ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

Τα δεδομένα από την εξέλιξη του Γαλαξία μας έχουν ως εξής. Η αρχική συσσώρευση αερίων και αστεριών πριν από 13 δις έτη θύμιζε ένα τεράστιο νεφέλωμα με πυκνό πυρήνα. Οι συγκρούσεις με μικρότερους γαλαξίες ανέπτυξε την άλω, την εξωτερική αραιή περιοχή του Γαλαξία με τα παλαιά αστέρια. Σταδιακά άρχισε να σχηματίζεται ο δίσκος γύρω από την πυκνή σε αστέρια κεντρική του περιοχή. Η σύγκρουση με τον γαλαξία Εγκέλαδο πριν από 10 δις έτη επιτάχυνε τα αστέρια του δίσκου, με αποτέλεσμα να ξεχωρίσει ο λεπτός δίσκος. Η μεγάλη ποσότητα αερίων και αστεριών που εισήλθε προς τον δίσκο δημιούργησε μια ράβδο εσωτερικά του δίσκου και γύρω από τον γαλαξιακό πυρήνα. Πιθανότατα εκείνη την εποχή ο Γαλαξίας μας να πέρασε την φάση του ενεργού γαλαξιακού πυρήνα (AGN). Το αέριο στον λεπτό δίσκο με την ταχεία περιφορά του γύρω από το γαλαξιακό κέντρο πήρε επιμήκεις σχηματισμούς σαν νήματα, που παρατηρούμε ως σήμερα. Οι συνεχείς συσσωρεύσεις νάνων γαλαξιών άφησαν τα ίχνη τους ως τα αστρικά ρεύματα που παρατηρούμε σήμερα στον Γαλαξία μας. Αυτές οι διεργασίες εμπλούτισαν τον γαλαξιακό δίσκο με αέρια, με αποτέλεσμα την συνεχή δραστηριότητα αστρογέννησης. Στην περιοχή του ήλιου πριν από 15 εκατομμύρια έτη δημιουργήθηκαν πολλά αστέρια μεγάλης μάζας στο σύμπλεγμα (association) Sco-Cen. Αυτά έδωσαν πολλές εκρήξεις σουπερνόβα με αποτέλεσμα να δημιουργηθεί η τοπική φούσκα από πιο αραιό υλικό. Σήμερα παρατηρούμε το σύμπλεγμα Sco-Cen να περιέχει 37 ανοιχτά σμήνη. Από ότι φαίνεται, τα νήματα αερίου στον δίσκο περιέχουν συμπυκνώματα σαν κόμπους. Σε αυτούς έχουμε έντονη αστρογέννηση (μεγάλα μοριακά νεφελώματα). Δημιουργούνται οι τοπικές φούσκες μέσω των εκρήξεων σουπερνόβα και ανοιχτά σμήνη νεαρών αστεριών.

Δυστυχώς σύννεφα στην Μυτιλήνη

Τι ώρα είναι τελικά και πόσο χαμηλά στον δυτικό ορίζοντα? Θα φαίνεται καθόλου ο Κρόνος, θα έχει ξημερώσει?

Μία σημαντική παράμετρος στην αναζήτηση εξωπλανητών είναι η ιδιότητες του αστεριού σε κάθε πλανητικό σύστημα. Μία πρόσφατη μελέτη έδειξε ότι τα αστέρια μικρής μάζας, φασματικής κατηγορίας M, αναπτύσσουν αστρικούς ανέμους (εκπομπή σωματιδίων) μεγάλης ταχύτητας, ως την δεκαπλάσια από ότι ο ήλιος μας. Αυτό οφείλεται στην μεγάλη ένταση των μαγνητικών πεδίων τους. Σε αυτά τα <ψυχρά> αστέρια με επιφανειακή θερμοκρασία κάτω από 4000 βαθμούς η κατοικήσιμη ζώνη βρίσκεται πολύ κοντά στο αστέρι. Το αποτέλεσμα είναι οι πλανήτες εκεί να δέχονται ισχυρούς αστρικούς ανέμους, που μπορεί ακόμα και να αλλοιώσουν ή να εξαφανίσουν τελείως την όποια ατμόσφαιρα ενός πλανήτη. Ένας πλανήτης στην κατοικήσιμη ζώνη αστέρα μικρής μάζας θα πρέπει να έχει πολύ πιο ισχυρό μαγνητικό πεδίο από ότι η Γη μας ώστε να <αποκρούσει> τον αστρικό άνεμο. Ένα κρίσιμο όριο στις τροχιές των κοντινών στα αστέρια πλανητών είναι η επιφάνεια Alfven. Αυτή δείχνει το όριο ανάμεσα στο στρέμμα ενός αστεριού και την περιοχή κυριαρχίας του αστρικού ανέμου. Αν η τροχιά ενός πλανήτη γύρω από το αστέρι του τέμνει αυτό το όριο, το μαγνητικό του πεδίο δεν μπορεί να προστατεύσει την ατμόσφαιρά του. Η έρευνα έδειξε ότι τα αστέρια με διαφορετικό φασματικό τύπο (διαφορετική ομάδα αστρικής μάζας) έχουν και διαφορετικές ταχύτητες αστρικών ανέμων, κάτι που βασικά οφείλεται στην μεγάλη ταχύτητα περιστροφής των αστεριών μικρής μάζας. num.jfif

