ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

Εγώ, ως ερασιτέχνης αστρονόμος, ασχολούμε με την θεωρητική αστρονομία. Και δεν χάνω ευκαιρία να μοιραστώ τις, σαφώς περιορισμένες, γνώσεις μου με άλλους ερασιτένες αστρονόμους ή και με άλλο κοινό, όπως και με μαθητές σε σχολία και άλλες εκδηλώσεις. Να σημειώσω ότι η αστρονομια δεν είναι ιατρική, για παράδειγμα, δεν μπορώ να κάνω τον ερασιτέχνη γιατρο και να δίνω ιατρικές συμβουλές. Θεωρώ ότι είναι πολύ σημαντικό να εξηγώ σε παιδιά, αλλά και σε μεγάλους, τι είναι αστέρι και τι πλανήτης. Ότι έχουμε βρει χιλιάδες πλανήτες σε άλλους ήλιους (αστέρια) και άλλα τέτοια απλά θέματα. Τωρα, αν κάποιος ερασιτέχνης αστρονόμος έχει μελετήσει καλά κάποιο ειδικό θέμα, όπως το διάγραμμα H/R, μπορεί να το αποδώσει πολύ καλά. Δεν έχω βρει σημαντικές διαφορές σε ομιλίες ερασιτεχνών με αυτές των επαγγελματιών γαι ανάλογα θέματα. Και ο επαγγελματίας που απευθύνεται σε ευρύ κοινό θα χρησιμοποιήσει απλή γλώσσα και δεν θα εμβαθύνει σε πολύ ειδικά θέματα (π.χ. φασματοσκοπία ή πολύπλοκα μαθηματικά). Υποστηρίζω με σφένος ότι η θεωρητική αστρονομία δεν είναι μονο για τους επαγγελαματίες αστρονόμους. Είναι κρίμα να περιοριστεί σε έναν τόσο μικρό κύκλο. Και υπάρχει πρόσβαση σε paper από το διαδύκτιο αλλά και σε χιλιάδες βιβλία αστρονομίας (στα αγγλικά), που απευθύνονται σε φοιτητές, αστρονόμους, αλλά και ερασιτέχνες που αναζητούν λεπτομέριες. Πάντα πρέπει να ξεχωρίζουμε τον ερασιτέχνη από τον επαγγελματία, και να δηλώνεις ερασιτέχνης δεν είναι υποτιμητικό.

Στα κέντρα των γαλαξιών φιλοξενούνται μαύρες τρύπες με τεράστια μάζα. Ακόμα και σε μεγάλη ερυθρολίσθηση (z= 4,57), βρέθηκε μια μαύρη τρύπα στο Κβάζαρ QSO SMSS J2157- 3602. Το φως έκανε 12,2 δις ετη να φτάσει σε εμάς. Η απόλυτη λαπρότητά του, βολομετρική τιμή (όλα τα μήκη κύματος) -32,36 mag, πρέπει να αυξήθηκε από την σχετικιστική ακτινοβολία που αναπτύσσεται στους πίδακες (jets) στον δίσκο συσσώρευσης της μαύρης τρύπας. Δεν φαίνονται ίχνη από βαρυτικό φακό που θα μπορούσε να είναι η εναλλακτική πηγή ενίσχυσης λαμπρότητας. Υπάρχει ένα όριο στην ποσότητα ύλης που μπορεί να συσσωρεύσει μια μαύρη τρύπα. Αν πέφτει πολύ ύλη στο εσωτερικό της από τον δίσκο συσσώρευσης, τότε η ακτινοβολία της ύλης του δίσκου, που θερμαίνεται λόγω της επιτάχυνσης και της τριβής, δημιουργεί μια πίεση προς τα έξω, που αντισταθμίζει την βαρυτική κατάρρευση. Τότε το αντικείμενο βρίσκεται στο όριο Eddington. Αν η ύλη υπερβεί αυτό το όριο, απομακρύνεται υλικό από τον δίσκο και μπορεί ακόμα και να διακοπεί η συσσώρευση ύλης. Υπολογίζεται ότι αν στο παραπάνω Κβαζαρ, βάσει της λαμπρότητάς του, η ύλη είναι στο όριο Eddington η μαύρη τρύπα του θα έχει μάζα 20 εκατομμύρια ηλιακές. Όμως θεωρητικά δεν υπήρχε αρκετός χρόνος από την δημιουργία του σύμπαντος ώστε η μαύρη τρύπα να συσσωρεύσει τόση ύλη. Ίσως η θεωρία της ένωσης πολλών μικρών μαύρων τρυπών να αποτελεί την λύση στο μυστήριο.

