ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

Ο νάνος γαλαξίας ESO 495-21 στην Πυξίδα έχει διάμετρο μόλις 3000 έτη φωτός. Όμως παρατηρούμε έντονη αστρογέννηση (starburst) σε αυτόν, της τάξης των χιλιάδων αστεριών το έτος. Το έντονο μπλε φως του γαλαξία παραπέμπει σε νεαρά μεγάλης μάζας αστέρια. Ακόμα, ο νάνος έχει μια κεντρική μαύρη τρύπα με 1 εκατομμύριο ηλιακές μάζες. Συγκριτικά με τον Γαλαξία μας, έχει 30 φορές μικρότερο μέγεθος (άρα και περίπου αναλογικά μικρότερη μάζα), αλλά χιλιάδες φορές πιο έντονη αστρογέννηση και μόλις 4 φορές μικρότερης μάζας κεντρική μαύρη τρύπα. Μάλλον πρέπει να δέχεται έντονες παλιρροϊκές δυνάμεις από γειτονικούς γαλαξίες, κάτι που δεν έχει επιβεβαιωθεί από σχετικές παρατηρήσεις.

Στις ημέρες μας το μοριακό υδρογόνο δημιουργείται κατά κανόνα σε κόκκους σκόνης, που χρησιμεύουν ως καταλύτες. Έτσι δίνεται η ευκαιρία σε 2 άτομα υδρογόνου να αποβάλλουν ενέργεια στον κόκκο σκόνης, με αποτέλεσμα να μείνουν συνδεδεμένα σχηματίζοντας ένα μόριο. Ενώ χωρίς σκόνη πρέπει να συμπυκνωθεί αρκετά ένα (τεράστιο) νέφος υδρογόνου, ώστε να υπερισχύσει η βαρύτητα της κινητικής ενέργειας των ατόμων. Τότε μπορούν να ενωθούν 2 άτομα σε ένα μόριο υδρογόνου. Χωρίς σκόνη ένα νέφος πρέπει να έχει 1 εκατομμύριο ηλιακές μάζες ώστε να αναπτυχθούν αυτές οι συνθήκες. Αυτή ήταν μια απαραίτητη προϋπόθεση για την αστρογέννηση στο πρώιμο, φτωχό σε μέταλλα (σκόνη) σύμπαν. Κατά την δημιουργία μορίων αποβάλλεται θερμότητα, με αποτέλεσμα να καταρρέουν βαρυτικά και μικρές περιοχές του νεφελώματος, και να δημιουργούνται αστέρια ακόμα και 0,2 ηλιακών μαζών (κατάτμηση του νεφελώματος). Έτσι στο πρώιμο σύμπαν δημιουργήθηκαν αστέρια μεγάλης αλλά και μικρής μάζας, αλλά όλα από τεράστια νεφελώματα.

Πρόκειται για συγχώνευση των απομειναριών ενός διπλού αστέρα. Το σύστημα επιβίωσε και τις 2 εκρήξεις σουπερνόβα, μέσω των οποίων τα 2 αστέρια μεγάλης μάζας σχημάτισαν μια μαύρη τρύπα και έναν αστέρα νετρονίων. Αναμένουμε να ανακαλύπτονται βαρυτικά κύματα αρκετά συχνά στο άμεσο μέλλον.

Η θεωρία δημιουργίας πλανητών λέει τα εξής. Γύρω από το πρωτοαστέρι υπάρχει ένας δίσκος συσσώρευσης. Αυτός διαλύεται μετά από 5- 10 εκατομμύρια χρόνια (αστέρια Τ- Ταύρου, άρα όχι μεγάλης μάζας), και σε αυτό το διάστημα πρέπει να έχουν δημιουργηθεί οι πλανήτες. Στον δίσκο δημιουργούνται μικρές συγκεντρώσεις σκόνης. Μόλις μια συμπύκνωση αποκτήσει αρκετή βαρύτητα έλκει περισσότερη σκόνη και σιγά- σιγά καθαρίζει την τροχιά της στον δίσκο (όπως παρατηρούμε για μερικούς δορυφόρους στους δακτυλίους του Κρόνου). Αν υπερβεί κάποια κρίσιμη μάζα (μερικές φορές την μάζα της Γης), τότε έλκει και πολύ αέριο με αποτέλεσμα να σχηματιστεί ένας γιγάντιος αέριος πλανήτης. Μέχρι τώρα έχουμε ανακαλύψει πάνω από 4000 εξωπλανήτες, αλλά σχεδόν όλοι γύρω από αστέρια που έχουν μπει στην κύρια ακολουθία. Αυτό συμβαίνει επειδή τα πρωτοαστέρια έχουν έντονη δραστηριότητα, με αποτέλεσμα οι κηλίδες τους να μην μας επιτρέπουν την ανίχνευση πλανητών με την μέθοδο της διάβασης ή της βαρυτικής μετατόπισης του άστρου. Όμως οι νεαροί πλανήτες στην φάση του πρωτοαστέρα είναι καυτοί, με αποτέλεσμα να εκπέμπουν αρκετά στο υπέρυθρο. Στο αστέρι PDS70, ηλικίας 5 εκατομμυρίων ετών, βρέθηκε σε απόσταση 22 AU από αυτό ένας πλανήτης με διάρκεια τροχιάς περίπου 120 έτη. Η άμεση απεικόνισή του στο υπέρυθρο μας έδειξε ένα κλάσμα της τροχιάς του από το 2012 ως το 2016. Διακρίνουμε ότι έχει δημιουργήσει ένα κενό στον δίσκο προσαύξησης. Αυτός ο πλανήτης θα βοηθήσει πολύ τους αστρονόμους να μελετήσουν την αλληλεπίδραση του δίσκου προσαύξησης με τους νεογέννητους πλανήτες.

