ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

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.

Η σκοτεινή ύλη μας είναι γνωστή ως κάτι παράξενο και απόκοσμο, μια ύλη που δεν μας αφήνει να την δούμε σε κανένα μήκος κύματος, αλλά παράλληλα γνωρίζουμε ότι κυριαρχεί βαρυτικά της ορατής ύλης. Η μεγάλη της σημασία είναι ότι δημιουργήθηκαν συμπυκνώματα σκοτεινής ύλης στην πολύ αρχική φάση του σύμπαντος, πριν το σύμπαν γίνει διαπερατό στο φως (εποχή επανασύνδεσης- των ηλεκτρονίων με τα πρωτόνια). Τα συμπυκνώματα σκοτεινής ύλης δημιουργήθηκαν όταν ήταν αδύνατο στην βαρυονική (ορατή) ύλη να συμπυκνωθεί, λόγω ότι αυτή ήταν σε μορφή πλάσματος. Το πλάσμα ύλης- ακτινοβολίας, όπως ονομάζεται, δεν επιτρέπει την δημιουργία και διατήρηση συμπυκνωμάτων, λόγω ισχυρών κρουστικών κυμάτων και μεγάλης πίεσης. Και τα πρώτα συμπυκνώματα ύλης (έστω και σκοτεινής) έπρεπε να δημιουργηθούν σε εκείνη την φάση του σύμπαντος. Αν δεν συνέβαιναν τότε, δεν θα μπορούσε να αργότερα συμπυκνωθεί η ύλη λόγω της όλο και αυξανόμενης κυριαρχίας της σκοτεινής ενέργειας (απωστική δύναμη της συμπαντικής διαστολής). Δεν θα είχαμε γαλαξίες, που ουσιαστικά σχηματίστηκαν από βαρυονική ύλη εγκλωβισμένη σε κουκούλια σκοτεινής ύλης. Η βαρυονική ύλη, ακριβώς επειδή... λάμπει (ακτινοβολεί), μπόρεσε να αποβάλλει ενέργεια και να καταρρεύσει σε αστέρια και μεγάλες δομές, όπως οι γαλαξίες. Η σκοτεινή ύλη ναι μεν δημιούργησε συμπυκνώματα, αλλά αυτά δεν μπορούν να συμπυκνωθούν άλλο. Έτσι παραμένει ως κουκούλια γύρω από τους γαλαξίες, κατέχοντας το 90% της συνολικής ύλης του σύμπαντος.

55 εκατομμύρια φωτός μακριά μας βρίσκεται ο σπειροειδής γαλαξίας NGC 5643, στον Λύκο. Μπορέσαμε να απεικονίσουμε στα μικροκύματα (με το ALMA) τις εκροές ιονισμένου αερίου από την κεντρική μαύρη τρύπα. Οι εκροές σχηματίζουν νήματα που αλληλεπιδρούν με την πιο εξωτερική ύλη του γαλαξία.Η σκόνη μας εμποδίζει να παρατηρήσουμε κάτι τέτοιο στο ορατό φως, και έτσι το ALMA για μια ακόμη φορά μας δείχνει τα μυστικά ενός αόρατου κόσμου.

Ανακαλύψαμε ένα πάλσαρ που ανιχνεύεται μόνο στις ακτίνες γ (millisecond pulsar, με ταχύτατη περιστροφή) και καθόλου στα ραδιοκύματα. Είναι γνωστό ότι τα πάλσαρ εκπέμπουν σε άλλη περιοχή τους την σκληρή ακτινοβολία και σε άλλη τα ραδιοκύματα, έτσι ένα πάλσαρ μπορεί να σαρώνει την Γη με την σκληρή ακτινοβολία του, αλλά τα ραδιοκύματα να μην μας <πετυχαίνουν>, είναι καθαρά θέμα προσανατολισμού! Μέχρι τώρα η θεωρία προέβλεπε ότι τις σκληρές ακτινοβολίες συνοδεύουν έστω και αμυδρά ραδιοκύματα,κάτι που τώρα μάλλον απορρίπτεται (πρόκειται για σχετικιστική ακτινοβολία λόγω μεγάλης ταχύτητας των σωματιδίων που την εκπέμπουν). Από το κέντρο του Γαλαξία δεχόμαστε μια υπέρβαση ακτινοβολίας γ (περισσότερη από ότι δικαιολογείται από τις πηγές που έχουμε εντοπίσει), που τώρα μπορεί να εξηγηθεί με την παρουσία <ράδιο- ήσυχων> πάλσαρ.

Οι τελευταίες μελέτες των δεδομένων του Gaia βοήθησαν στον καθορισμό της συμπαντικής διαστολής με μεγαλύτερη ακρίβεια. Ουσιαστικά μεγάλωσε πολύ η ακτίνα που μπορούμε να μετρήσουμε την παράλλαξη των αστεριών. Αυτό έδωσε στους αστρονόμους την δυνατότητα να προσδιορίσουν με μεγαλύτερη ακρίβεια την λαμπρότητα των Κηφείδων. Με βάση την βελτιωμένη σε ακρίβεια λαμπρότητα των Κηφείδων μπόρεσαν να μετρήσουν την απόσταση μακρινών σουπερνόβα Ia και την ερυθρολίσθησή τους. Η νέα τιμή της κοσμικής διαστολής είναι 73,5 +-1,6 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο ανά μεγαπάρσεκ. Δεν μπορούμε να εξηγήσουμε την μεγάλη διαφορά με την τιμή από τον δορυφόρο μικροκυμάτων Planck (66,9 +-0,6 km/s/Mpc), που στηρίζεται σε διαφορετική μέθοδος μετρήσεων (μικροδιαφορές της θερμοκρασίας της ακτινοβολίας μικροκυμάτων υποβάθρου).

Το αστέρι ονομάστηκε έτσι προς τιμή της αστρονόμο Tabetha Boyajian που ανακάλυψε την μυστηριώδη πτώση της λαμπρότητάς του. Το αστέρι είναι τύπου F. Μέχρι τώρα η ελάττωση της λαμπρότητας δεν μπορούσε να εξηγηθεί, αλλά μια έρευνα σε διαφορετικά μήκη κύματος απέδειξε ότι υπάρχει εξάρτηση της ελάττωσης της λαμπρότητας από το μήκος κύματος. Στα μικρά μήκη κύματος η ελάττωση είναι μεγαλύτερη. Αυτό μας δείχνει ότι μάλλον πρόκειται για σκόνη, με μέγεθος 1,5 ως 150 νανόμετρα, βάση της καμπύλης φωτός σε διαφορετικά μήκη κύματος.