Στα πλανητικά νέφη ο αστρικός πυρήνας, στον οποίο έχει διακοπεί η θερμοπυρηνική σύντηξη, έχει συρρικνωθεί σε έναν πολύ θερμό λευκό νάνο. Αυτός ιονίζει τα εξωτερικά αστρικά στρώματα, που λόγω του ισχυρότατου αστρικού ανέμου έχουν διασταλλεί πολύ και έχασαν την βαρυτική συνοχή τους με τον πυρήνα. Αυτή η φάση διαρκεί ελάχιστα σχετικά με την αστρική εξέλξη (πρόκειται για αστέρια μικρής μάζας), μόλις λίγες δεκάδες χιλιάδες έτη. Το ιονισμένο υλικό λάμπει (εκπέμπει στο ορατό) και έτσι μπορούμε να θαυμάζουμε αυτά τα πολύ όμορφα αντικείμενα. Μετά το πλανητικό νεφέλωμα θα σκορπίσει, αλλά και θα έχει ψυχθεί αρκετά ώστε να μην είναι πλέον ορατό. Οι περιοχές του πλανητικού κοντά στον λευκό νάνο είναι πιο ιονισμένες από τις εξωτερικές, πιο ψυχρές περιοχές. Όμως στο HuBi1 παρατηρούμε ιονισμένο υδρογόνο κοντά στον λ. νάνο και διπλά ιονισμένο ήλιον πιο έξω. Αυτό είναι αποτέλεσμα ενός <παράδοξου> της αστρικής εξέλιξης, του επεισοδίου αναγέννησης (born- again event). Αυτό μπορεί να συμβεί αν ιονισμένο υλικό, κοντά στον λευκό, νάνο κατέρρευσε σε αυτόν, πυροδοτώντας μια εκρηκτική θερμοπυρηνική σύντηξη (flash). Αυτή συνέβη σε έναν φλοιό από ήλιον κάτω από την επιφάνεια του νάνου. Το υλικό της επιφάνειας, κυρίως υδρογόνο, αναμείχτηκε και αυτό και έγινε καύσιμο για αυτό σύντομο επεισόδιο σύντηξης.Να σημειώσουμε ότι η θερμοκρασία του, 38000 βαθμοί, είναι απροσδόκητα χαμηλή για λευκό νάνο. Αυτό το επεισόδιο σύντηξης σημαίνει επλουτισμό της ύλης σε άνθρακα. Το παραπάνω πλανητικό νεφέλωμα, σε απόσταση 19000 έτη φωτός, μελετάται από το 1971. Ενώ δεν έχει μεταβληθεί η θερμοκρασία του νάνου σημαντικά, σήμερα έχει 10,000 φορές λιγότερη λαμπρότητα. Αυτό είναι αποτέλεσμα της σκόνης που δημιουργήθηκε όταν αυτός ο άνθρακας εμπλούτισε το νεφέλωμα. Λόγω της έκρηξης ο άνθρακας κινήθηκε πιο γρήγορα από την διαστολή του νεφελώματος, με αποτέλεσμα να το προλάβει και να μπλοκάρει την ακτινοβολία που το ιονισμένο νεφέλωμα εκπέμπει. Η δομή του νεφελώματος είναι μια λαμπρή εσωτερική περιοχή και μια διάχυτη εξωτερική περιοχή. Η εσωτερική περιοχή δίνει φάσμα που αντιστοιχεί σε κρουστικά μέτωπα, υλικό που κινείται με μεγάλη ταχύτηα προς το πιο εξωτερικό υλικό. Αυτό με συνδυσαμό την χαμηλή ροή ιονισμού από τον σχετικά ψυχρό νάνο έχει ως αποτέλεσμα αυτή την παράξενη δομή. Υπολογίζεται ότι το άστρο που δημιούργησε τον παραπάνω νάνο είχε μάζα στην κυρία ακολουθία 1,1 ηλιακές, που σημαίνει ότι και ο Ήλιος μας μπορεί να βιώσει μια αναγέννηση στα τελεταία στάδια της εξέλιξής του. Να σημειώσουμε ότι γνωρίζουμε μόνο 3 ακόμη πλανητικά νεφελώματα με την ίδια εξέλιξη, αλλά πρόκειται για μια πολύ σύντομη φάση στην εξέλιξη του πλανητικού νεφελώματος, με πολύ μικρές πιθανότητες παρατήρησης.