Ένα μυστήριο υπάρχει στο νεφέλωμα <αυγό του δράκου> (dragons egg nebula). Το διπλό σύστημα αστεριών που φιλοξενεί το νεφέλωμα έχει τον κωδικό HD148937 και βρίσκεται στον αστερισμό Norma σε απόσταση 3800 έτη φωτός. Ενώ πρόκειται για 2 αστέρια μεγάλης μάζας που αποτελούν πραγματικό διπλό σύστημα, το μεγαλύτερο με 30 ηλιακές μάζες έχει έντονο μαγνητικό πεδίο και φαίνεται να είναι μικρότερης ηλικίας από τον συνοδό του με 26 ηλιακές μάζες. Τα αστέρια μεγάλης μάζας έχουν πυρήνα συναγωγής και μια εξωτερική ζώνη ακτινοβολίας, κάτι που δεν ευνοεί την ανάπτυξη σημαντικών μαγνητικών πεδίων. Η ηλικία του μεγαλύτερου από τα 2 αστέρια εκτιμάται στα 2,7 εκατομμύρια έτη ενώ αυτή του συνοδού του στα 4,1 εκατομμύρια έτη. Το πιθανότερο σενάριο είναι αρχικά να υπήρχαν στο σύστημα 3 αστέρια. Οι αστρονόμοι κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι τα 2 από τα 3 αστέρια ενώθηκαν σε ένα, σχηματίζοντας το αστέρι με τις 30 ηλιακές μάζες. Να σημειώσουμε ότι η ηλικία των αστεριών εκτιμάται από την φασματική τους ανάλυση. Η συνένωση των 2 αστεριών επηρεάζει το αστρικό φασματικό αποτύπωμα, δείχνοντας το αστέρι νεαρότερο. Κάτι ανάλογο συμβαίνει με τους Blue stragglers, αστέρια σε σφαιρωτά σμήνη που προέρχονται από την συνένωση 2 αστεριών και δείχνουν νεαρότερα σε ηλικία από τα υπόλοιπα αστέρια του σμήνους τους. Το νεφέλωμα γύρω από τα 2 αστέρια έχει ηλικία μόλις 7500 έτη. Το υλικό του νεφελώματος προέρχεται από την συνένωση των 2 από τα 3 αστέρια σε ένα, δηλαδή πρόκειται για υλικό που διέφυγε από τα 2 αστέρια κατά την συνένωσή τους. Αυτό δικαιολογεί και την ύπαρξη του μαγνητικού πεδίου στο αστέρι μετά στην συνένωση. Με την πάροδο του χρόνου θα εξασθενήσει, αφού δεν υπάρχει ο απαραίτητος μηχανισμός του δυναμό στο αστέρι (λόγω απουσίας συναγωγής στα εξωτερικά αστρικά στρώματα).

Αν δεν κάνω λάθος, την Τετάρτη 21 Αυγούστου στις 6;28 το πρωί το φεγγάρι θα καλύψει τον Κρόνο για 45 λεπτά. Φυσικά απαιτείται δυτικός ορίζοντας. Μπορεί κάποιος να το επιβεβαιώσει?

Ναι και βέβαια θα υπάρχει.

Με χαρά σας καλώ να συζητήσουμε για το βιβλίο μου <το ταξίδι του ήλιου> στην πανελλήνια συνάντηση σε λίγες ημέρες. Καλή αντάμωση στους Φιλιππαίους!

