ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

Το χρονικό διάστημα Απρίλιος 2017- Ιανουάριος 2018 αναμένουμε την παραλίγο διάβαση του πλανήτη beta Pictoris b μπροστά από το αστέρι του. Για 10 εκατομμυριοστά του δευτερολέπτου του τόξου δεν θα παρατηρήσουμε την διάβαση του πλανήτη, σύμφωνα με τους τελευταίους υπολογισμούς. Θα περάσουν όμως μπροστά από το αστέρι οι δακτύλιοι του αστεριού, αν υπάρχουν. Ο πλανήτης που περιφέρεται κάθε 21,6 έτη γύρω από το αστέρι του είναι αεριώδης γίγαντας (7 φορές την μάζα του Δία). Το αστέρι είναι νεαρό, μόλις μπήκε στην κ. ακολουθία, άρα έχει ακόμα γύρω του αέριο και σκόνη, όπως και ο πλανήτης, κάτι που έχουμε ήδη παρατηρήσει στο υπέρυθρο το 1983. Η ανακάλυψη δακτυλίων θα αποτελέσει μεγάλο στήριγμα στην θεωρία που υποστηρίζει ότι οι δορυφόροι των μεγάλων πλανητών δημιουργούνται σε τέτοιους δακτυλίους.

Είναι πολύ δύσκολο να υπάρχει ένας συνοδός του ηλίου και να μην τον έχουμε ανακαλύψει. Μιλάμε φυσικά για νάνο, ίσως και καφέ νάνο (πολύ αμυδρό). Και είναι σχεδόν απίθανο να μην τον δει το Gaia. Όσο ο ήλιος σε νεαρή ηλικία ανήκε σε ανοιχτό σμήνος είναι πιθανό να είχε έναν τέτοιον γείτονα. Στην διάρκεια του χρόνου όλο και κάποιο αστέρι (όπως τώρα ο proxima centauri) θα τον πλησιάσει σε απόσταση λίγων ετών φωτός. Οι ερευνητές ψάχνουν για αστέρι με όμοια χημική σύσταση με αυτή του ηλίου, μήπως έχουν κοινή προέλευση. Μετά από 4,5 δις έτη τα μεγάλα αδέλφια του ηλίου, αν υπήρχαν αρχικά, δεν ζούν πιά. Μετά από καμιά δεκαριά περιφορές που έκανε μέχρι σήμερα ο ήλιος γύρω από το κέντρο του Γαλαξία η γειτονιά του ηλίου έχει ανακατευτεί κατά πολύ, με αποτέλεσμα να βρίσκουμε ότι τα αστέρια της είναι τυχαία χωρίς σχέση μεταξύ τους (τυχαία αστέρια πεδίου).

Κύριε Μπαζιώτη, οι οδηγίες σας είναι πολύ κατατοπιστικές. Ποιές τοποθεσίες (που να υπάρχουν και στην Ελλάδα) θεωρείτε πιο πιθανές για την εύρεση μετεωρίτη? Για παράδειγμα, οι πάγοι της Ανταρκτικής και οι έρημοι προσφέρονται για τέτοια έρευνα, επειδή ξεχωρίζει σχετικα εύκολα ο μετεωρίτης. Αντίθετα, η πυκνή βλάστηση δεν βοηθάει. Υπάρχει κάποιο ιστορικό με τους μετεωρίτες που έχουν βρεθεί στην Ελλάδα?

Θανάση, το άστρο αναφέρεται ως ZAMS (zero age main sequence), δηλαδή μόλις μπήκε στην κ. ακολουθία. Στα τεράστια αστέρια έχουμε πυρήνα συναγωγής και όχι ακτινοβολίας. Το 90% που ανάφερα είναι για αστέρια με αρχική μάζα πάνω από 100 ηλιακές και όχι για το παραπάνω αστέρι. Η φάση WR ή WN ουσιαστικά έρχεται προς το τέλος της κ. ακολουθίας (είναι σαν να φεύγει το αστέρι από αυτήν και να ξαναμπαίνει με καύση ηλίου στον πυρήνα). Συνήθως υπάρχει συνοδός που επηρεάζει την αστρική εξέλιξη. Η περιστροφή τους και η μεταλλικότητα επηρεάζουν τον ισχυρό αστρικό άνεμο, που καθορίζει την εξέλιξη του αστεριού (μέσω της πολύ σημαντικής απώλειας μάζας). Αυτό που αναφέρεται στο άρθρο που διάβασα είναι ότι οι εξάρσεις της λαμπρότητας οφείλονται σε <ηχώ> από την αύξηση της ροής ύλης στο αστέρι από τον δίσκο.

