχονται από το ίδιο νεφέλωμα, είναι μια άλλη εξίσου ενδιαφέρων μελέτη.

Τα Κβάζαρ είναι αντικείμενα μεγάλης λαμπρότητας. Μια ομάδα αστρονόμων προσπαθεί να τα αξιοποιήσει για την μέτρηση αποστάσεων και την εκτίμηση της σκοτεινής ενέργειας. Ένα μεγάλο δείγμα από 1598 Κβάζαρ βοηθάει στο <καλιμπράρισμα>, δηλαδή στην ελάττωση του περιθωρίου σφάλματος στην εκτίμηση της απόλυτης λαμπρότητας, άρα και απόστασής τους. Τα βασικά κεριά κοσμολογικών αποστάσεων είναι οι σουπερνόβα Ia, που έχουν σχετικά μικρό εύρος απόλυτης λαμπρότητας. Αυτή είναι πάντα κοντά στο -19,2. Το πλεονέκτημα των Κβάζαρ είναι ότι ανιχνεύονται σε μεγαλύτερο z, ως 5,1, που αναλογεί σε φως που ταξίδεψε 13,2 δις έτη μέχρι να φτάσει στα τηλεσκόπια μας. Για τόσο νεαρή ηλικία του σύμπαντος είχαμε μόνο την ερυθρολίσθηση ως εργαλείο απόστασης. Τα πρώτα συμπεράσματα είναι ότι η σκοτεινή ενέργεια εκείνη την εποχή, 500 εκατομμύρια έτη από την δημιουργία του σύμπαντος, είχε μικρότερη ισχύ. Έτσι δεν μιλάμε πια για κοσμολογική σταθερά, αλλά για μια αναπτυσσόμενη ενέργεια συμπαντικής διαστολής. Από το 1998 γνωρίζουμε ότι η συμπαντική διαστολή είναι επιταχυνόμενη. Ακόμα και η αναλογία σκοτεινής και βαρυονικής ύλης/ σκοτεινής ενέργειας αλλάζει, σε 40% αντί 30%, από τις μετρήσεις που είχαμε ως σήμερα. Να σημειώσουμε ότι τα παραπάνω αποτελέσματα αμφισβητούνται από άλλους αστρονόμους, που θεωρούν ότι υποτιμήθηκαν τα περιθώρια σφάλματος της απόλυτης λαμπρότητας των Κβάζαρ. Αλλά μια νέα ομάδα κεριών λαμπρότητας με τόσο μεγάλο εύρος απόστασης- ιστορικού του σύμπαντος είναι πολλά υποσχόμενη.

Οι αστρονόμοι ψάχνουν συστηματικά για τα αδέλφια του Ήλιου. Δηλαδή αστέρια που γεννήθηκαν από το ίδιο μοριακό νεφέλωμα. Τα μεγάλης μάζας αδέλφια του Ήλιου πέθαναν εδώ και πολύ καιρό, άρα ψάχνουμε για αστέρια κοντά στην ηλιακή μάζα. Τα μικρής μάζας είναι πολύ αμυδρά για να τα εντοπίσουμε. Θεωρητικά τα αδέλφια του Ήλιου μπορεί να έχουν σκορπιστεί σε μεγάλο εύρος του γαλαξιακού δίσκου. Γνωρίζουμε ότι ο Ήλιος βίωσε μια αρκετά κοντινή σουπερνόβα, δηλαδή την έκρηξη ενός μεγάλου αδελφού του, από ίχνη ραδιενεργών ισοτόπων που βρέθηκαν στη Γη. Ακόμα, ένας αδελφός αστέρας πρέπει να τον πλησίασε αρκετά, διαταράσσοντας τις τροχιές εξωτερικών σωμάτων του ηλιακού συστήματος. Το ανοιχτό σμήνος του Ηλίου έχει διαλυθεί εδώ και δις έτη (δεν ήταν σμήνος πολύ μεγάλης μάζας). Το αστέρι HD 186302 στον Ηρακλή σε απόσταση 110 έτη φωτός είναι ορατό με κιάλια και έχει 1,15 ηλιακές μάζες. Έχει ίδια ηλικία με τον Ήλιο μας (με μικρό περιθώριο σφάλματος) και παρόμοια αναλογία χημικών στοιχείων, που παραπέμπει σε αδελφό του Ηλίου (κοινό μοριακό νεφέλωμα). Η ανακάλυψη πλανητών σε αυτό το αστέρι θα έχει ιδιαίτερο ενδιαφέρον.