Στο διπλό σύστημα SS433 μία μαύρη τρύπα έλκει υλικό από ένα αστέρι. Όπως συμβαίνει σε αυτές τις περιπτώσεις, το υλικό που πέφτει στην μαύρη τρύπα δημιουργεί έναν δίσκο συσσώρευσης. Το διαφορετικό χαρακτηριστικό αυτού του συστήματος είναι ότι αυτή η συσσώρευση υλικού είναι σταθερή και όχι περιοδική. Κανονικά η εκκεντρότητα της τροχιάς των 2 σωμάτων γύρω από το κοινό κέντρο μάζας τους κάνει την συσσώρευση υλικού στην μαύρη τρύπα να είναι έντονη όταν τα 2 σώματα είναι μακριά μεταξύ τους και να διακόπτεται όταν απομακρύνονται. Η μαύρη τρύπα δημιουργήθηκε μετά από έκρηξη σουπερνόβα, και όλο το σύστημα βρίσκεται μέσα σε ένα νεφέλωμα σουπερνόβα (supernova remnant). Η συνεχής τροφοδοσία της μαύρης τρύπας μπορεί να οφείλεται σε υλικό από αυτό το νεφέλωμα που εμπλουτίζει σταθερά τον δίσκο, παρασυρόμενο από την κίνηση των 2 σωμάτων. Το ιδιαίτερο σε αυτήν την αστρική μαύρη τρύπα είναι ότι έχει 2 εμφανείς πίδακες. Αυτοί απεικονίζονται κοντά στην μαύρη τρύπα, αλλά επίσης αλληλοεπιδρούν με την μεσοαστρική ύλη σε μεγάλη σχετικά απόσταση (80 έτη φωτός πάνω και κάτω από τον δίσκο συσσώρευσης), σαν να πρόκειται για μια μικρογραφία Κβάζαρ. Η ανάλυση των χαρακτηριστικών των πιδάκων (ταχύτητα σωματιδίων, ενέργεια ακτινοβολίας γ) μας δείχνει τις λεπτομέρειες για την ανάπτυξη του, αλλά μας βοηθάει να κατανοήσουμε καλύτερα τον μηχανισμό των Κβάζαρ.

Η τρίτη αστρική μαύρη τρύπα, δηλαδή να προέρχεται από βαρυτική κατάρρευση αστέρα πολύ μεγάλης μάζας, που ανακάλυψε το διαστημικό τηλεσκόπιο GAIA, είναι και η πιο μεγάλη σε μάζα στον Γαλαξία μας, από ότι γνωρίζουμε. Η GAIA BH3 έχει 33 φορές την μάζα του ήλιου και βρίσκεται σε απόσταση 2000 έτη φωτός από εμάς. Οι 2 προηγούμενες αστρικές μαύρες τρύπες που ανακάλυψε το GAIA έχουν 10 και 12 ηλιακές μάζες αντίστοιχα. Κλασσικά οι αστρικές μαύρες τρύπες ανακαλύπτονται έμμεσα. Όταν συσσωρεύουν υλικό από έναν συνοδό αστέρα δημιουργείται ένας δίσκος συσσώρευσης γύρω τους. Η ύλη στον δίσκο θερμαίνεται πολύ με αποτέλεσμα να ακτινοβολεί στις ακτίνες Χ, κάτι που παρατηρούμε με τα διαστημικά τηλεσκόπια που <βλέπουν> σε αυτό το μήκος κύματος. Το GAIA μετράει με μεγάλη ακρίβεια τις θέσεις των αστεριών και μπορεί να ανακαλύψει μαύρες τρύπες με διαφορετικό τρόπο. Έτσι ανακάλυψε ότι στις 3 παραπάνω περιπτώσεις τα αστέρια- συνοδοί των μαύρων τρυπών κινούνται γύρω από κάτι πολύ σκοτεινό με τεράστια μάζα. Στην περίπτωση της GAIA BH3 ο συνοδός της έχει περίοδο περιφοράς 11,6 έτη. Ενδιαφέρον παρουσιάζει ότι ο συνοδός που είναι ένα αστέρι με μικρότερη μάζα από τον ήλιο μας, πολύ φτωχό σε μέταλλα. Το διπλό αυτό σύστημα μαύρη τρύπα- αστέρι προέρχεται από ένα αστρικό ρεύμα, δηλαδή αστέρια από ένα αρχαίο σμήνος ή νάνο γαλαξία που διαλύθηκε μέσα στον Γαλαξία μας. Κατά μεγάλη σύμπτωση <βούτηξε> από την άλω του Γαλαξία στο εσωτερικό του σε απόσταση που να μπορεί το GAIA να το αναλύσει με μεγάλη λεπτομέρεια. Θυμίζει λίγο το σενάριο στο βιβλίο μου <το ταξίδι του ήλιου>, όπου ο ήλιος με την Γη και τα Ανδρήρ περνάνε κατά σύμπτωση πολύ κοντά από διάφορα εξωτικά αστρονομικά αντικείμενα! Η μικρή μεταλλικότητα του συστήματος δικαιολογεί την μεγάλη μάζα της μαύρης τρύπας, μιας και το αστέρι από το οποίο προήρθε πρέπει να είχε τεράστια μάζα, τουλάχιστον διπλάσια από αυτήν. Η χαμηλή μεταλλικότητα ευνοεί την δημιουργία αστεριών μεγάλης μάζας.

