ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

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.

Το πιο πιθανό είναι να έχουν πλανήτες που ακόμα δεν μπορούμε να ανιχνεύσουμε. Μην ξεχνάμε ότι παρατηρούμε πολλούς εξωπλανήτες αρκετά κοντά στο αστέρι τους. Στην περίπτωση των ερυθρών γιγάντων, κυριολεκτικά τους έχει καταπιεί ο γίγαντας! Δεν μπορούμε να πούμε ότι οι πορτοκαλί γίγαντες έχουν πιο πολλούς πλανήτες, γιατί οι πλανήτες σχηματίζονται μαζί με το αστέρι τους, άρα πολύ πριν την φάση του γίγαντα. Επίσης τα μεγάλης μάζας αστέρια σχηματίζονται πολύ πιο βίαια από τα μικρότερης μάζας, και με συντομότερο χρονοδιάγραμμα, κάτι που δεν ευνοεί την ύπαρξη σταθερού πλανητικού συστήματος. Οι παλμοί των γιγάντων δεν επιτρέπουν την ύπαρξη σταθερών συνθηκών στους πλανήτες (δεν υπάρχει πια κατοικήσιμη ζώνη).

Εδώ και πολλά χρόνια παρακολουθούμε μια περιοδικότητα των μεταβολών της γωνιακής ταχύτητας του Αλντεμπαράν, που οι αστρονόμοι <διάβασαν> ως υπογραφή ενός πλανήτη του. Όμως μια πρόσφατη μελέτη του διαγράμματος των μεταβολών της γωνιακής ταχύτητας του ερυθρού γίγαντα στον Ταύρο δείχνει ότι δεν αντιστοιχεί σε βαρυτική επίδραση από πλανήτη, αλλά μάλλον οφείλεται σε εσωτερικές διεργασίες του αστεριού. Τα αστέρια στην φάση του ασυμπτωτικού κλάδου παρουσιάζουν μια δευτερεύον περιοδική μακροχρόνια μεταβολή της λαμπρότητά τους. Ο Αλντεμπαράν παρουσιάζει δευτερεύουσα περιοδικότητα 629 ημερών. Η κύριοι παλμοί του γίγαντα έχουν περίοδο 7 ημέρες. Κάτι παρόμοιο παρατηρήθηκε και για τον γάμμα του Δράκοντα, έναν ερυθρό γίγαντα σε παρόμοια φάση εξέλιξης με τον Αλντεμπαράν. Αυτός παρουσίασε ανάλογες δευτερεύουσες μεταβολές της λαμπρότητας που μετρήθηκαν από το 2003. Το 2011 διακόπηκαν ξαφνικά, και επανήλθαν το 2014! Κάτι τέτοιο δεν μπορεί να συμβεί αν το φαινόμενο οφείλεται στην ύπαρξη εξωπλανήτη. Τα θεωρητικά μοντέλα για τις εσωτερικές διεργασίες στους γίγαντες είναι ακόμα αρκετά ατελή. Ίσως οι έντονες επιδράσεις της συναγωγής στο εσωτερικό αυτών των πολύ φουσκωμένων αστεριών να υπάρχουν και πριν τον ασυμπτωτικό κλάδο (φάση στην αστρική εξέλιξη όπου στον πυρήνα άνθρακα- οξυγόνου δεν σημειώνεται σύντηξη, αλλά σε 2 φλοιούς έξω από τον πυρήνα,έναν με ήλιον και έναν με υδρογόνο, πάντα για αστέρια μικρότερα από 8 ηλιακές μάζες). Οι 2 παραπάνω γίγαντες βρίσκονται λίγο πριν την φάση καύσης ήλιον στον πυρήνα, μια φάση που κρύβει πολλά μυστικά, όπως το helium flash. Οι μεταβολές στην γωνιακή ταχύτητα ενισχύονται με την αύξηση της λαμπρότητας (στην φάση διαστολής του γίγαντα), έτσι συνδέονται οι παρατηρήσεις των μεταβολών της γωνιακής ταχύτητας και οι παλμοί της λαμπρότητας.

Μια από τις τελευταίες ανακοινώσεις της ESO μας ενημερώνει ότι για πρώτη φορά ανιχνεύτηκε ένα βαρύ στοιχείο, το Στρόντιο, που δημιουργήθηκε από την σύγκρουση 2 αστέρων νετρονίων (GW170817, το 2017). Έτσι επιβεβαιώνεται και παρατηρησιακά η δημιουργία βαρύτερων στοιχείων από την σύγκρουση αστέρων νετρονίων. Το Στρόντιο ανιχνεύτηκε στην φασματοσκοπική ανάλυση της kilonova, δηλαδή της αντίστοιχης με την σουπερνόβα έκρηξης (βίαιης εκτίναξης υλικού) από την σύγκρουση των 2 αστέρων νετρονίων.