Για να λέγεται ένα ουράνιο σώμα αστέρι απαιτείται μια ελάχιστη μάζα. Αυτή η μάζα, λόγω της βαρύτητάς της, θα δημιουργήσει τις συνθήκες στον πυρήνα του αστεριού που απαιτούνται για την θερμοπυρηνική σύντηξη (πίεση και θερμοκρασία). Αυτή η ελάχιστη μάζα ορίζεται από τα θεωρητικά μοντέλα στο 7% της μάζας του ηλίου, ή 70-73 φορές την μάζα του Δία. Σε απόσταση 11,8 έτη φωτός βρίσκεται ένα αστέρι κυρίας ακολουθίας, το έψιλον Indi Α. Γύρω του περιφέροντα σε στενές τροχιές οι καφέ νάνοι έψιλον Indi Β και έψιλον Indi C. Ο C έχει μάζα 70 φορές αυτή του Δία, αλλά ο B έχει μάζα 75 -+ την μάζα του Δία. Δηλαδή θα έπρεπε να είναι αστέρι. Να σημειώσουμε ότι στα διπλά και τριπλά αστρικά συστήματα μπορούμε να μετρήσουμε τις μάζες των σωμάτων με μεγάλη ακρίβεια (γνωρίζοντας τις περιόδους τροχιάς και την κλίση των τροχιών τους προς εμάς), και δεν εξαρτόμαστε από αστρικά μοντέλα που περιέχουν αβεαιότητες. Το φάσμα και η μικρή λαμπρότητα, αλλά και η χαμηλή θερμοκρασία του B αποκλείουν να είναι αστέρι. Αυτό σημαίνει ότι τα αστρικά μοντέλα χρειάζονται διόρφωση ως προς το ελάχιστο αστρικής μάζας ή ότι εκτός της μάζας έχουν σημασία και άλλοι παράγοντες για την έναρξη θερμοπυρηνικών συντήξεων σε ένα ουράνιο σώμα. The astrophysical journal

Εδ'ω στην Μυτιλήνη το αναμενόμενο. Ως τις 4΄00 καθαρά, στις 5΄00 άρχισε η βσελήνη να μπαίνει στα σύννεφα και κατά την ολικότητα έκλεισε τελείως ο ουρανός. Είδα μόνο το <νυχάκι> στις 6΄30,πριν την ολικότητα.