Το αστέρι HH1177 βρίσκεται σε απόσταση 160.000 έτη φωτός, στο μεγάλο Μαγγελανικό νέφος. Πρόκειται για ένα λαμπρό αστέρι φασματικής κατηγορίας B με μάζα 12 φορές αυτή του ηλίου μας. Γνωρίζαμε ότι είναι αντικείμενο Herbig- Haro, δηλαδή έχει 2 πίδακες συνολικού μήκους 36 έτη φωτός, κάθετους στον δίσκο προσαύξησης του αστεριού (που εξελίσσεται σε πρωτοπλανητικό δίσκο), που συγκρούονται με την γύρω ύλη δημιουργώντας λαμπρά κρουστικά μέτωπα. Με την βοήθεια του ALMA οι αστρονόμοι απεικόνισαν αυτόν τον δίσκο, πρώτη φορά σε αστέρι έξω από τον Γαλαξία μας. Φυσικά η μεγάλη μάζα του αστεριού το κάνει πολύ βραχύβιο. Επίσης έχει ισχυρότατο αστρικό άνεμο που επηρεάζει την ανάπτυξη πλανητών και τις συνθήκες στις επιφάνειές τους.

Φέτος το καλοκαίρι θα γίνονται συστηματικές βραδιές αστροπαρατήρησης στις Νέες Κυδωνίες της Λέσβου. Σκοπός μας είναι να αναδειχτεί η περιοχή ως τόπος παρατήρησης έναστρου ουρανού, με παράλληλη ανάπτυξη του αστροτουρισμού.

Οι αστρονόμοι παρατηρούν εδώ και καιρό κενά στον πρωτοπλανητικό δίσκο στο πρωτοαστέρι HL Tauri. Αυτά τα κενά οφείλονται σε πρωτοπλανήτες που συσσωρεύουν υλικό από τον δίσκο. Πρόσφατα οι αστρονόμοι ανακάλυψαν μεγάλες ποσότητες υδρατμού στον δίσκο, και μάλιστα σε απόσταση από το αστέρι παρόμοια με την απόσταση του πλανήτη Ουρανού από τον ήλιο μας. Τόσο μακριά από το αστέρι το νερό σε ένα πλανητικό σύστημα είναι κατά κανόνα παγωμένο. Στα πρωτοπλανητικά συστήματα το νερό μετά το όριο του χιονιού (snow line, η απόσταση από το αστέρι όπου παγώνει το νερό) είναι σε μορφή πάγου προσκολλημένου στους κόκκους σκόνης. Φαίνεται ότι στο παραπάνω αστέρι οι συγκρούσεις των κόκκων στην διαδικασία δημιουργίας πλανητών <ξεπαγώνουν> το νερό. Φυσικά αυτό δεν μπορεί να είναι σε υγρή μορφή χωρίς ατμοσφαιρική πίεση, αλλά περνάει στην αέρια κατάσταση ως υδρατμός. Υπολογίζεται ότι η μάζα του υδρατμού που ανιχνεύτηκε εκεί να είναι 3,7 φορές αυτή του νερού στη Γη μας. Η ανίχνευση υδρατμού με επίγεια μέσα σε ουράνια αντικείμενα είναι δύσκολη, λόγω της υγρασίας της ατμόσφαιράς μας. Εξαίρεση αποτελεί η συστοιχία τηλεσκοπίων μικροκυμάτων ALMA στην Ατακάμα σε υψόμετρο 5000 μέτρων και σε περιβάλλον μηδαμινής υγρασίας.