Τα πρωτοαστέρια εκλύουν ύλη από τον περιαστρικό δίσκο τους. Με το ALMA είδαμε ότι το πρωτοαστέρι MMS5/OMC-3 στον Ωρίωνα, σε απόσταση 1300 έτη φωτός, παρουσιάζει διπλή εκροή ύλης. Παρατηρούμε έναν πίδακα μήκους 11000 AU με ταχύτητα 50- 100 km/s και μια εκροή ύλης μήκους 14000 AU με ταχύτητα 10 - 50 km/s. Οι 2 εκροές έχουν μεταξύ τους κλίση 13 μοίρες. Τα σενάρια είναι 2. Υπάρχει ένας κοινός πίδακας και η κατά τόπους διαφορά πυκνότητας του περιαστρικού δίσκου τον χωρίζει σε αργό και γρήγορο, ή οι 2 εκροές δημιουργούνται σε διαφορετικά μέρη του δίσκου, που είναι και το επικρατέστερο σενάριο.

Με δεδομένα παρατήρησης από το ALMA αστρονόμοι από το πανεπιστήμιο του Leeds ανακάλυψαν ένα ιδιαίτερο πρώτο- αστέρι μεγάλης μάζας (40 ηλιακές μάζες), το G11.92-0.61 MM1a. Γύρω του περιφέρεται ένας νεογέννητος ερυθρός νάνος. Το πρωτεύον αστέρι ακόμα μαζεύει ύλη από τον παχύ δίσκο αερίου και σκόνης γύρω του. Το ιδιαίτερο είναι ότι ο νάνος (0,6 ηλιακές μάζες) σχηματίζεται μέσα σε αυτόν τον δίσκο. Γνωρίζουμε ότι οι πλανήτες, ιδίως οι μεγάλοι αεριώδεις, σχηματίζονται όταν καταρρέουν βαρυτικά πυκνές περιοχές των περιαστρικών δίσκων. Είναι πρώτη φορά που βλέπουμε δημιουργείται με τον ίδιο τρόπο ένα πολύ μεγαλύτερης μάζας αντικείμενο από πλανήτη, ένα μικρής μάζας αστέρι. Να σημειώσουμε ότι η αναλογία μάζας των 2 αστεριών είναι 80:1, όση και η αναλογία μάζας Γης- Σελήνης. Δεν έχει βρεθεί άλλο ζευγάρι αστεριών με τόση μεγάλη διαφορά μάζας, αλλά δεν θα μπορούσε να συσσωρεύσει περισσότερη μάζα ο νάνος από τον περιαστρικό δίσκο. Και επειδή το πρωτεύων αστέρι έχει τόση μεγάλη μάζα, ο δίσκος του ήταν ικανός να σχηματίσει ένα νάνο αστέρι. Πάντων ο νάνος έχει αβέβαιο μέλλον, επειδή ο μεγάλος του αδελφός θα εκραγεί σε 1 εκατομμύρια έτη ως σουπερνόβα. Το ωστικό κύμα που θα δεχτεί θα είναι ισχυρότατο, ενώ θα βρίσκεται ακόμα στο στάδιο του πρωτοαστέρα. Κανονικά τα αστέρια με τόσο μικρή μάζα <ζουν> για εκατοντάδες δις έτη!

Από τους κορυφαίους κοσμολόγους. Ασχολήθηκε με την συνήπαρξη βαρύτητας- κβαντικής φυσικής και άλλα κοσμολογικά προβλήματα

