ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

Οι αστρονόμοι χρησιμοποιούν μια τεχνική που τους επιτρέπει να ανακαλύψουν αν ένα αστέρι έχει συγχωνεύσει έναν πλανήτη του. Εξετάζουν διπλά αστέρια, που δεν ανταλλάσσουν ύλη μεταξύ τους (έχουν απόσταση ασφαλείας). Τα συστήματα αυτά πρέπει να μην είναι πολύ νεαρής ηλικίας ώστε η ζώνη συναγωγής τους να είναι αρκετά περιορισμένη- στο 1-3% της συνολικής αστρικής μάζας. Επίσης υπάρχει ένα ανώτατο όριο μάζας των αστεριών του δείγματος, στις 1,5 ηλιακές μάζες. Τα αστέρια σε διπλό σύστημα έχουν παρόμοια αναλογία βαρύτερων χημικών στοιχείων, αφού προέρχονται από το ίδιο μοριακό νεφέλωμα. Δικαιολογείται μια διαφορά της τάξης του 3% στην αναλογία αυτών των στοιχείων ανάμεσα σε 2 αστέρια ενός διπλού συστήματος. Οι αστρονόμοι που ασχολήθηκαν με αυτή την έρευνα ανακάλυψαν ότι σε ένα δείγμα 93 ζευγαριών αστέρων στα 7 εντόπισαν διαφορές στην αναλογία βαρύτερων χημικών στοιχείων σε ποσοστό πάνω από 12%. Αυτή η διαφορά σε αναλογία βαρυτέρων χημικών στοιχείων (πάντα στην επιφάνεια του αστεριού) σε δίδυμα αστέρια δικαιολογείται με την συσσώρευση ενός βραχώδη πλανήτη. Για να είναι μετρήσιμος αυτός ο χημικός εμπλουτισμός ενός αστεριού πρέπει η ζώνη συναγωγής, που φέρνει ύλη απλό το εσωτερικό του αστεριού στην επιφάνεια, να έχει μικρή αναλογία της συνολικής μάζας του αστεριού. Χαρακτηριστικό παράδειγμα αποτελεί το σύστημα αστεριών HD185689, HD185726. Οι γραμμές απορρόφησης των 2 αστεριών δείχνουν σημαντικές διαφορές στο Οξυγόνο και σε άλλα χημικά στοιχεία, κάτι που <ταιριάζει> με την συσσώρευση ενός πλανήτη με τριπλάσια μάζα από τη Γη μας από τον HD185689. Μην ξεχνάμε ότι σε πολλά αστέρια με παρόμοια μάζα με τον ήλιο μας υπάρχου <υπεργαίες>, βραχώδεις πλανήτες με 2-3 φορές την μάζα της Γης. Ένας πλανήτης μπορεί να οδηγηθεί στην πτώση πάνω στο αστέρι του αν διαταραχτεί η τροχιά του, για παράδειγμα από το κοντινό πέρασμα ενός άλλου αστεριού.

Ελάχιστοι εξωπλανήτες έχουν απεικονιστεί άμεσα από τα τηλεσκόπιά μας, μόλις 25 από τους συνολικά 7300 που γνωρίζουμε. Ένας από αυτούς είναι ο πλανήτης Epsilon Indi Ab που περιφέρεται γύρω από το ομώνυμο αστέρι (το A είναι το πρώτο αστέρι του διπλού συστήματος και το σώμα b ο πλανήτης του). Αυτό το αστέρι έχει το 78% της μάζας του ήλιου. Ο πλανήτης, με μάζα παρόμοια του Δία, περιφέρεται του αστεριού του σε μια πολύ έκκεντρη τροχιά 200 ετών, με το περίαστρο στις 20 αστρονομικές μονάδες (όπως ο πλανήτης Ουρανός από τον ήλιο) και το απόαστρο στις 40. Η επιφανειακή του θερμοκρασία είναι μόλις 2 βαθμοί Κελσίου. Είναι ο ψυχρότερος άμεσα απεικονισμένος εξωπλανήτης (από το James Webb). Σε απόσταση 1200 αστρονομικών μονάδων περιφέρονται γύρω από το παραπάνω αστέρι Epsilon Indi A δύο καφέ νάνοι με μάζες 50 φορές ο ένας και 30 φορές ο άλλος την μάζα του Δία. Στην φωτογραφία ο πλανήτης είναι κάτω αριστερά