Ο Γαλαξίας μας, όπως όλοι οι γαλαξίες, δημιουργήθηκε λίγες εκατοντάδες εκατομμύρια έτη μετά την μεγάλη έκρηξη. Η ανάπτυξή τους οφείλεται στην συγχώνευση μικρότερων γαλαξιών και αερίου από το περιβάλλον τους. Στον γαλαξία μας ανιχνεύτηκαν, χάρη στα δεδομένα από το διαστημικό τηλεσκόπιο GAIA, 2 αστρικοί πληθυσμοί στην γαλαξιακή άλω. Πρόκειται για απομεινάρια συγχωνεύσεων πολύ νωρίς στην ιστορία του Γαλαξία μας. Οι δύο αυτοί αστρικοί πληθυσμοί με τα ονόματα Shakti και Shiva περιέχουν περίπου 6 εκατομμύρια αστέρια. Διακρίνονται από τα υπόλοιπα αστέρια της άλως χάρη στην ιδιαίτερη κινητική τους κατάσταση. Η επιβεβαίωση για τα παραπάνω ήρθε με δεδομένα από το SDSS (Sloan digital sky survey) που έδειξε τα κοινά φασματικά χαρακτηριστικά των αστεριών των 2 πληθυσμών. Επειδή πρόκειται για πολύ <αρχαία> αστέρια, έχουν αρκετά μικρή μεταλλικότητα. Η κινητική τους ενέργεια έχει να κάνει με την διαδικασία της συγχώνευσης. Έχουν σημασία οι σχετικές ταχύτητες του Γαλαξία μας και του νάνου που συγχωνεύτηκε, και η γωνία της εισόδου των αστεριών του νάνου γαλαξία στην γαλαξιακή μας άλω. Έτσι αυτά τα αστέρια δεν κινήθηκαν προς τον γαλαξιακό δίσκο ή ακόμα και τον πυρήνα ή την ράβδο του Γαλαξία μας, αλλά παρέμεινα στην άλω.

Ένας αστέρας νετρονίων μέσα στο σφαιρωτό σμήνος NGC1851 φαίνεται να άλλαξε συνοδό! Πρόκειται για το millisecond pulsar PRSJ0514-4002E. Περιστρέφεται κάθε 5,6 χιλιοστά του δευτερολέπτου γύρω από τον άξονά του, στα όρια της διατήρησης της βαρυτικής του συνοχής. Τα πάλσαρ αποκτάνε ταχύτητα περιστροφής χιλιοστών του δευτερολέπτου όταν απορροφάνε υλικό από έναν συνοδό (κυρίως αστέρι κύριας ακολουθίας ή ερυθρό γίγαντα) με αποτέλεσμα να κερδίζουν στροφορμή. Έτσι επιταχύνεται πολύ η περιστροφή τους. Βέβαια δεν μπορούν να περιστρέφονται τόσο γρήγορα ώστε η ταχύτητα στην επιφάνειά τους να ξεπερνάει την ταχύτητα του φωτός. Το συγκεκριμένο πάλσαρ έχει μάζα 1,53 ηλιακές και ο συνοδός του 2,35 ηλιακές μάζες. Όμως ο συνοδός του είναι ένα υπέρπυκνο αντικείμενο, αστέρι νετρονίων ή μαύρη τρύπα. Διαφορετικά θα είχε εντοπιστεί φασματοσκοπικά από τους αστρονόμους, πρόκειται για στενό διπλό σύστημα. Το millisecond pulsar πρέπει να απέκτησε την στροφορμή του από ένα αστέρι κυρίας ακολουθίας ή ερυθρό γίγαντα. Το πυκνό αστρικό περιβάλλον του σφαιρωτού σμήνους επιτρέπει την βαρυτική αλληλεπίδραση ανάμεσα σε αστέρια που δεν έχουν δημιουργηθεί ως σύστημα. Έτσι το πάλσαρ άλλαξε συνοδό! Με την βαρυτική αλληλεπίδραση 3 σωμάτων ο παλιός συνοδός του εκδιώχτηκε και στην θέση του μπήκε ο καινούργιος. Μάλιστα ο νέος συνοδός του είναι στα όρια του μεγάλης μάζας αστέρα νετρονίων ή μικρής μάζας αστρική μαύρη τρύπας, δεν υπάρχει ακόμη τρόπος να γνωρίζουμε τι από τα 2 ισχύει.