Μία μελέτη ταχέως κινούμενων αστεριών- φυγάδων (runaway stars), δηλαδή αστεριών που δέχτηκαν κάποια βαρυτική επίδραση με αποτέλεσμα να αποκτήσουν ταχύτητα διαφυγής από το σύστημά τους (σμήνος ή γαλαξία), έδειξε ότι αστέρια αυτής της κατηγορίας από ένα μέρος του μικρού Μαγγελανικού νέφους κινούνται προς το μεγάλο Μαγγελανικό νέφος. Αυτό σημαίνει ότι οι 2 νάνοι γαλαξίες συγκρούστηκαν στο παρελθόν. Να σημειώσουμε ότι κατά την σύγκρουση (προσέγγιση) 2 γαλαξιών δεν διαλύονται οι γαλαξίες. Παραμορφώνονται, συνεχίζουν να αλληλεπιδρούν και ακολουθούν περισσότερα επεισόδια προσέγγισης. Στην περίπτωση των Μαγγελανικών νεφών τα πράγματα είναι πιο πολύπλοκα, αφού βρίσκονται υπό την κυριαρχία του βαρυτικού πεδίου του Γαλαξία μας. Για την παραπάνω μελέτη χρησιμοποιήθηκαν 315 αστέρια- φυγάδες, από μετρήσεις του Gaia. Ουσιαστικά ήθελαν να μελετήσουν την δημιουργία αστεριών τύπου O,B μακριά από σμήνη αστεριών. Αυτά τα αστέρια πολύ μεγάλης μάζας βρίσκονται συνήθως μέσα σε αστρικά σμήνη, αφού η μικρή διάρκεια ζωής τους κανονικά δεν τους επιτρέπει να απομακρυνθούν από αυτά. Να σημειώσουμε ότι η μεταλλικότητα στα Μαγγελανικά νέφη είναι πολύ χαμηλή, με συνέπεια να δημιουργούνται πολλά αστέρια μεγάλης μάζας. Ένα συμπέρασμα είναι τα μεμονωμένα αστέρια O,B μπορεί να δημιουργήθηκαν έξω από αστικά σμήνη. Αυτό όμως δεν φαίνεται να είναι ρεαλιστικό, επειδή τα περισσότερα αστέρια μεγάλης μάζας έχουν συνοδό/ συνοδούς, και δημιουργούνται μόνο από νεφελώματα μεγάλης μάζας, όπου η κατάρρευση της ύλης συμβαίνει σε μεγάλα τμήματα. Η άλλη πιθανότητα είναι να απέκτησαν τόσο μεγάλη ταχύτητα ώστε να διέφυγαν από τα σμήνη τους. Ένας συχνός μηχανισμός επιτάχυνσης αστεριών είναι η έκρηξη σουπερνόβα του συνοδού τους. Ένας άλλος είναι το σμήνος να δέχτηκε βαρυτική διαταραχή (όπως η προσέγγιση του μεγάλου Μαγγελανικού νέφους). Στην πρώτη περίπτωση ανιχνεύουμε συνήθως ένα διπλό αστέρι ακτίνων Χ (X rays binary). Δηλαδή το αστρικό απομεινάρι από την σουπερνόβα, μαύρη τρύπα ή αστέρας νετρονίων, να απορροφάει ύλη από τον συνοδό του. Αυτή η ύλη θερμαίνεται και εκπέμπει ακτίνες Χ. Όμως δεν ανιχνεύτηκαν διπλοί ακτίνων Χ στην περιοχή των φυγάδων. Ακόμα, οι φυγάδες της συγκεκριμένης περιοχής φαίνεται να έχουν κοινή κατεύθυνση, προς το μεγάλο Μαγγελανικό νέφος, ενισχύοντας το σενάριο της σύγκρουσης των νάνων γαλαξιών. Τέλος, να θυμίσουμε ότι εδώ και πολλά χρόνια έχει παρατηρηθεί μια γέφυρα αστεριών και αερίου μήκους 75.000 ετών φωτός ανάμεσα στους 2 δορυφόρους του Γαλαξία μας, που αποδεικνύει την αλληλεπίδρασή τους. Oey, the Astrophysical Journal Letters