Το μοριακό νεφέλωμα Digel 25 φιλοξενεί το ομώνυμο νεαρό αστρικό ανοιχτό σμήνος. Βρίσκεται σε απόσταση 40000 έτη φωτός από εμάς και 58000 έτη φωτός έξω από το κέντρο του Γαλαξία μας, στα όρια του δίσκου του. Αποτελεί ένα μέρος του Digel 2, που μαζί με το Digel1 είναι τα 2 μοριακά νεφελώματα που παρατηρούμε σε αυτή την άκρη του Γαλαξία μας. Τα νεαρά αστέρια σε αυτό το σμήνος είναι μικρής μεταλλικότητας, κάτι απολύτως φυσικό για αυτήν την περιοχή του Γαλαξία μας. Η διαφορά σε αναλογία από βαρύτερα χημικά στοιχεία με τα αστέρια σε σμήνη του λεπτού (εσωτερικού) γαλαξιακού δίσκου είναι σημαντική. Θεωρητικά σε συνθήκες μικρής μεταλλικότητας δημιουργούνται πιο εύκολα αστέρια μεγάλης μάζας.

Τα μικροκβάζαρ αποτελούν μικρογραφίες των ενεργών γαλαξιακών πυρήνων. Πρόκειται για αστρικές μαύρες τρύπες που απορροφούν ύλη από συνοδό αστέρι. Αναπτύσσουν δίσκο προσαύξησης και πίδακες, όπως οι ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες στα Κβάζαρ. Το μικροκβάζαρ V4641 στον Τοξότη ανήκει στην κατηγορία διπλών αστέρων που εκπέμπουν ακτίνες Χ. Η μαύρη τρύπα με 6 ηλιακές μάζες απορροφάει ύλη από τον συνοδό, αστέρι φασματικής κατηγορίας B. Η ύλη που μεταφέρεται προς την μαύρη τρύπα θερμαίνεται στον δίσκο προσαύξησης και εκπέμπει στις ακτίνες Χ. Αυτό που εντυπωσίασε τους αστρονόμους είναι ότι οι πίδακες εκπέμπουν ακτίνες γ μεγάλης ενέργειας, πολύ μεγαλύτερης από ότι είχαν μετρηθεί μέχρι τώρα σε άλλα μικροκβάζαρ.

Οι γαλαξίες δημιουργήθηκαν σε άλως σκοτεινής ύλης. Σε κάθε τέτοια τεράστια περιοχή με βαρυτική συνοχή λόγω της σκοτεινής ύλης η βαρυονική ύλη <κατακάθισε> προς το εσωτερικό της. Σε αυτή την φάση μόλις το 20% του αερίου των γαλαξιών έχει καταναλωθεί σε αστρογένεση. Όμως με το διαστημικό τηλεσκόπιο James Webb οι αστρονόμοι ανακάλυψαν 3 τέτοιους νεαρούς γαλαξίες που ήδη έχουν καταναλώσει το μισό από το διαθέσιμο αέριο στην δημιουργία αστεριών, μόλις 1 δις έτη μετά την μεγάλη έκρηξη. Έτσι προκύπτει ότι οι γαλαξίες κατανάλωναν στο πολύ πρώιμο σύμπαν το αέριο σε αστρογένεση με διαφορετικούς ρυθμούς.

Οι γιγάντιοι γαλαξίες ραδιοκυμάτων (GRG, Giant radio galaxies) είναι γαλαξίες με πίδακες καυτού πλάσματος που εκτείνονται για εκατομμύρια έτη φωτός και ανιχνεύονται στα ραδιοκύματα. Το ρεκόρ έχει ο γαλαξίας Inkathazo(troublesome) με πίδακες που φτάνουν τα 3,3 εκατομμύρια έτη φωτός! Δηλαδή αν ήταν στην θέση του Γαλαξία μας, οι πίδακές του θα έφταναν άνετα τον γαλαξία της Ανδρομέδας. Μάλιστα οι πίδακές του Inkathazo κάμπτονται στις άκρες τους, λογικά από αλληλεπίδραση με την μεσογαλάξια ύλη.

Ο γαλαξίας τύπου Seyfert (γαλαξίας με ενεργό πυρήνα) MCG-03-34-064 φιλοξενεί 2 υπερμεγέθεις μαύρες τρύπες. Η μεταξύ τους απόσταση είναι μόλις 300 έτη φωτός. Οι 2 μαύρες τρύπες έχουν δίσκους προσαύξησης. Αυτό που έκανε εντύπωση είναι ότι στις φωτογραφίες εμφανίζονται 3 λαμπρές πηγές φωτός. Οι 2 είναι το υλικό που θερμαίνεται στους δίσκους προσαύξησης. Ανάμεσα στις 2 μαύρες τρύπες υπάρχει άλλη μια ισχυρή πηγή φωτός. Μάλλον πρόκειται για πίδακα από έναν από τους δίσκους προσαύξησης που προσκρούει σε υλικό (αέριο με λίγη σκόνη) με αποτέλεσμα να δημιουργείται μια λαμπρή πηγή φωτός. Σε 100 εκατομμύρια έτη οι 2 μαύρες τρύπες θα συγχωνευτούν.