Τα διπλά αστέρια γεννιούνται μαζί, από το ίδιο νεφέλωμα (εκτός της σπάνιας περίπτωσης που ένα αστέρι παγιδεύεται βαρυτικά σε μεταγενέστερη φάση από ένα άλλο). Αυτό σημαίνει ότι έχουν ίδια χημική σύσταση, ηλικία και απόσταση. Ενώ υπάρχει μεγάλη ασάφεια (5- 10%) στον καθορισμό της μάζας των μεμονωμένων αστεριών, οι νόμοι του Κέπλερ και του Νεύτονα μας επιτρέπουν τον ακριβή προσδιορισμό της μάζας των διπλών αστεριών. Αρκεί να έχουμε ακριβείς μετρήσεις της περιόδου περιφοράς των αστεριών γύρω από το κοινό κέντρο μάζας, της κλίσης του επιπέδου της τροχιάς τους προς εμάς και της προβαλλόμενης ταχύτητας στην γραμμή θέασής μας. Το τηλεσκόπιο Κέπλερ ανακάλυψε 3000 διπλούς αστέρες στο καλοκαιρινό τρίγωνο. Βρέθηκαν διπλοί αστέρες με χαρακτηρηστικά που δεν είχαμε παρατηρήσει μέχρι τότε, όπως διπλοί με πλανήτες και διπλοί με μεταβλητότητα λαμπρότητας λόγω παλοιροικών φαινομένων. Ένα ιδιαίτερο διπλό αστέρι από την παραπάνω επισκόπηση, το KIC 9163796, αποτελείται από 2 αστέρια με σχεδόν ίδια μάζα, διαφέρουν μόνο κατά 1,5%. Το μεγαλύτερης μάζας αστέρι, με 1,4 ηλιακές μάζες (τύπου F), άρχισε να εξελίσσεται σε ερυθρό γίγαντα. Το μικρότερο αστέρι είναι κατά 600Κ θερμότερο και έχει την μισή διάμετρο από το μεγάλο. Το στοιχείο Λίθιο καταστρέφεται σε θερμοκρασία 2,6 εκατομυρρίων Κ. Έτσι στα αστέρια υπάρχει μόνο στα ψυχρότερα εξωτερικά στρώματα, και εφόσον δεν υπάρχει έντονο ανακάτεμα ύλης με τα εσωτερικά στρώματα. Ανακαλύψαμε ότι το μεγάλο αστέρι έχει 15 φορές λιγότερη ποσότητα λιθίου από το μικρό. Αυτό αποτελεί απόδειξη ότι στο μεγάλο αστέρι η συναγωγή, που κορυφώνεται στην φάση του ερυθρού γίγαντα καταλαμβάνωντας το εξωτερικό 70% του αστεριού, είναι πολύ πιο έντονη από ότι στο (ελάχιστα) μικρότερης μάζας αστέρι. Αυτό το φαινόμενο εκφράζεται και με διαφορές στις αναλογίες των C-12/ C-13, καθώς και στην αναλογία C/N. Το διπλό αστέρι KIC 9163796 μας έδειξε ότι έστω και μια ελάχιστη διαφορά στην μάζα 2 αστεριών σημαίνει τελικά διαφορετικό χρονοδιάγραμμα εξέλιξης.

Σε ευχαριστώ για τα καλά σου λόγια. Αν δεν σε προβληματίζει να διαβάσεις αγγλικά, οι εκδόσεις Cambridge university press και Springer έχουν αρκετές ...εκατοντάδες βιβλία αστρονομίας! Εγώ επιλέγω τα βιβλία που δεν έχουν μαθηματικά, είναι γραμμένα τα τελευταία 2- 3 έτη, και για να μπορέσω να τα τελειώσω, δεν έχουν πάνω από 300 σελίδες. Όμως θα δεις ότι είναι αρκετά ακριβά βιβλία.

Αυτό είναι και το μεγάλο πορόβλημα,ότι δεν υπάρχουν σύγχρονα βιβλία αστρονομίας στα ελληνικά. Κια τα τελευταία 20 χρόνια έχουμε μάθει πολλά (όπως τα βαρυτικά κύματα,οι εξωπλανήτες και άλλα). Εγώ προσπαθώ να αποδόσω στα ελληνικά σύχρονα βιβλία αστρονόμων, κυρίως ερευνητών, που απευθύνονται σε φοιτητές και αστρονόμους. Κοίταξέ το και πες μου www.astrotheory.gr

Ευχαριστώ πολύ. Για το θέμα μας, οι συγχωνεύσεις νάνων γαλαξιών από τον Γαλαξία μας είναι μια συνεχής διαδικασία. Έχει πολύ ενδιαφερον, και αποτελεί το μυστικό του χτισίματος του Γαλαξία μας.

Όσοι έχετε την δυνατότητα να παρακολουθήσετε τα σεμινάρια, ιδίως όσοι κάνουν τα πρώτα βήματα στην ερασιτεχνική αστρονομία, μην τα χάσετε!