Η περιοχή ιονισμένου υδρογόνου N 180B στο μεγάλο Μαγγελανικό νέφος αποτελεί ένα νεφέλωμα εκπομπής με έντονη αστρογέννηση αστεριών μεγάλης μάζας.Αυτά ιονίζουν το νεφέλωμα με την ισχυρή υπεριώδεις ακτινοβολία τους. Το ιονισμένο νεφέλωμα με τη σειρά του εκπέμπει στο κόκκινο (χαρακτηριστική γραμμή Hα) και στο υπέρυθρο. Εκεί βρέθηκε και το αστέρι HH (Herbig- Haro) 1177. Τα αστέρια αυτού του τύπου είναι μεγάλης μάζας προ κυρίας ακολουθίας, δηλαδή ακόμα δεν έχουν ισορροπήσει βαρυτικά (η κατάρρευση του περιαστρικού υλικού στο αστέρι με την πίεση από την σύντηξη στον πυρήνα του). Όμως παρουσιάζουν ήδη θερμοπυρηνική σύντηξη, αντίθετα με ότι συμβαίνει στα πρωτοαστέρια μικρής και μεσαίας μάζας (T- Tauri). Αυτές οι κατηγορίες πρωτοαστέρων παρουσιάζουν δίσκο συσσώρευσης στον ισημερινό και πίδακες από τους πόλους τους. Το παραπάνω αστέρι κατέχει το ρεκόρ μήκους πίδακα με 32 έτη φωτός! Αυτό ενισχύει την θεωρία που υποστηρίζει ότι η δημιουργία αστεριών μεγάλης μάζας καταστέλλει την αστρογέννηση στην γειτονιά τους, αφού αυτά τα αστέρια επιδρούν έντονα στην ύλη του νεφελώματος. Ουσιαστικά διαλύουν τα τμήματα των νεφελωμάτων που βρίσκονται κοντά τους. ESO, 6/2/19

Ο σπειροειδής γαλαξίας D 100 στην κόμη της Βερενίκης αφήνει πίσω του μια ουρά αερίου, σκόνης και αστεριών. Αυτή η ουρά έχει μήκος 200.000 έτη φωτός αλλά πλάτος μόνο 7000 έτη φωτός. Ο γαλαξίας κινείται προς το κέντρο του γαλαξιακού σμήνους και η ουρά δημιουργείται από την αλληλεπίδραση του γαλαξία με την μεσογαλαξιακή ύλη του σμήνους. Όπως τον παρατηρούμε σήμερα, από απόσταση 300 εκατομμύρια έτη φωτός, παρουσιάζει έντονη αστρογέννηση (έντονο μπλε χρώμα λόγω αυξημένης υπεριώδης ακτινοβολίας, που προέρχεται από νεαρά αστέρια μεγάλης μάζας). Αυτό σημαίνει ότι παράλληλα με την εκροή ύλης έχει ενεργοποιηθεί και ένας μηχανισμός εκρηκτικής αστρογέννησης, όπως παρατηρούμε σε γαλαξίες υπό αλληλεπίδραση. Ουσιαστικά η μεσογαλαξιακή ύλη τον απογυμνώνει από αέριο και σκόνη, με αποτέλεσμα σύντομα, σε μερικές εκατοντάδες εκατομμύρια έτη, να μην παρουσιάζει πια αστρογέννηση. Θα εξελιχτεί σε έναν κόκκινο σπειροειδή γαλαξία, μια σπάνια κατηγορία γαλαξιών χωρίς αστρογέννηση, αλλά με έντονες σπείρες και σχετικά μικρή γαλαξιακή κοιλιά. Συνήθως οι κόκκινοι γαλαξίες είναι ελλειπτικοί, χωρίς εμφανείς σπείρες και με πολύ λαμπρό πυρήνα. Wiliam Cramer, Yale University

Η ταχύτητα του φωτός μοιάζει αργή για εμάς σε σχέση με τις συμπαντικές αποστάσεις, αλλά για ένα φωτόνιο δεν περνάει καθόλου ο χρόνος! Ένα σωματίδιο που κινείται πολύ κοντά στην ταχύτητα του φωτός <νιώθει> τον χρόνο να περνάει πολύ πιο αργά από εμάς, τους παρατηρητές μικρής ταχύτητας και μικρού βαρυτικού πεδίου.

Στο πρόσφατο θέμα Σχετικιστικές ταχύτητες κοντά στο κέντρο του Γαλαξία υπάρχουν σχετικές λεπτομέρειες.