Αν βρισκόταν ο κόκκινος γίγαντας R Doradus στην θέση του ήλιου, θα έφτανε ως την τροχιά του Άρη! Στην επιφάνειά του δημιουργούνται τεράστιες κυψέλες, από υλικό που αναδύεται λόγω αστρικής συναγωγής. Στον ήλιο μας αυτές οι κυψέλες έχουν μέγεθος μερικές χιλιάδες χιλιόμετρα και δίνουν την εμφάνιση που ονομάζουμε κοκκίδωση . Σε αυτό το τεράστιο αστέρι οι κυψέλες είναι λιγότερες αλλά πιο μεγάλες από ολόκληρο τον ήλιο μας, με μέγεθος περίπου όση η απόσταση της Αφροδίτης από τον ήλιο! Ο R Doradus είναι ένα αστέρι με παρόμοια μάζα με τον ήλιο μας αλλά στην φάση του ερυθρού γίγαντα. Στην εικόνα φαίνεται η εξέλιξη της επιφάνειάς του.

Στο σύμπαν μπορούμε να διακρίνουμε τις ακτινοβολίες υποβάθρου σε διάφορα μήκη κύματος. Η πιο γνωστή είναι αυτή στα μικροκύματα. Ακτινοβολίες υποβάθρου παρατηρούμε επίσης στα ραδιοκύματα, στις ακτίνες Χ και στο ορατό φως. Μέχρι πριν από λίγα έτη υπήρχαν ενδείξεις ότι το υπόβαθρο στο οπτικό φως είναι πιο ισχυρό από ότι δικαιολογείται, δηλαδή την συνολική εκπομπή των γαλαξιών και μεμονωμένων αστεριών. Όμως οι μετρήσεις του New Horizon σε απόσταση 57 αστρονομικών μονάδων μας δείχνουν ότι το σύμπαν είναι αρκετά σκοτεινό, με υπόβαθρο ορατής ακτινοβολίας ανάλογο των παραπάνω πηγών εκπομπής. Τα διαστημικά τηλεσκόπια Hubble και James Webb δεν μπορούν να χρησιμοποιηθούν για την παραπάνω μελέτη. Η σκόνη στο ηλιακό μας σύστημα θα αλλοίωνε τα αποτελέσματα τους. Ανάλογες κάμερες για μια τέτοια μέτρηση (λήψεις από πολλές κατευθύνσεις μακριά από τον ήλιο ώστε να απεικονίζεται το υπόβαθρο) έχουν και τα Voyager αλλά εδώ και 30 χρόνια δεν λειτουργούν πια.

Ο εξωπλανήτης TIC241249530b εξελίσσεται σε <καυτό Δία>. Έτσι ονομάζεται ένας πλανήτης με μεγάλη μάζα και μεγάλη επιφανειακή θερμοκρασία, λόγω πολύ κοντινής τροχιάς γύρω από το αστέρι του. Στους 7300 πλανήτες που έχουμε ανακαλύψει σε άλλα αστέρια οι 500 είναι αυτής της κατηγορίας. Η θεωρία προβλέπει ότι δημιουργήθηκαν σε πιο εξωτερικές περιοχές των πρωτοπλανητικών δίσκων τους και μετανάστευσαν σε εσωτερικές τροχιές. Ο εξωπλανήτης που αναφερόμαστε έχει 1,2 φορές την μάζα του Δία και παρουσιάζει πολύ ελλειπτική τροχιά γύρω από το αστέρι του. Το περίαστρο της τροχιάς του είναι στο 1/10 της απόστασης του Ερμή από τον ήλιο και το μακρινότερο μέρος της τροχιάς του από το αστέρι του στην απόσταση της Γης από τον ήλιο. Η τροχιά του θα γίνεται όλο και πιο κυκλική στο μέλλον, λόγω των παλιρροιακών δυνάμεων. Τελικά θα αποκτήσει μια ελάχιστα ελλειπτική τροχιά στο σημερινό του περίαστρο.