Από όσα γνωρίζουμε, στους πρωτοπλανητικούς δίσκους όπου θα σχηματιστούν αστέρια μικρής μάζας δεν περισσεύει αρκετό αέριο για την δημιουργία μεγάλων αεριώδη πλανητών, όπως για παράδειγμα ο Δίας. Αυτό αλλάζει όλο το σκηνικό: Μπορούν να ισορροπήσουν σε εσωτερικές τροχιές περισσότεροι μικροί βραχώδεις πλανήτες (χωρίς τις βαρυτικές παρενοχλήσεις ενός αεριώδη γίγαντα). Στο δικό μας ηλιακό σύστημα ο Δίας <αποφάσισε> ποιοι πλανήτες θα επιβιώσουν και που. Ενα μεγάλο πλεονέκτημα των αστεριών τύπου M είναι ότι ζουν.. για πάντα. Ένα σοβαρό μειονέκτημα είναι τα βίαια ξεσπάσματα της αστρικής επιφάνειας, πολλαπλάσιας έντασης από τις ηλιακές καταιγίδες που σαρώνουν την Γη. Ακόμα, να σκεφτούμε ότι ανακαλύπτουμε τέτοιους νάνους από την ισχυρή εκπομπή ακτίνων Χ που παρουσιάζουν! Αν υπολογίσουμε και την εγγύτητα των πλανητών στο παραπάνω αστέρι, ίσως δεν είναι και τόσο ευχάριστα τα πράγματα εκεί. Τέλος, αν αυτό το πλαντικό σύστημα έχει σημαντικό αριθμό αστεροειδών και κομητών, η απουσία ενός <Δια> κάνει τους μικρούς πλανήτες πολύ πιθανό στόχο σύγκρουσης. Οι κυνηγοί δεύτερης Γης ψάχνουν σε αστέρια τύπου F,G,K. Όμως είναι πολύ πιο δύσκολη η ανακάλυψη βραχώδη πλανήτη στην κατοικίσημη ζώνη τέτοιων αστεριών. Αυτά τα αστέρια είναι πολύ πιο λαμπρά,κάτι που κάνει αδύνατη την άμεση απεικόνιση κοντινού τους πλανήτη. Η σχετικά μεγάλη μάζα τους δεν επιτρέπει να υπάρχει ανιχνεύσιμη βαρυτική παρενόχληση από βραχώδη πλανήτη, ενώ έχουν και αέριους γίγαντες, που όπως αναφέραμε δεν αφήνουν πολλούς μικρούς πλανήτες να επιβιώσουν. Μάλιστα πολλές φορές οι γίγαντες είναι πολύ κοντά στο αστέρι, κάνοντας την εσωτερική περιοχή του συστήματος αρκετά αφιλόξενη.

Ο γαλαξίας M77 ή NGC 1068 στο Κήτος περιέχει έναν ενεργό γαλαξιακό πυρήνα και ανήκει στην κατηγορία γαλαξιών ANG Seyfert 2. Βρίσκεται σε απόσταση 47 εκατομμύρια έτη φωτός και είναι ραβδωτός σπειροειδής. Η μεγάλη δραστηριότητα στον πυρήνα του μας επιτρέπει την μελέτη αυτής της ακραίας γαλαξιακής κατάστασης. Οι Seyfert τύπου 2 διαφέρουν από τους τύπου 1 στην ένταση της εκπομπής ακτινοβολίας, ή για να είμαστε πιο σαφείς, στην ακτινοβολία που μετράμε από αυτούς. Μπορεί αυτή η διαφορά να οφείλεται σε φυσικούς παράγοντες της πηγής ακτινοβολίας ή στην γωνία της πηγής προς τα εμάς. Η ανακάλυψη ενός κυλίνδρου μεγέθους 20 ετών φωτός (από το ALMA) γύρω από τον πυρήνα του M77 μας δείχνει ότι η διαφορά των 2 κατηγοριών είναι η γωνία που βλέπουμε τα Seyfert. Στην κατηγορία 2 το υλικό ενός τέτοιου πυκνού κυλίνδρου αερίου και σκόνης, που βρίσκεται στην γραμμή θέασης μας, δηλαδή ανάμεσα στην πηγή και εμάς, ελαττώνει την ακτινοβολία που δεχόμαστε. Εδώ και πολύ καιρό οι αστρονόμοι είχαν υποψίες για την ύπαρξη τέτοιων περιστρεφόμενων κυλίνδρων στα AGN.