Πολύ ωραία σχήματα Θανάση. Αυτά τα αστέρια- <τέρατα> αρχίζουν την θερμοπυρηνική σύντηξη πολύ νωρίς, πριν ολοκληρωθεί η κατάρρευση του δίσκου τους. Αναπτύσσουν γρήγορα την απαραίτητη θερμοκρασία και πίεση στον πυρήνα. Ο πυρήνας τους μπορεί να καταλάβει μέχρι και το 90% του αστεριού! Οι διακυμάνσεις που παρατηρήθηκαν συνδέονται με αύξηση της ροής της ύλης που πέφτει στο συγκεκριμένο νεαρό αστέρι από τον δίσκο συσσώρευσης. Αυτό που βλέπουμε εμείς είναι η ηχώ του φωτός στην περιαστρική ύλη, δεν παρατηρούμε άμεσα το αστέρι.

Το νεαρό αστέρι S255IR-NIRS3 έχει μάζα 20 φορές αυτήν του ηλίου και βρίσκεται σε απόσταση 550 ετών φωτός. Έχει έναν δίσκο προσαύξησης και η σκόνη γύρω του το κάνει αόρατο στο ορατό φάσμα (εξάλειψη φωτός κατά 40 mag!). Στα ραδιοκύματα και στο υπέρυθρο παρατηρήσαμε μια έξαρση της λαμπρότητας κατά 5 mag. Πρόκειται για ένα επεισόδιο απότομης απορρόφησης μάζας από τον δίσκο, 2 φορές την μάζα του Δία. Κατά αυτήν την διαδικασία η ύλη στον δίσκο θερμαίνεται πολύ με αποτέλεσμα την αύξηση της λαμπρότητας. Το παραπάνω αστέρι ανήκει στην κατηγορία μεταβλητών μακράς διάρκειας FU Orionis. Η έξαρση μας βοήθησε να αναγνωρίσουμε φασματικές γραμμές (Br, Na, CO) που δεν ανιχνεύαμε στην φάση ηρεμίας του αστεριού. Κατά την έξαρση η λαμπρότητα του άστρου στο υπέρυθρο έφτασε τις 150000 ηλιακές. Τα αστέρια με τόση μεγάλη μάζα έχουν σε όλη την (σύντομη) ζωή τους ένα κουκούλι από αέριο και σκόνη, από το αρχικό νεφέλωμα και από την απώλεια μάζας μέσω του ισχυρότατου αστρικού ανέμου τους.

Η πηγή ακτίνων γ FBR (fast radio burst) 121102, διάρκειας 2 ms, προέρχεται από έναν νάνο γαλαξία που ήταν σε απόσταση 3 δις έτη φωτός κατά την παραπάνω έκρηξη. Η μικρή διάρκεια μας δείχνει ότι η πηγή έχει έκταση μόλις 600 χιλιόμετρα. Είναι ασύμμετρη προς το κέντρο του γαλαξία στον οποίο εκδηλώθηκε. Η μικρή διάρκεια, η μικρή μάζα του γαλαξία, αλλά και η μικρή ένταση της έκρηξης συνολικά στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα αποκλείουν ως πηγή ένα ενεργό γαλαξιακό κέντρο (AGN). Μάλλον πρόκειται για μαγνεταρ (παλσαρ με πολύ ισχυρό μαγνητικό πεδίο).