Ανάμεσα στους γαλαξίες, στα γαλαξιακά σμήνη, υπάρχει ένα αραιό πέπλο μεσογαλαξιακού υδρογόνου. Φαίνεται να διατηρείται μια ισορροπία στην ποσότητα αυτού του αερίου. Γενικά οι γαλαξίες συσσωρεύουν αέριο που τους πλησιάζει, αλλά μέσω μηχανισμών όπως οι εκρήξεις σουπερνόβα επίσης διαφεύγει αέριο από τους γαλαξίες. Ακόμα και οι συγκρούσεις γαλαξιών μπορούν να απελευθερώσουν αέριο από αυτούς. Υπάρχουν ανοιχτά ερωτήματα όπως αν το μεσογαλαξιακό αέριο έχει ομαλή κατανομή ή δημιουργεί συμπυκνώσεις, και αν διαφέρει η ποσότητα που είναι κοντά σε κάθε γαλαξία. Αυτό το αέριο είναι τόσο αραιό ώστε να μην ανιχνεύεται άμεσα ούτε καν στην γαλαξιακή γειτονιά μας. Το πρόγραμμα MUSE, μία φασματοσκοπική επισκόπηση που έλαβε χώρα στα τηλεσκόπια VLT στην Atakama μας προσέφερε μια ματιά στο μεσογαλαξιακό υδρογόνο. Ειδικά για τα μακρινά γαλαξιακά σμήνη, με z >3, η γραμμή του Υδρογόνου Lyman- Alpha έκανε <ορατό> αυτό το αέριο. Αυτή η χαρακτηριστική εκπομπή δημιουργείται μέσω της επανασύνδεσης του ιονισμένου υδρογόνου σε ουδέτερο. Μπορεί όμως να δημιουργηθεί και μέσω συγκρούσεων νεφών (κρουστικών κυμάτων). Μέσω αυτής της εκπομπής μπορούμε να ανιχνεύσουμε αμυδρούς μακρινούς γαλαξίες. Εμφανίζονται λίγο διάχυτοι και με μεγαλύτερο μέγεθος από ότι στις εικόνες του τηλεσκοπίου Hubble. Η ακτινοβολία Lyman- Alpha μας φανέρωσε ότι οι γαλαξίες έχουν γύρω τους ένα πέπλο που εκπέμπει έντονα αυτή την ακτινοβολία, δέκα φορές πιο μεγάλο από αυτούς. Να τονίσουμε εδώ ότι πρόκειται για πολύ αραιό αέριο μικρής συνολικής μάζας, δηλαδή καμία σχέση με την σκοτεινή ύλη που επεκτείνεται το ίδιο γύρω από τους γαλαξίες και έχει δεκαπλάσια μάζα από την ορατή ενός γαλαξία. Επειδή οι γαλαξίες της επισκόπησης έχουν μεγάλο z, γνωρίζουμε ότι το μεσογαλαξιακό υδρογόνο υπήρχε στο πρώιμο σύμπαν. Οι πιθανοί μηχανισμοί που κάνουν το αέριο να ακτινοβολεί στην πρώιμη φάση του σύμπαντος είναι 1) Η υπεριώδεις ακτινοβολία των νεαρών καυτών αστεριών των γαλαξιών, 2) Η έντονη σκέδαση αυτής της εκπομπής να ενισχύει την ακτινοβολία, 3) Μία διαφορετική προσέγγιση είναι η ψύξη του μεσογαλαξιακού αερίου να δημιουργεί αυτήν την εκπομπή.