Ο γαλαξίας COSMOS-AzTEC-1 έχει ερυθρολίσθηση z= 4,3, που σημαίνει ότι το φως που λαμβάνουμε από αυτόν ταξίδεψε για 12,4 δις έτη. Αυτό σημαίνει ότι παρατηρούμε τον γαλαξία όπως ήταν στην νεαρή φάση του σύμπαντος, μόλις 1,4 δις έτη μετά την μεγάλη έκρηξη. Τότε αυτός ο γαλαξίας παρουσίαζε έντονη αστρογέννηση, χίλιες φορές όσο σήμερα ο δικός μας Γαλαξίας. Υπολογίζουμε ότι εκείνη την εποχή σχηματίζονταν κάθε χρόνο 2000- 3000 αστέρια στον COSMOS-AzTEC-1. Αυτό οφείλεται στον τεράστιο δίσκο μοριακού αερίου του γαλαξία, κάτι που δεν περιμέναμε να υπάρχει σε τόση νεαρή ηλικία του σύμπαντος. Φαίνεται ο γαλαξίας να συσσώρευσε μεγάλη ποσότητα μεσογαλαξιακού αερίου στον δίσκο του. Μάλιστα ο δίσκος περιέχει 2 συμπυκνώματα, κάτι που κάνει τους αστρονόμους να πιστεύουν ότι είναι ασταθής. Ο δίσκος θα καταρρεύσει δημιουργώντας έναν ελλειπτικό γαλαξία. Ο δίσκος ανιχνεύτηκε από το ALMA (ανίχνευση του μονοξειδίου του άνθρακα και υπολογισμός της συνολικής μάζας αερίου με χρήση της αναλογίας του CO (1/100) με το μοριακό υδρογόνο). Αυτή η φάση έντονης αστρογέννησης θα διαρκέσει μόλις 100 εκατομμύρια χρόνια, μετά θα έχει εξαντληθεί το μεγαλύτερο μέρος του μοριακού νεφελώματος. Αυτό το χρονοδιάγραμμα ταιριάζει με την εξέλιξη του γαλαξία σε ελλειπτικό, όπως θα τον βλέπαμε αν μπορούσαμε να έχουμε μια πιο πρόσφατη εικόνα του. Ο COSMOS-AzTEC-1 αποτελεί δείγμα γαλαξία που η εξέλιξή του καθορίστηκε από το μεσογαλαξιακό περιβάλλον του.

Μπράβο σας παιδιά!

Πόση μάζα μπορεί να έχει ένας αστέρας νετρονίων? Ποιό είναι το όριο πρίν καταρρεύσει σε μαύρη τρύπα? Μία πρόσφατη μελέτη έδειξε ότι η μέγιστη μάζα που μπορεί να έχει ένας αστέρας νετρονίων είναι 2,16 ηλιακές. Αυτό παραπέμπει σε διάμετρο γύρω στα 12 μόλις χιλιόμετρα. Τα παραπάνω συμπεράσματα οφείλονται στην ανακάλυψη βαρυτικών κυμάτων σε μια σύγκρουση 2 αστέρων νετρονίων (GW170817). Η καθυστέρηση των 1,7 δευτερολέπτων της ακτινοβολίας γ σε σχέση με τα βαρυτικά κύματα σημαίνει ότι για αυτή την διάρκεια σχηματίστηκε από την σύγκρουση ένας αστέρας νετρονίων ταχύτατης περιστροφής, που στην συνέχεια κατάρρευσε σε μαύρη τρύπα (η έκλυση ακτινοβολίας γ). Γενικά η θεωρία προβλέπει ότι ένας (ταχύτατα) περιστρεφόμενος αστέρας νετρονίων μπορεί να έχει 20% περισσότερη μάζα από έναν (θεωρητικό) μη περιστρεφόμενο, λόγω της φυγόκεντρου δύναμης που αναπτύσσει. Βέβαια η ταχύτητα περιστροφής του έχει ένα όριο, ώστε η επιφάνειά του να μην κινείται με ταχύτητα μεγαλύτερη του φωτός, αλλά και να διατηρήσει την συνοχή του. Ο παραπάνω βραχύβιος αστέρας νετρονίων επιβράδυνε γρήγορα (γενικά οι αστέρες νετρονίω επιβραδύνουν την περιστροφή τους λόγω εσωτερικών τριβών) με αποτέλεσμα να καταρρεύσει σε μαύρη τρύπα μετά από 1,7 δευτερόλεπτα. Αν είχε σχηματιστεί μια μαύρη τρύπα άμεσα μετά την σύγκρουση των 2 αστέρων, η καθυστέρηση των ακτίνων γ σχετικά με τα βαρυτικά κύματα θα ήταν μόνο μερικά millisecond. Άλλη μια φορά η multimedia αστρονομία μας δίνει εντυπωσιακή γνώση. Rezzola The Astrophysical Journal Letter 852, L25, 2018