Ο καφέ νάνος είναι κάτι ανάμεσα σε μεγάλο πλανήτη και μικρό αστέρι. Δεν έχει αρκετή μάζα (0,08 φορές την μάζα του ηλίου, αν θυμάμαι καλά) ώστε να μεταστοιχειώσει υδρογόνο σε ήλιο (δεν έχει αρκετή πίεση και θερμοκρασία στον πυρήνα), αλλά το μεταστοιχειώνει σε δευτέριο. Αυτή η θερμοπυρηνική σύντηξη αρκεί να το ισορροπήσει (να μην καταρρεύσει από την βαρύτητά του), αλλά η επιφανειακή θερμοκρασία του είναι πολύ μικρή, περίπου σαν της Αφροδίτης! Έτσι είναι πολύ αμυδρό σώμα στο ορατό φάσμα. Υπάρχει η εκτίμηση ότι ο γαλαξίας μας είναι γεμάτος καφέ και κόκκινους νάνους, αλλά δεν τους βλέπουμε, γιατί είναι πολύ αμυδροί.

Το νεαρό ανοιχτό σμήνος Westerlund 1 στον νότιο αστερισμό Altar είναι πολύ αμυδρό στο ορατό φως. Το κρύβουν τα νέφη μεσοαστρικής σκόνης που ακόμα δεν έχουν σκορπίσει από τους αστρικούς ανέμους του σμήνος. Στο υπέρυθρο όμως είναι εντυπωσιακό, με πολλά μεγάλης μάζας και καυτά αστέρια τύπου O, B. Μόνο και η ύπαρξή τους δείχνει το νεαρό του σμήνος, μιας και <ζούνε> μόλις μερικά εκατομμύρια έτη. Έτσι εκτιμούμε την ηλικία του σμήνος στα 4 εκατομμύρια έτη. Μερικά από τα τεράστια αστέρια έχουν ήδη εξελιχθεί σε ερυθρούς υπεργίγαντες. Το Wd1-26 έχει 300000 φορές την λαμπρότητα και 1500 φορές την ακτίνα του ηλίου μας! Στο ηλιακό μας σύστημα, αν ήταν στην θέση του ήλιου, θα έφταναν μέχρι την τροχιά του Δία. Αυτό το σμήνος θα μας δώσει (στα επόμενα εκατοντάδες χιλιάδες έτη) πολλές εκρήξεις σουπερνόβα. Αυτές θα σκορπίσουν οριστικά τα υπολείμματα από το αρχικό νεφέλωμα.

Το σύστημα SDSS1557 αποτελείται από έναν λευκό νάνο και έναν καφέ νάνο, και απέχει 1000 έτη φωτός από τον ήλιο. Ο καφέ νάνος περιφέρεται κάθε 2,3 ώρες τον λευκό νάνο, που κάποτε θα τον απορροφήσει. Τώρα φαίνεται ο λευκός νάνος να καταπίνει.. αστεροειδείς του καφέ νάνου, σαν ορεκτικό! Αυτό το συμπέρασμα προέρχεται από την υπέρβαση ακτινοβολίας στο υπέρυθρο, που χαρακτηρίζει την ύπαρξη μεγάλης ποσότητας σκόνης. Κάτι ανάλογο έχουμε παρατηρήσει και σε άλλους λευκούς νάνους, αλλά χωρίς συνοδό, που σημαίνει ότι εκεί η σκόνη προέρχεται από τα απομεινάρια του πλανητικού συστήματος του λευκού νάνου. Η φασματοσκοπική ανάλυση έδειξε την ύπαρξη κοινού δακτυλίου γύρω από τον λευκό και τον καφέ νάνο, που τροφοδοτεί τον λευκό νάνο με σκόνη και μεγαλύτερα σώματα, όπως αστεροειδείς. Πηγή Nature astronomy 1, 0032, 2017

Απλά να πούμε ότι όλα τα αστέρια μεταβάλλουν την λαμπρότητά τους, άλλα περισσότερο και άλλα λιγότερο, και στην εξέλιξή τους στην κυρία ακολουθία (για αυτό η κυρία ακολουθία είναι μια ζώνη με μικρό πλάτος και όχι μια γραμμή). Η AAVSO ανακοινώνει ότι δεν βλέπουμε έξαρση στο υπέρυθρο, άρα δεν πρόκειται για νεαρό αστέρι με πρωτοπλανητικό δίσκο. Δεν ξέρω αν έχουν γίνει μετρήσεις στα μικροκύματα, ιδίως με το ALMA. ϊσως να υπάρχει συνοδός με ατμόσφαιρα. Ϊσως να πρόκειται για ζώνη αστεροειδών, όπως διάβασα σε ένα σχετικό paper. Μπορεί η ισορροπία του πλανητικού συστήματος να διαταράσσεται από κάποιο συνοδό με ελλειπτική τροχιά.