Πριν από λίγο είδα αυτό στην σελίδα της ESA https://www.eso.org/public/news/eso1907/ Η εσωτερική μαύρη περιοχή του δακτυλίου είναι η σκιά της μαύρης τρύπας. Ενδιαφέρον έχουν οι 2 λαμπρές περιοχές του δακτυλίου, πρόκειται μάλλον για σχετικιστική προβολή συμπυκνωμάτων ύλης στον δίσκο προσαύξησης. Κάτι ανάλογο έχει παρατηρηθεί στην κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία μας.

Ισως να διακρίνουμε σχετικιστικά φαινόμενα, είναι πάντως μια σημαντική καινοτομία. Μελετάμε την γειτονιά της κεντρικής μαύρης τρύπας εδώ και δεκαετίες, χάρη στα αστέρια και νεφελώματα που δέχονται βαρυτική επίδραση από αυτήν. Πάντως είναι μεγάλο τεχνολογικό επίτευγμα.

Εδώ και καιρό οι αστρονόμοι ανακάλυψαν τις φούσκες του Fermi (με το ομώνυμο διαστημικό τηλεσκόπιο ακτίνων γ). Πρόκειται για 2 φούσκες ύλης που εκτείνονται κάτω και πάνω από το γαλαξιακό επίπεδο και για 30000 έτη φωτός, στο κέντρο του Γαλαξία. Εκπέμπουν στις ακτίνες γ, ως απομεινάρια έντονης δραστηριότητας στην κεντρική γαλαξιακή περιοχή. Υπάρχουν 3 σενάρια δημιουργίας τους, μια σύντομη φάση ενεργού γαλαξιακού πυρήνα (AGN), έντονη αστρογέννηση, ή κρουστικά μέτωπα μέσω ισχυρών εκρήξεων σουπερνόβα. Και τα 3 σενάρια δικαιολογούν την βίαιη εκτόξευση ύλης από την περιοχή της κεντρικής μαύρης τρύπας. Η κινηματική των φουσκών μπορεί να μας πληροφορήσει ποιο σενάριο είναι το επικρατέστερο. Το (καυτό) αέριο στις φούσκες είναι πολύ αραιό ώστε να εκτιμηθεί μέσω της ακτινοβολίας γ η ένταση και η κατεύθυνσή του με ακρίβεια. Με μια άλλη σειρά μετρήσεων στα ραδιοκύματα (γραμμή του μοριακού υδρογόνου στα 21 εκατοστά) ανιχνεύτηκαν 106 νέφη ατομικού αερίου, μεγέθους από μερικές δεκάδες ως 100 έτη φωτός, μέσα σε αυτές τις φούσκες. Το μοριακό υδρογόνο χρησιμεύει ως ανιχνευτής της κίνησης αυτών των νεφών (αν και νέφη καυτού ατομικού υδρογόνου, περιέχουν και ελάχιστο ψυχρό μοριακό υδρογόνο). Μετρήθηκε ότι αυτά τα νέφη απομακρύνονται με ταχύτητα ως 400 km/s από το γαλαξιακό κέντρο. Δεν περιστρέφονται γύρω από τον Γαλαξία, όπως κάνουν τα συνηθισμένα νεφελώματα της μεσοαστρικής ύλης. Επίσης παρουσιάζουν μεγάλη διασπορά ταχυτήτων. Αυτά τα νέφη φαίνεται να είναι απομεινάρια έντονης αστρογέννησης στην κεντρική περιοχή του Γαλαξία ως ακτίνα 300 ετών φωτός από το γαλαξιακό κέντρο, και απομακρύνθηκαν από το γαλαξιακό κέντρο (μέσω ισχυρών αστρικών ανέμων) τα τελευταία 8 εκατομμύρια έτη. Όμως αυτό το σενάριο περιλαμβάνει την παραδοχή ότι υπήρξε μια συνεχή ομαλή εκροή υλικού από το γαλαξιακό κέντρο, κάτι που είναι απίθανο, και επίσης δεν εξηγεί την διατήρηση της συνοχής των ταχύτατων νεφών ως σήμερα, σε ένα περιβάλλον ακραίων παλιρροϊκών δυνάμεων.