Η περιοχή της λαμπρής κόκκινης νόβας (luminous red nova) CK Vulpeculae βρίσκεται σε απόσταση 2000 ετών φωτός. Εκεί συγκρούστηκαν και ενώθηκαν 2 αστέρια (το φως τους μας ήρθε το έτος 1670). Στο CK Vulpeculae έχουν αναπτυχθεί 2 λοβοί, αποτέλεσμα της σύγκρουσης. Το ΑΛΜΑ ανακάλυψε το ραδιενεργό Αλουμίνιο-26 μέσα σε σε μόρια που σχηματίστηκαν στους 2 λοβούς. Το Αλουμίνιο-26 έχει χρόνο ημιζωής 720.000 έτη. Μάλλον το ένα αστέρι από τα 2 είχε εξελιχθεί σε ερυθρό γίγαντα πριν την σύγκρουση. Αυτό σημαίνει ότι μεταστοιχείωνε υδρογόνο σε φλοιό γύρω από τον πυρήνα του. Σε αυτή την διαδικασία παράγονται ίχνη βαρύτερων στοιχείων με την αργή απορρόφηση νετρονίων. Εκεί σχηματίστηκε και το ραδιενεργό αλουμίνιο, που όμως δεν θα έβγαινε στην επιφάνεια και στην μεσοαστρική ύλη, παρά μόνο μετά από την σύγκρουση των 2 αστεριών.

Στο μεγάλο Μαγγελανοκό νέφος παρατηρούμε ότι η περιστροφή του επιταχύνεται προς την μία πλευρά (την αριστερή όπως βλέπουμε αυτόν τον γαλαξία- συνοδό του δικού μας). Αυτό οφείλεται στην ύπαρξη της σκοτεινής ύλης. Επειδή το μεγάλο Μαγγελανκό νέφος βρίσκεται σε διαδικασία συγχώνευσης με τον Γαλαξία μας, το κέντρο βάρους του είναι μετατοπισμένο (προς τα αριστερά) σε σχέση με τον πυρήνα του. Δηλαδή η ορατή (βαρυονική) ύλη του γαλαξία έχει μεταναστεύσει από το κέντρο της βασικής του ύλης, της σκοτεινής, λόγω της συγχώνευσης. Η σχετικά πυκνή βαρυονική ύλη παρενοχλείται βαρυτικά πιο άμεσα από την πολύ αραιή σκοτεινή ύλη ενός γαλαξία. Έτσι μετατοπίζεται, με την σκοτεινή ύλη να μένει πίσω! Οι γαλαξίες που παρουσιάζουν αυτό το φαινόμενο ονομάζονται offset galaxies

Η αστρονομία είναι η φυσική των μεγάλων πραγμάτων, άρα χρειάζονται βασικές γνώσεις φυσικής. Το δικό μου site απευθύνεται σε λίγο πιο προχωρημένο επίπεδο, αλλά αν θέλεις ρίξε μια ματιά, είναι όλα στα ελληνικά (www.astrotheory.gr)