Σε απόσταση 7800 έτη φωτός βρίσκεται η μαύρη τρύπα V404 Cygni. Πρόκειται για μια αστρική μαύρη τρύπα. Παρατηρούμε ότι ο άξονας περιστροφής της μαύρης τρύπας παρουσιάζει κλίση σε σχέση με τους πίδακά της. Έτσι οi πίδακες εμφανίζονται να κινούνται δεξιά- αριστερά, σαν να χορεύουν στον μεσοαστρικό χώρο. Το επικρατέστερο σενάριο είναι να πρόκειται για παλαιό διπλό σύστημα αστεριών, και η έκρηξη σουπερνόβα (που είχε ως αποτέλεσμα την δημιουργία της μαύρης τρύπας) να έδωσε κλίση στον άξονα της περιστροφής του συνοδού -αστέρα του. Αυτός ο συνοδός ορίζει και την κλίση του δίσκου προσαύξησης προς την μαύρη τρύπα, με αποτέλεσμα να είναι ασύμμετροι οι πίδακες.

Ο βαθμός παραμόρφωσης μέσω βαρυτικού φακού είναι υπολογίσιμος, χάρη στα ειδικά προγράμματα επεξεργασίας του φάσματος που λαμβάνουν οι ερευνητές. Δεν μπορεί να αποτυπωθεί αυτό το θέμα με ένα λινκ, υπάρχει μεγάλο πλήθος εργασιών και δημοσιεύσεων στο διαδίκτυο. Τώρα δεν θυμάμαι σχετικές λεπτομέρειες, αλλά όλα τα σημερινά εναλλακτικά σενάρια για την σκοτεινή ύλη απορρίπτονται, επειδή δεν δίνουν τα αποτελέσματα που βρίσκουμε στις παρατηρήσεις.

https://www.sciencealert.com/new-map-of-dark-matter-shows-something-could-be-wrong-with-the-standard-model

Η συστοιχία ραδιοτηλεσκοπίων ALMA παρακολουθεί στα μικροκύματα νεαρά πλανητικά συστήματα. Αυτές οι παρατηρήσεις επιβεβαιώνουν κάποια σημαντικά στοιχεία της θεωρίας για τον σχηματισμό των πλανητών. 1 εκατομμύρια έτη μετά την κατάρρευση τμήματος ενός νεφελώματος σε πρωτοαστέρι ο δίσκος προσαύξησης ισορροπεί σε μεγάλο βαθμό. Τότε σχηματίζονται τα πρώτα συμπυκνώματα σκόνης. που γρήγορα συσσωρεύονται σε πρωτοπλανήτες. Είναι ακόμα άγνωστο πως οι πρώτες συμπυκνώσεις σκόνης πετυχαίνουν την απαραίτητη ισορροπία, ώστε να μην καταρρεύσουν στο αστέρι αλλά ούτε να έχουν τόσο μεγάλες ταχύτητες που δεν θα τους επέτρεπε την συνένωση σε πρωτοπλανήτες. Αν ένας πρωτοπλανήτης βρεθεί σε περιβάλλον πλούσιο σε αέριο (και έχει ήδη 3-4 φορές την μάζα της Γης) συσσωρεύει πολύ από το αέριο και εξελίσσεται σε αεριώδη πλανήτη. Το ALMA ανακάλυψε κενά στους δίσκους συσσώρευσης, όπου οι πρωτοπλανήτες έχουν καθαρίσει την τροχιά τους από την ύλη, όπως παρατηρούμε στους δορυφόρους- βοσκούς στα δακτυλίδια του Κρόνου. Ακόμα διακρίνονται πολλαπλά δακτυλίδια σε κάποιους πρωτοπλανητικούς δίσκους. Σε αυτούς παρατηρούμε πολύ σκόνη, κάτι που σημαίνει ότι οι πρωτοπλανήτες έχουν μικρή αποτελεσματικότητα απορρόφησης της σκόνης από το πρωτοπλανητικό δίσκο. Έτσι δικαιολογούνται και τα πολλά μικρότερα σώματα από πλανήτες στα πλανητικά συστήματα.