Οι νάνοι γαλαξίες μπορεί να σχηματίσουν μικρά σμήνη. Ένα από αυτά βρίσκεται 117 εκατομμύρια έτη φωτός μακριά και αποτελείται από τους νάνους γαλαξίες D1-D5. Το σμήνος καταλαμβάνει 500.000 έτη φωτός και έχει συνολική μάζα 60 δις ηλιακές, περίπου το 1/4 της μάζας του δικού μας Γαλαξία. Οι 5 νάνοι γαλαξίες παρουσιάζουν αστρογέννεση, περιστρέφονται περίπου προς την ίδια κατεύθυνση και 2 από αυτούς αλληλοεπιδρούν βαρυτικά μεταξύ τους.

Γύρω από τον Γαλαξία μας υπάρχει μια σφαίρα καυτού αερίου με ακτίνα 700.000 έτη φωτός. Το αραιό αυτό αέριο έχει θερμοκρασία εκατομμύρια βαθμούς. Πρόκειται για αέριο που εκτοξεύτηκε από εκρήξεις; σουπερνόβα. Το περισσότερο μέρος του δεν έχει ταχύτητα διαφυγής από τον Γαλαξία μας, με αποτέλεσμα να ξαναπέσει στον Γαλαξία όταν ψυχθεί. Το καυτό αέριο εκπέμπει πολύ αμυδρά στις ακτίνες Χ και φασματοσκοπικά έχει επιβεβαιωθεί ο εμπλουτισμός του σε στοιχεία α, δηλαδή με ατομικό πυρήνα πολλαπλάσιο του στοιχείου Ήλιο. Αυτά τα χημικά στοιχεία, όπως τα Μαγνήσιο, Θείο, Νέον προέρχονται από το εσωτερικό των αστεριών μεγάλης μάζας και παραπέμπουν σε υλικό από εκρήξεις σουπερνόβα. Όταν στην γραμμή θέασης μας περνάει το φως ενός Κβάζαρ μέσα από το αέριο, τότε <βλέπουμε> και γραμμές απορρόφησης σε αυτό.

Γνωρίζει κανείς λεπτομέρειες για τις δράσεις διαστημικής σε σχολεία από την παραπάνω εταιρεία; Κάθε πληροφορία θα μου είναι πολύτιμη

Μία έρευνα των αστρονόμων έφερε στο φως ζευγάρια αστεριών όπου το ένα αστέρι έχει παρόμοια μάζα με τον ήλιο μας και το άλλο να είναι αστέρας νετρονίων. Κανονικά αυτά τα ζευγάρια θα έπρεπε να διασπαστούν κατά τις εκρήξεις σουπερνόβα που είχαν ως αποτέλεσμα την δημιουργία των αστέρων νετρονίων. Φαίνεται ότι ελάχιστα από αυτά τα ζευγάρια παραμένουν και μετά από αυτό το καταστροφικό γεγονός. Υπολογίζουμε ότι μόλις 1 αστέρι στα 1 εκατομμύρια έχει συνοδό αστέρα νετρονίων. Οι μεμονωμένοι αστέρες νετρονίων είναι πολύ αμυδροί για να τους εντοπίσουν οι αστρονόμοι. Μόνο αν πρόκειται για πάλσαρ μπορούμε να τους εντοπίσουμε, δηλαδή αστέρες νετρονίων που έχουν τους πίδακές τους ευθυγραμμισμένους με την Γη ώστε να λαμβάνουμε ραδιοκύματα και ακτίνες Χ από αυτούς. Με τα δεδομένα από το GAIA μπόρεσαν οι αστρονόμοι να ανακαλύψουν τέτοια ζευγάρια χάρη στην κίνηση των αστεριών κυρίας ακολουθίας γύρα από το κοινό κέντρο μάζας με τους συνοδούς τους αστέρες νετρονίων. Σε αυτά τα ζευγάρια η απόσταση ανάμεσα στα 2 αστέρια είναι αρκετά μεγάλη ώστε να μην συσσωρεύουν υλικό οι αστέρες νετρονίων από τους συνοδούς τους.