Αστρονομία- multimessenger ονομάζουμε την παρατήρηση αντικειμένων σε εντελώς διαφορετικά πεδία μέτρησης. Δηλαδή συνδυάζουμε παρατηρήσεις του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος με ανιχνεύσεις νετρίνων, κοσμική ακτινοβολία, αλλά και βαρυτικά κύματα! Το Blazar TXS 0506+056, σε απόσταση z= 0,336 (το φως από εκεί έκανε 4 δις έτη να φτάσει ως εμάς) είναι μια γνωστή πηγή ακτινοβολίας γ. Στις 22/9/17 ο ανιχνευτής νετρίνων Ice Cube στην Ανταρκτική <συνέλαβε> ένα νετρίνο που παραπέμπει σε εξωγαλαξιακή πηγή. Λίγες μέρες αργότερα το τηλεσκόπιο ακτίνων γ Fermi επιβεβαίωσε ενισχυμένη εκπομπή ακτίνων γ από την ίδια περιοχή του ουρανού που προήλθε το παραπάνω νετρίνο. Την ίδια μέρα τα τηλεσκόπια ακτινοβολίας Cherenkov, Magic, έδωσαν παρόμοια αποτελέσματα παρατηρήσεων. Τα τηλεσκόπια ορατού φωτός επιβεβαίωσαν την πηγή ακτινοβολίας (το παραπάνω Blazar). Τα νετρίνα δημιουργούνται με τις παρακάτω διαδικασίες .Στο εσωτερικό της Γης λόγω διάσπασης ασταθών στοιχείων .Στους πυρηνικούς αντιδραστήρες .Στην ατμόσφαιρα μέσω σύγκρουσης κοσμικών ακτίνων με μόρια της ατμόσφαιρας .Στον Ήλιο και γενικά στα αστέρια μέσω θερμοπυρηνικής σύντηξης .Σε εξωτικές πηγές όπως εκρήξεις σουπερνόβα και ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες Ο παραπάνω συνδυασμός παρατηρήσεων απέδειξε ότι οι ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες αποτελούν πηγή κοσμικής ακτινοβολίας μεγάλης ενέργειας. Είναι εκπληκτικό ότι μπορούμε να συνδυάσουμε τόσο διαφορετικά πεδία παρατηρήσεων, όπως γίνεται και στις περιπτώσεις συγκρούσεων αστέρων νετρονίων (βαρυτικά κύματα και ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία).

Ξέχασα την φωτογραφία!

Το ALMA απεικόνισε έναν πρωτοπλανητικό δίσκο στην φάση σχηματισμού πλανητών. Ο δίσκος γύρω από το αστέρι MWC758 στον Ταύρο, σε απόσταση 500 έτη φωτός από εμάς, έχει 3 δακτυλιοειδή συμπυκνώματα που θα αποτελέσουν τους μελλοντικούς πλανήτες του. Το αστέρι δεν βρίσκεται ακριβώς στο κέντρο, επιβεβαιώνοντας ότι πρόκειται για πλανητικό σύστημα (πρώτος νόμος του Κέπλερ). Το αστέρι ανήκει στην κατηγορία Herbig Ae/Be, και λάμπει λόγω θέρμανσης που προέρχεται από την συρρίκνωσή του, αφού δεν έχει αρχίσει ακόμη η θερμοπυρηνική σύντηξη υδρογόνου σε ήλιον στον πυρήνα του. Ο δίσκος αποτελείται από ένα μείγμα σκόνης- αερίου.

Συγχαρητήρια για το blog σου

Η λέξη αδιαμφισβήτητα είναι πράγματι υπερβολική. Ίσως μας βοηθάει να μην λέμε σκοτεινή αλλά ύλη που αλληλεπιδρά μόνο βαρυτικά χωρίς να εκπέμπει τίποτα ή ύλη χωρίς φάσμα (τουλάχιστον μετρήσιμο με τα σημερινά μέσα). Δηλαδή στο σύμπαν υπάρχει κάποια ύλη μεγάλης μάζας, πολύ μεγαλύτερης από την οικεία μας βαρυονική μάζα. Για αυτό έχουμε αποδείξεις, βάσει των σημερινών μας παρατηρήσεων.

Η βαρυτική επίδραση της σκοτεινής ύλης είναι αδιαμφισβήτητη. Αλλιώς οι γαλαξίες (με τις ταχύτητες περιστροφής που μετράμε σε αυτούς) θα είχαν διαλυθεί. Ακόμα,χωρίς την σκοτεινή ύλη η ταχύτητα περιστροφής των γαλαξιών (κυρίως των σπειροειδών) θα έπρεπε να μειώνεται ανάλογα την απόσταση από το γαλαξιακό κέντρο, ενώ παρατηρούμε να παραμένει σταθερή. Ίσως θα πρέπει να σκεφτόμαστε πέρα από σωματίδια για μια τόση εξωτική μορφή ύλης. Οι βαρυτικοί φακοί μας επιτρέπουν να χαρτογραφήσουμε την σκοτεινή ύλη, αλλά δεν έχουμε ιδέα τι είναι τελικά!

Μας παρηγορεί ότι η βαρυονική ύλη είναι αυτή που λάμπει, και είναι αυτή που εξελίσσεται (χημικός εμπλουτισμός του σύμπαντος). Όμως τιποτα δεν θα γινόταν χωρίς την <προστασία> από την σκοτεινή ύλη.