Γνωρίζουμε ότι στην κεντρική περιοχή του Γαλαξία μας, όχι μακριά από την κεντρική μαύρη τρύπα με μάζα 4,3 εκατομμύρια φορές την μάζα του ήλιου, δημιουργήθηκαν αρκετά αστέρια μεγάλης μάζας. Τα 16 αστέρια μεγάλης μάζας που μελετάμε εκεί έχουν ηλικία μόνο μερικών εκατομμυρίων ετών, αφού τα αστέρια μεγάλης μάζας δεν <ζουν> περισσότερο. Έτσι δεν θα μπορούσαν να έχουν μεταναστεύσει από αλλού προς το εσωτερικό του Γαλαξία, θα χρειαζόντουσαν πολύ περισσότερο χρόνο. Αυτά τα αστέρια που ονομάζονται S είναι τα πιο γρήγορα του Γαλαξία μας, μιας και κινούνται γύρω από το κέντρο του με μεγάλη ταχύτητα σε ελλειπτικές τροχιές. Αυτό που παρατηρούν οι αστρονόμοι είναι ότι πολύ λίγα αστέρια κοντά στην κεντρική μαύρη τρύπα έχουν συνοδό. Οι έντονες παλιρροιακές δυνάμεις από την κεντρική μαύρη τρύπα οδηγεί τα διπλά αστρικά συστήματα στην συγχώνευση των αστεριών (πιθανός τρόπος δημιουργίας των αστεριών μεγάλης μάζας S) ή στην μεταξύ τους απομάκρυνση. Όλα δείχνουν ότι γενικά τα αστέρια δημιουργούνται σε πολλαπλά συστήματα. Αν θα παραμείνουν διπλά ή θα διαχωριστούν έχει να κάνει με τον μεταξύ τους βαρυτικό δεσμό και τις παλιρροιακές δυνάμεις που θα ασκηθούν στο σύστημα. Η γειτονιά της κεντρικής μαύρης τρύπας δεν ευνοεί τα διπλά αστέρια.

Ο βαρυτικός φακός Abell 3842 μας παρουσιάζει το είδωλο από γαλαξίες σε 3 διαφορετικά μέρη του σύμπαντος. Οι γαλαξίες N1- N4 είναι οι πιο λαμπροί του σμήνους Abell 3824 και έχουν ερυθρολίσθηση z= 0,099. Ο γαλαξίας A είναι το είδωλο ενός 4 φορές πιο μακρινού από το σμήνος γαλαξία με z= 1,24 και το μπλε τόξο Β στην εικόνα ανήκει σε έναν γαλαξία που έχει z= 0,41.

Τα FRBs είναι μεγάλης έντασης <αστραπές> ραδιοκυμάτων. Διαρκούν μόλις χιλιοστά του δευτερολέπτου αλλά εκλύουν ενέργεια όση ο εκπέμπει συνολικά ήλιος μας σε μία ημέρα. Η πηγή τους θεωρείται βασική η συγχώνευση αστέρων νετρονίων. Από αυτά ελάχιστα (2 από συνολικά 1000 δείγματα) επαναλαμβάνονται (repeaters). Συγκεκριμένα, το FRB 190520 με ερυθρολίσθηση z=0,24 παρουσιάζει επαναλαμβανόμενα επεισόδια <αστραπών> στα ραδιοκύματα. Βρίσκεται σε έναν νάνο γαλαξία με έντονη αστρογέννηση. Έτσι ο μηχανισμός της συγχώνευσης αστέρων νετρονίων δεν μπορεί να είναι ο μόνος για την δημιουργία FRBs. Πιθανών και οι μάγνεταρ, αστέρες νετρονίων με ισχυρότατο μαγνητικό πεδίο, να ενεργοποιούν αυτές τις <αστραπές>. Ένα πιθανό σενάριο είναι αυτές οι επαναλαμβανόμενες FRB να δημιουργούνται με την αλληλεπίδραση του μαγνητικού πεδίου ενός μάγνεταρ με αστέρι συνοδό του σε στενή τροχιά.