Μόλις το 2018 οι αστρονόμοι κατάφεραν να μετρήσουν σχετικιστικά φαινόμενα στην τροχιά του αστεριού S2 γύρω από την κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία μας. Ενώ το αστέρι κινείται με 2,5% της ταχύτητας του φωτός, σε νέφη παρόμοιας τροχιάς μετρήθηκε ταχύτητα που αναλογεί στο 1/3 της ταχύτητας του φωτός. Η κεντρική μαύρη τρύπα έχει ακτίνα 17 ώρες φωτός και μάζα 4 εκατομμύρια ηλιακές μάζες. Παρατηρήθηκαν εκρήξεις λαμπρότητας στο υπέρυθρο (το υπέρυθρο μας επιτρέπει να δούμε μέσα από την σκόνη της κεντρικής γαλαξιακής περιοχής) διάρκειας από μερικές δεκάδες λεπτά ως 2 ώρες. Η διάρκεια αυτών των εκρήξεων μας πληροφορεί για το μέγεθος της περιοχής όπου έγινε η έκρηξη (σε λεπτά ή ώρες φωτός). Έχει παρατηρηθεί εκπομπή σχετικιστικών ραδιοκυμάτων από την κεντρική περιοχή του Γαλαξία, που οφείλεται σε επιτάχυνση του πλάσματος γύρω από την μαύρη τρύπα. Τα σωματίδια κοντά στον ορίζοντα γεγονότων αποκτούν σχετικιστικές ταχύτητες. Το αστέρι S2 βρέθηκε τον Μάιο του 2018 στην κοντινότερη απόσταση από την κεντρική μαύρη τρύπα κατά την ελλειπτική τροχιά του γύρω από αυτήν. Τότε παρατηρήθηκαν οι παραπάνω εκρήξεις λαμπρότητας στο υπέρυθρο. Οι εκρήξεις σχηματίζουν ένα τόξο γύρω από την μαύρη τρύπα. Ανάλογα την κλίση της περιοχής μιας έκρηξης λαμπρότητας προς εμάς έπρεπε να παρατηρούμε και την ενίσχυση της λαμπρότητας λόγω βαρυτικού φακού από την μαύρη τρύπα. Όταν η έκρηξη σημειώνεται πίσω από την μαύρη τρύπα, όπως την παρατηρούμε, η ενίσχυση της λαμπρότητας από τον βαρυτικό φακό θα έπρεπε να είναι στο μέγιστο. Κάτι τέτοιο δεν απεικονίζεται στην σχετική καμπύλη φωτός, που σημαίνει ότι η τροχιά του άστρου είναι κάθετη στο γαλαξιακό επίπεδο (δεν κρύβεται το αστέρι πίσω από την μαύρη τρύπα). Αυτό που παρατηρούμε είναι μια μεγέθυνση της τροχιάς λόγω βαρυτικού φακού. Οι εκρήξεις λαμπρότητας εξηγούνται ως κρουστικά μέτωπα του σχετικιστικού πλάσματος με την μεσοαστρική ύλη (νέφη). Οι υπολογισμοί μας δείχνουν ότι η τροχιά του αστεριού έχει ακτίνα 3,5 ακτίνες Schwarzschild της μαύρης τρύπας (12 εκατομμύρια χιλιόμετρα) , με τις λαμπρές περιοχές των εκρήξεων να διανύουν μια απόσταση 2 AU σε 50 λεπτά, κάτι που αντιστοιχεί στο 1/3 περίπου της ταχύτητας του φωτός (κίνηση των νεφών). Σε αυτή την απόσταση από την ακτίνα Schwarzschild μπορεί η ύλη, δηλαδή τα νέφη και το αστέρι, να έχει σταθερή τροχιά. Επίσης παρατηρήθηκε και αυξημένη πολικότητα του φωτός, που οφείλεται σε τοπικά μαγνητικά πεδία. Astronomy and astrophysics 618,L10, 2018