Το ζεύγος γαλαξιών Arp 142 σε απόσταση 326 εκατομμύρια έτη φωτός είναι πολύ γνωστό, επειδή μοιάζει με πιγκουίνο και το αυγό του. Πρόκειται για έναν σπειροειδή γαλαξία τελείως παραμορφωμένο υπό την βαρυτική επίδραση του συνοδού του ελλειπτικού γαλαξία. Η απόσταση ανάμεσα στους 2 γαλαξίες είναι μόλις 100.000 έτη φωτός (δηλαδή η διάμετρος του δικού μας Γαλαξία). Το <μάτι του πιγκουίνου> είναι το κέντρο του σπειροειδή γαλαξία. Σε αυτόν υπάρχει έντονη αστρογέννεση με ρυθμό 200 αστέρια το έτος. Ο ελλειπτικός γαλαξίας καταλαμβάνει πολύ μικρότερο χώρο, αλλά οι 2 γαλαξίες έχουν περίπου ίδια μάζα. Ο ελλειπτικός είναι αρκετά συμπαγής με λίγο αέριο και σκόνη, κα κυρίως παλαιά αστέρια, σχεδόν χωρίς αστρογέννεση. Η πιο ασθενής βαρυτική συνοχή του σπειροειδή γαλαξία προκάλεσε την έντονη παραμόρφωσή του, αντίθετα με τον ελλειπτικό που μόνο έγινε πιο οβάλ.

Όσο μεγάλα και σύγχρονα τηλεσκόπια και να φτιάξουμε, τίποτε δεν συγκρίνεται με την ανάλυση που μας προσφέρουν οι βαρυτικοί φακοί. Μελετώντας ένα βαρυτικό φακό (Cosmic Gems Arc) με το James Webb οι αστρονόμοι ανακάλυψαν 9 αστρικά σμήνη σε μακρινό γαλαξία. Το φως που απεικόνισαν έφυγε από εκεί όταν το σύμπαν είχε ηλικία 460 εκατομμύρια έτη. Φυσικά πρόκειται για νεαρά σφαιρωτά σμήνη που προέρχονται από γιγάντια μοριακά νεφελώματα, πολύ μεγαλύτερης μάζας από τα τυπικά νεφελώματα του Γαλαξία μας. Σε αυτά τα νεφελώματα η αστρογέννηση παρουσιάζει φρενήρη ρυθμό. Τα σμήνη αυτά είναι πολύ πυκνά. Σε χώρο όσο ανάμεσα στον ήλιο και τον εγγύτερο του Κενταύρου, το κοντινότερο αστέρι, υπάρχουν εκεί ένα εκατομμύριο αστέρια! Το μεγάλο πλήθος από αστέρια Wolf- Rayet (διπλά αστέρια μεγάλης μάζας) εκπέμπει ισχυρούς αστρικούς ανέμους στις υπεριώδεις ακτίνες. Οι συγχωνεύσεις αστρικών μαύρων τρυπών είναι συχνές σε τόσο πυκνό αστρικό περιβάλλον και πιθανόν να οδήγησαν στην δημιουργία μαύρων τρυπών ενδιάμεσης μάζας.

Μία κρίσιμη εποχή για την εξέλιξη του σύμπαντος ήταν αυτή του επαναιονισμού. 150 εκατομμύρια ως 1 δις έτη από την δημιουργία του σύμπαντος τα αστέρια και άλλες διεργασίες εκπομπής ιόνισαν αρκετά την ύλη (ουδέτερο Υδρογόνο) ώστε να μπορεί να διαδίδεται η ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία. Πριν από αυτήν την εποχή, το ουδέτερο Υδρογόνο εμπόδιζε το φως να κυκλοφορεί ανάμεσα στους γαλαξίες. Ενώ έχουν βρεθεί 300 Κβάζαρ από εκείνη την εποχή, για πρώτη φορά βρέθηκε ένα διπλό Κβάζαρ. Οι 2 γαλαξίες με τους ενεργούς πυρήνες βρίσκονται (εκείνη την εποχή, z=6.05) στην φάση της συγχώνευσης. Τέτοιες διαδικασίες επιτάχυναν τον επαναιονισμό του σύμπαντος, με την εκπομπή τεράστιων ποσοτήτων ενέργειας στον μεσογαλάξια χώρο.

Για πρώτη φορά παρατηρήθηκαν 2 αστέρια σε διπλό σύστημα στην περιοχή αστρογέννησης ρ Οφιούχου. Τα 2 νεαρά αστέρια ηλικίας 2-4 εκατομμυρίων ετών με την ονομασία WL20 βρίσκονται σε απόσταση 400 έτη φωτός. Οι δίσκοι προσαύξησης γύρω από το καθένα έχουν διάμετρο 100 αστρονομικές μονάδες. Οι δίσκοι και οι πίδακές τους έχουν παράλληλη διάταξη. Αρχικά παρατηρήθηκε το σύστημα με το διαστημικό τηλεσκόπιο James Webb και αργότερα επιβεβαιώθηκε με τα τηλεσκόπια μικροκυμάτων ALMA.

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.