Με το διαστημικό τηλεσκόπιο Jame Webb μπόρεσαν οι αστρονόμοι να εντοπίσουν μια σουπερνόβα μέσω βαρυτικού φακού. Ανήκει στον γαλαξία MRG- M0138 με βαρυτικό φακό το σμήνος MACS J0138. Το φως ταξίδεψε για 10 δις έτη από εκεί μέχρι να φτάσει στο διαστημικό τηλεσκόπιο. Είναι η δεύτερη σουπερνόβα του συγκεκριμένου γαλαξία που απεικονίστηκε μέσω βαρυτικού φακού. Ενώ η πρώτη απεικονίστηκε από το Hubble το 2026, οι αστρονόμοι την ανακάλυψαν μόλις το 2019 μελετώντας σχετικά αρχεία. Έτσι δεν υπήρχε η δυνατότητα <ζωντανής> μελέτης της εξέλιξης αυτής της σουπερνόβα. Η δεύτερη σουπερνόβα (5/12/23) παρουσίασε διπλό είδωλο. Το φάσμα της μας δείχνε ότι πρόκειται για SN Ia, δηλαδή έκρηξη λευκού νάνου. Δεν συνδέεται με την σουπερνόβα του 2016. Οι αστρονόμοι αναμένουν να παρουσιαστεί και άλλο είδωλο την σουπερνόβα το 2035. Δηλαδή το φως της να φτάσει μέσα από άλλη διαδρομή (πάλι λόγω του βαρυτικού φακού) στα τηλεσκόπια.

Σε απόσταση 4500 έτη φωτός, στον αστερισμό Sextans, βρίσκεται το πάλσαρ PRSJ1023+0038. Πρόκειται για έναν αστέρα νετρονίων με μεγάλη ταχύτητα περιστροφής που έχει για συνοδό σε στενή τροχιά ένα αστέρι κυρίας ακολουθίας. Το υλικό που απορροφάει από αυτό συσσωρεύεται σε ένα δίσκο γύρω από το πάλσαρ. Εδώ και δέκα χρόνια το πάλσαρ παρατηρείται συστηματικά από τους αστρονόμους. Παρουσιάζει δραστήριες περιόδους με εκπομπή ακτινών Χ και υπεριώδης ακτινοβολίας, αλλά και περιόδους ηρεμίας με εκπομπή ραδιοκυμάτων. Η εναλλαγή από δραστήρια σε ήρεμη περίοδο γίνεται σε δευτερόλεπτα ως λεπτά της ώρας. Ο μηχανισμός πίσω από αυτό το φαινόμενο είναι ο άνεμος από σωματίδια μεγάλης ενέργειας που εκπέμπει το πάλσαρ. Αυτός αλληλοεπιδράει με το αέριο που απορροφάει το πάλσαρ από το αστέρι- συνοδό. Η θέρμανση του αερίου μέσω του ανέμου σωματιδίων από το πάλσαρ έχει ως συνέπεια την εκπομπή ακτινών Χ και υπεριώδης ακτινοβολίας. Μόλις αραιώσει το αέριο μέσω αυτής της διαδικασίας, έχουμε την περίοδο ηρεμίας με εκπομπή μόνο στα ραδιοκύματα.

Ήθελα να πω την ώρα της Γης

Σήμερα θα γιορτάσουμε την ημέρα της Γης. Στην Μυτιλήνη είπαμε να πρωτοτυπήσουμε και να παρατηρήσουμε ένα αρχαίο κομμάτι της Γης, το Φεγγάρι με τηλεσκόπιο

Από το κέντρο του Γαλαξία μας εκτείνονται για μερικές εκατοντάδες έτη φωτός και κάθετα στο επίπεδο 2 δομές καυτού ιονισμένου αερίου (ανιχνεύονται στις ακτίνες Χ), οι <καμινάδες> (galactic chimneys). Αυτές βρίσκονται μέσα στις πολύ πιο εκτεταμένες φούσκες Φέρμι (ακτίνες γ). Το CO είναι το δεύτερο σε αναλογία μόριο στο σύμπαν, μετά το μοριακό Υδρογόνο, Με την παραδοχή μιας αναλογίας H2/CO η εκπομπή του μας βοηθάει στην ανίχνευση του μοριακού Υδρογόνου. Οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ένα <κύπελο> με στενή βάση και μεγάλο άνοιγμα από μοριακό αέριο να περιβάλλει την Νότια καμινάδα. Μέσα του διακρίνονται δομές αστάθειας Reyleight- Taylor [ου παραπέμπουν σε επίδραση κρουστικού μετώπου. Τέτοιες δομές παρατηρούμε και επίγεια, για παράδειγμα στο γάλα που πέφτει μέσα στον καφέ). Η αναλογία 12C/13C για την κεντρική περιοχή του Γαλαξία μας είναι κοντά στο 30, κάτι που συμφωνεί με τον Άνθρακα στο κύπελο. Στην γειτονιά του ήλιου αυτή η αναλογία είναι στο 60. Το ύψος του κυπέλου φτάνει τα 400 έτη φωτός. Κάτι παράξενο είναι ότι ενώ η ταχύτητα του αραιού καυτού αερίου στην καμινάδα (εκροή από το γαλαξιακό κέντρο) είναι 100 km/s, η ταχύτητα του αερίου στο κύπελο είναι σχεδόν μηδενική! Μάλλον το πυκνό γαλαξιακό κέντρο ασκεί έντονη βαρυτική επίδραση και δεν αφήνει το πυκνό μοριακό αέριο να διαφύγει. Ανάλογη δομή έχουμε παρατηρήσει μόνον σε γαλαξίες με μεγάλη αστρογέννηση στην κεντρική τους περιοχή ή σε ενεργούς γαλαξιακούς πυρήνες. Μάλλον πρόκειται για απομεινάρι μοριακού αερίου από επεισόδιο έντονης αστρογέννησης πριν από 30 εκατομμύρια έτη.