Στα πλαίσια μιας έρευνας αστρονόμοι από το πανεπιστήμιο του Warwick ανάλυσαν τα δεδομένα του Gaia για τους λευκούς νάνους. Πρόκειται για την μέτρηση αποστάσεων 200.000 λευκών νάνων και την απόλυτη λαμπρότητα 15.000, με μεγάλη ακρίβεια. Ένα συμπέρασμα από τα παραπάνω δεδομένα είναι ότι η εξέλιξη των λευκών νάνων (σταδιακή ψύξη) καθυστερεί σε έναν συγκεκριμένο συνδυασμό λαμπρότητας και θερμοκρασίας, ανεξάρτητα την μάζα και την ηλικία τους. Η εξήγηση είναι ότι παρέχεται θερμότητα από το εσωτερικό των λευκών νάνων λόγω κρυσταλλώματος. Αυτό το φαινόμενο μας είναι γνωστό από την καθημερινότητα, ένας όγκος νερού δεν ψύχεται κάτω από το σημείο τήξης αν δεν κρυσταλλώσει όλο το νερό. Η ψύξη των λευκών νάνων διαρκεί δις έτη. Κατά την ψύξη πετυχαίνεται ένας συνδυασμός πίεσης και θερμοκρασίας που επιτρέπει την κρυστάλλωση των ατόμων. Σε αυτή την διαδικασία απελευθερώνεται θερμότητα, που εμποδίζει την περαιτέρω ψύξη, με αποτέλεσμα η εξέλιξη (ψύξη) του λευκού νάνου να<κολλάει> για κάποιο χρονικό διάστημα.

Για εμένα είναι πολύ σημαντικό να περάσουμε στον κόσμο το επίπεδο της αστρονομίας ως επιστήμη, δηλαδή ότι έχουμε πλέον τα μέσα να παρατηρούμε με μεγάλη ακρίβεια και λεπτομέρεια τα ουράνια αντικείμενα. Να ενημερωθεί ο κόσμος για τις απίστευτες γνώσεις που αποκτήσαμε. Δεν είναι τόσο σημαντικό αν ένας γαλαξίας γυρίζει δεξιόστροφα ή αριστερόστροφα, όπως τον βλέπουμε, αλλά ότι μπορούμε να το μερτήσουμε. Και πρέπει να τονίζουμε ότι η αστρονομία είναι φυσική, όχι φιλοσοφία. Προσωπικά δεν πιστεύω ότι κάποιος φυσικός <παραπλανήθηκε> στην παραεπιστήμη, απλά επιλέγει να γίνει απατεώνας, σαν τους αστρολόγους. Το ίδιο συμβαίνει και στον χώρο της ιατρικής, αλλά ευτυχώς εκεί τα πράγματα είναι αρκετά αυστηρά.

Καλησπέρα Εδώ στην Μυτιλήνη συνεργάζομαι με το ΚΠΕ (Κέντρο περιβαλλοντικής εκπαίδευσης) σε εκπαιδευτικές δράσεις αστρονομίας. Δεχόμαστε από Δημοτικά ως και Λύκεια. Έχουμε ένα φουσκωτό πλανητάριο και εκτός την προβολή συνήθως κάνω μια παρουσίαση (power point με προτζέκτορα) στα παιδιά που μας επισκέφτονται. Θέλουμε να εμπλουτίσουμε το πρόγραμμά μας με αστρονομικά βίντεο. Μπορούμε να χρησιμοποιήσουμε τα θαυμάσια βίντεο που έχεις ανεβάσει στο youtube? Ευχαριστώ Λεωνίδας

Οτιδήποτε για αυτές τις ηλικίες. Προτιμώ στα εληνικά, βιντεο στα αγγλικά με ελληνικούς υπότιτλους θα είναι πολύ δύσκολα για τα μικρά παιδιά.

ψάχνω βίντεο για νήπια και ένα για δημοτικά. Υπάρχει κάτι στα Ελληνικά;

Πρωτα θέλω να σας ευχαριστήσω για την ομορφη και ποιοτικη συζήτηση. Πιστεύω ότι το κατανόησα (κάπως), ιδίως από το βίντεο που προτείνει ο Heal. 2 φράσεις της συζήτησης μου φαίνονται ιδιαίτερα σημαντικές, 1) ότι η απορρόφηση και επανεκπομπή δεν μας δίνει τα αποτελέσματα της διάθλασης, και 2) ότι το φως δεν μπορεί να επιβαρδύνει ή να επιταχύνει. Είδαμε όμως πόσο εύκολα μπορεί να γίνει λάθος ή υπεραπλουστευμένη διατύπωση, ακόμα και από φυσικούς και αστρονόμους.