Υπάρχουν 2 σενάρια για την δημιουργία των χημικών στοιχείων με μεγάλο ατομικό αριθμό, όπως ο Χρυσός. Το ένα είναι οι εκρήξεις σουπερνόβα, όπου καταρρέει ο αστρικός πυρήνας και το αστρικό υλικό που τον ακολουθεί αναπηδά σε αυτόν και αλληλεπιδρά με τα πιο εξωτερικά στρώματα του αστεριού. Το δεύτερο σενάριο είναι οι συγχωνεύσεις αστέρων νετρονίων, όπου διαφεύγουν νετρόνια και συγκρούονται με υλικό γύρω από τους αστέρες νετρονίων. Να σημειώσουμε ότι η θεωρία προβλέπει να έχουν οι αστέρες νετρονίων μια επιφάνεια από <κανονική > ύλη, όπως σίδηρο και άλλα στοιχεία. Και στις δύο περιπτώσεις μιλάμε για την ταχέα απορρόφηση νετρονίων r (rapid)- process, rapid neutron capture, όπου ένας μεγάλος αριθμός νετρονίων απορροφάται από έναν ατομικό πυρήνα ταχύτερα από τον χρόνο της ραδιενεργής διάσπασης του πυρήνα. Για να συμβεί αυτό χρειάζεται ένα περιβάλλον με μεγάλη πυκνότητα νετρονίων. Με την ανίχνευση των βαρυτικών κυμάτων από τις συγκρούσεις αστέρων νετρονίων διαπιστώσαμε ότι αυτά τα φαινόμενα δεν είναι τόσο σπάνια, υπολογίζονται σε 20 στο ένα εκατομμύριο έτη για τον Γαλαξία μας. Όμως οι εκρήξεις σουπερνόβα είναι πιο συχνές. Αν ο εμπλουτισμός σε πολύ βαρέα στοιχεία του νεφελώματος από το οποίο προήλθε ο ήλιος μας και οι πλανήτες έγινε από εκρήξεις σουπερνόβα, θα έγινε σταδιακά από διαφορετικές εκρήξεις. Ενώ από συγχώνευση αστέρων νετρονίων θα έγινε από ένα μοναδικό συμβάν. Η μελέτη του ισοτόπου Κιούριο 247 σε αστεροειδείς, δηλαδή η αναλογία του με το παράγωγο της διάσπασης του, Πλουτώνιο 244, μας έδειξε ότι ταιριάζει περισσότερο στο μοντέλο ενός επεισοδίου χημικού εμπλουτισμού, δηλαδή στην συγχώνευση αστέρων νετρονίων. Αυτό πιθανόν να συνέβη 80 εκατομμύρια έτη πριν την δημιουργία του ηλίου.

Τουλάχιστον στην αστρονομία μόλις που αρχίζουμε να γνωρίζουμε τι μας γίνεται, σε γενικές γραμμές. Οι θεωρίες για θέματα όπως η αστρική εξέλιξη, η δημιουργία των πλανητών, αλλά και η εξέλιξη των γαλαξιών ακόμα περιέχουν πολλές παραδοχές για τις οποίες μόνο σίγουροι δεν είμαστε. Να μην αναφέρουμε σκοτεινή ύλη και ενέργεια. Απλά σήμερα δεν είμαστε πια <τυφλοί>, έχουμε εντυπωσιακά όργανα για να μελετήσουμε τα μυστικά του σύμπαντος.

Σε απόσταση 7600 ετών φωτός βρίσκεται ένα διπλό σύστημα λευκών νάνων , το ZTFJ1539+5027. Η περίοδος περιφοράς τους γύρω από το κοινό κέντρο μάζας είναι μόλις 6,9 λεπτά και η τροχιά τους μικρότερη από 100.000 χιλιόμετρα. Τα παραπάνω μας δείχνουν ότι δέχονται το ένα από το άλλο ισχυρές παλιρροϊκές δυνάμεις, με αποτέλεσμα να έχουν παραμορφωθεί και να μοιάζουν με αυγά, παρά την τεράστια πυκνότητά τους. Από την Γη τους βλέπουμε να αλληλοεπικαλύπτονται. Η ασυμμετρία της καμπύλης φωτός που παρατηρούμε και οι ιδιότητες των επικαλύψεων των 2 νάνων μας δείχνει ότι έχουν διαφορά θερμοκρασίας και λαμπρότητας. Το πιο καυτό έχει θερμοκρασία 49.000 Κ και το λιγότερο καυτό 10.000 Κ. Οι μάζες τους υπολογίζονται σε 0,6 και 0,2 ηλιακές αντίστοιχα. Η μικρή μεταξύ τους απόσταση και η πολύ μεγάλη ταχύτητα περιφοράς που αναπτύσσουν οι 2 λευκοί νάνοι έχουν ως αποτέλεσμα την εκπομπή βαρυτικών κυμάτων στα 4,8 Millihertz. Με αυτόν τον τρόπο το σύστημα χάνει στροφορμή, που σημαίνει ότι <σύντομα> οι 2 νάνοι θα συγκρουστούν, κάπου σε 210.000 έτη. Θα προκύψει ένας λευκός νάνος μεγαλύτερης μάζας, αφού η συνολική μάζα τους δεν επαρκεί για την δημιουργία μαύρης τρύπας (χρειάζονται πάνω από 1,4 ηλιακές μάζες για έκρηξη SN Ia). Οι σημερινοί ανιχνευτές βαρυτικών κυμάτων δεν <βλέπουν> σε αυτές τις συχνότητες, κάτι που αναμένεται να συμβεί με το διαστημικό τηλεσκόπιο βαρυτικών κυμάτων LISA, σε 1- 2 δεκαετίες από σήμερα.