Πριν από έναν χρόνο περίπου, στις 7 Μαρτίου 2023, το τηλεσκόπιο ακτινών γ ανίχνευσε μία μακράς διάρκειας έκρηξη. Η GRB230307A είχε διάρκεια 200 δευτερόλεπτα (οι μικρής διάρκειας έχουν μόνο μερικά δευτερόλεπτα). Παρατηρήθηκε από επίγεια τηλεσκόπια μια έκρηξη κιλονόβα που συνδέεται με την παραπάνω έκρηξη (έκλαμψη) στις ακτίνες γ. Αυτές οι εκρήξεις προέρχονται από την συγχώνευση 2 αστέρων νετρονίων. Ανάμεσα στα χημικά στοιχεία με μεγάλο ατομικό αριθμό που παράγονται σε μια τέτοια έκρηξη ανιχνεύτηκε και το Τελλούριο. Το νεφέλωμα της κιλονόβα, που περιέχει πολύ λιγότερη μάζα από αυτό μιας σουπερνόβα, ψύχθηκε πολύ γρήγορα λόγω ταχύτατης διαστολής. Το ιδιαίτερο στην υπόθεση είναι ότι η κιλονόβα απέχει 120.000 έτη φωτός από τον Γαλαξία όπου ανήκαν οι 2 αστέρες νετρονίων. Οι εκρήξεις σουπερνόβα είναι ασύμμετρες, με αποτέλεσμα να μετακινούν τα αστρικά υπολείμματα (στην περίπτωσή μας αστέρια νετρονίων) δίνοντάς τους μια ώθηση. Αυτή η ώθηση επαρκούσε ώστε οι 2 αστέρες νετρονίων να αποκτήσουν ταχύτητα διαφυγής από τον γαλαξία. Μετά από 1 δις έτη συγχωνεύτηκαν πολύ μακριά από τον γαλαξία τους.

Η κεφαλή του Ίππου (Αλόγου) στον Ωρίωνα είναι ένα σκοτεινό νεφέλωμα σε απόσταση 1400 έτη φωτός. Πιέζεται από το νεφέλωμα εκπομπής IC434. Τα σκοτεινά νεφελώματα κρύβουν τα αστέρια που βρίσκονται πίσω τους. Βρίσκονται μέσα σε μοριακά νεφελώματα και είναι οι μόνες περιοχές στο σύμπαν όπου μπορούν να δημιουργηθούν αστέρια. Η ύλη σε αυτά είναι μοριακή με πολύ σκόνη. Ανάμεσα στην κεφαλή του Ίππου και το ιονισμένο νεφέλωμα εκπομπής υπάρχει μια λεπτή ζώνη με ατομικό ουδέτερο αέριο. Ενώ το σκοτεινό νεφέλωμα και το νεφέλωμα εκπομπής εκτείνονται για αρκετά έτη φωτός, αυτή η ζώνη έχει πάχος μόλις 0,01 έτος φωτός. Μία στενή ζώνη διεπαφής ανάμεσα σε ιονισμένο και μοριακό αέριο. Το νεφέλωμα εκπομπής απεικονίζεται καλύτερα στο Hα ενώ το σκοτεινό νεφέλωμα από την εκπομπή του CO. Ο ιονισμός του νεφελώματος αποδίδεται σε αστέρια μεγάλης μάζας. Η επίδραση της διαστολής του νεφελώματος εκπομπής στο μοριακό νεφέλωμα μπορεί να είναι η συμπύκνωση όπως στην περίπτωση της κεφαλής του αλόγου ή να το διαλύσει, καταστέλλοντας την αστρογέννηση. Συνήθως σε ένα μοριακό νεφέλωμα συμβαίνουν τοπικά και οι δύο περιπτώσεις.