Οι Υάδες είναι το κοντινότερο από τα χιλιάδες γνωστά ανοιχτά σμήνη του Γαλαξία μας. Η ηλικία του είναι 650 εκατομμύρια έτη, κάτι που σημαίνει ότι δεν έχει πια αστέρια πολύ μεγάλης μάζας, και η μάζα του 450 ηλιακές. Είναι ένα τυπικό σμήνος μεσαίου μεγέθους, που κάποτε θα διαλυθεί τελείως. Οι παλιρροϊκές δυνάμεις του Γαλαξία μας δημιούργησαν δύο ουρές αστεριών που απομακρύνονται από το σμήνος. Τα πρώτα αστέρια που το εγκαταλείπουν είναι τα πιο εξωτερικά και μικρότερης μάζας. Αυτά τα αστέρια έχουν παρόμοια κίνηση και ηλικία με τα σημερινά αστέρια του σμήνους, άρα προέρχονται από αυτό. Οι 2 ουρές έχουν μήκος 650 έτη φωτός, ενώ τα αστέρια που παραμένουν υπό την βαρυτική επίδραση του σμήνους έχουν ακτίνα 30 έτη φωτός γύρω από το κέντρο του σμήνους. Εκτιμούμε ότι τα πρώτα αστέρια των ουρών απομακρύνθηκαν από το σμήνος πριν από 200 εκατομμύρια έτη. Φαίνεται ότι Υάδες βρίσκονται σε κρίσιμη φάση της εξέλιξής τους ως ανοιχτό σμήνος.

Γύρω από τον λευκό νάνο SDSS J1228+1040, με 0,7 ηλιακές μάζες, περιφέρεται το απομεινάρι ενός πλανήτη, με μέγεθος 600 χιλιόμετρα. Ολοκληρώνει μια περιφορά σε μόλις 2 ώρες σε απόσταση 500 χιλιάδες χιλιόμετρα από τον καυτό λευκό νάνο. Αυτό σημαίνει ότι έχει πολύ μεγάλη επιφανειακή θερμοκρασία και δέχεται ισχυρότατες παλιρροϊκές δυνάμεις. Μόνο ένα συμπαγές σώμα από μέταλλο (κυρίως Σίδηρο) μπορεί να διατηρήσει την συνοχή του υπό τέτοιες συνθήκες. Τα εξωτερικά στρώματα του πλανήτη (από την ατμόσφαιρα ως τον μανδύα) απογυμνώθηκαν κατά την εξέλιξη του αστέρα σε ερυθρό γίγαντα και σε λευκό νάνο. Ένα αστέρι αναπτύσσει πολύ ισχυρούς αστρικούς ανέμους στην ύστερη φάση του ερυθρού γίγαντα, που μπορεί να απογυμνώσει έναν πλανήτη σε κοντινή τροχιά από τα εξωτερικά του στρώματα. Η παραπάνω ανακάλυψη έγινε με την χρήση της φασματοσκοπίας (εκπομπή Ασβεστίου, που εξατμίζεται στους 1500 βαθμούς Κελσίου). Επίσης διαπιστώθηκε ότι το απομεινάρι του πλανήτη περιφέρεται μέσα σε έναν δίσκο αερίου και σκόνης (δίσκος συσσώρευσης του λευκού νάνου). Ένα μέρος του δίσκου προέρχεται από τα εξωτερικά στρώματα του πλανήτη. Πιστεύουμε ότι το Ασβέστιο προέρχεται από τον πλανήτη, επειδή τμήματα του δίσκου καταρρέουν συνέχεια στον λευκό νάνο. Αν το Ασβέστιο ήταν στον δίσκο, θα είχε εξαντληθεί νωρίτερα.

Στον Γαλαξία μας παρατηρούμε συμπυκνώματα σκοτεινής ύλης στην άλω. Πρόκειται για σκοτεινή ύλη νάνων γαλαξιών που απορροφήθηκαν από τον Γαλαξία μας. Η ύπαρξη σκοτεινής ύλης επιβεβαιώνεται από συγκεκριμένες μετρήσεις, αστρικών ομάδων, περιφοράς των γαλαξιών και κινήσεων γαλαξιών μέσα στα σμήνη τους, αλλά και μέσω βαρυτικών φακών. Μιλάμε για πολύ συγκεκριμένα συμπεράσματα μετρήσεων, που δεν μπορούν να εξηγηθούν με βαρυονική ύλη ή ιδιαιτερότητες του χωρόχρονου.

Οχι μόνο δεν φτάνει η ύλη των.. χαμένων νάνων αστεριών για να δικαιολογήσει την σκοτεινή ύλη, αλλά και η κατανομή της σκοτεινής ύλης στα γαλαξιακά σμήνη δείχνει ότι διαχωριζεται από την βαρυονική ύλη. Βλέπουμε την σκοτεινή ύλη να δημιουργεί συμπυκνώματα στις γαλαξιακές άλως, δηλαδή σε πολύ αραιά αστρικά περιβάλλοντα. Υπάρχουν χάρτες σκοτεινής ύλης γαλαξιακών σμηνών στο διαδύκτιο.

Μια απάντηση είναι ότι υπάρχει ένα σαφώς καθορισμένο βέλος του χρόνου (κατεύθυνση), που εκφράζεται με την αύξηση της εντροπίας (αταξία). Το βέλος <δείχνει> μεταφορά θερμότητας (ενέργειας) από το θερμό στο ψυχρό.

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