Θανάση συγχαρητήρια! ΤΟ θέμα για το συνέδριό μας στην Κέρκυρα!

Χτες απολαύσαμε την παραπάνω απόκρυψη γύρω στις 21΄30. Το λαμπρό αστέρι χάθηκε στιγμιαία πίσω από την σελήνη. Αυτό μας βοήθησε να δούμε με τα μάτια μας ότι η σελήνη δεν έχει ατμόσφαιρα! Διαφορετικά θα βλέπαμε μια <σταγονοποίηση> του Aldebaran, ανάλογη με αυτήν στην διάβαση της Αφροδίτης μπροστά από τον ήλιο?

Το ονομάζει nothern cross, βόρειος σταυρός!

Τα αυτόματα προγράμματα ανίχνευσης σουπερνόβα σημειώνουν κάθε εβδομάδα μια τουλάχιστον τέτοια έκρηξη. Αλλά η σουπερνόβα SN 2013fs που καταγράφηκε στις 6 Οκτωβρίου 2013 στον γαλαξία NGC 7610 στον Πήγασο ανακαλύφτηκε μόλις 3 ώρες μετά την έκρηξη. Είναι η πιο γρήγορη ανακάλυψη σουπερνόβα μετά την έκρηξη. Πρόκειται για κατάρρευση μεγάλης μάζας άστρου, σουπερνόβα τύπου ΙΙ. Το σημαντικό είναι ότι οι χαρακτηριστικές γραμμές εκπομπής μας δείχνουν την ύπαρξη κελύφους σκόνης και αερίου γύρω από το αστέρι που πρέπει να εκτοξεύτηκε από αυτό λίγο πριν τον θάνατό του. Το πάχος του κελύφους ήταν 20 λεπτά φωτός. Επιβεβαιώνεται η θεωρία ότι οι κόκκινοι υπεργίγαντες, όπως το αστέρι που έδωσε την παραπάνω σουπερνόβα, εκτοξεύουν ύλη από 10 χρόνια πριν την κατάρρευσή τους, λόγω παλμών που αναπτύσσουν μέσω της θερμοπυρηνικής σύντηξης όλο και βαρύτερων στοιχείων. Έτσι έχουν σημαντική απώλεια μάζας πριν τον θάνατό τους. Το κρουστικό κύμα από την έκρηξη προσκρούει στο κέλυφος, με αποτέλεσμα την ενίσχυση της παραγωγής Νικελίου 56, που διασπάται γρήγορα. Αυτή η διάσπαση δίνει ουσιαστικά την λάμψη στην σουπερνόβα. Ακόμα, λόγω της παραπάνω πρόσκρουσης το κέλυφος θερμαίνεται και ιονίζεται για μικρό χρονικό διάστημα, με αποτέλεσμα να εκπέμψει χαρακτηριστική ακτινοβολία, που μας παρέχει πληροφορίες για τις ιδιότητές του.

Εδώ και πολλά χρόνια οι αστρονόμοι είχαν ενδείξεις για την ύπαρξη γέφυρας από αστέρια ανάμεσα στους 2 δορυφόρους γαλαξίες μας, τα νέφη του Μαγγελάνου. Χάρη στα δεδομένα του GAIA οι επιστήμονες απομόνωσαν τα μεταβλητά αστέρια RR Lyrae (παρόμοια με τους Κηφείδες) σε αυτήν την γέφυρα από αστέρια. Η λαμπρότητα των RR Lyrae μας επιτρέπει να υπολογίσουμε την απόστασή τους. Τα νέφη του Μαγγελάνου βρίσκονται στην πρώτη προσέγγιση στον Γαλαξία μας, στην διαδικασία συγχώνευσής τους. Μέχρι τώρα είχε μελετηθεί μόνο το αέριο και τα νεαρά αστέρια της γέφυρας. Οι νέες πληροφορίες θα μας επιτρέψουν τον καλύτερο υπολογισμό της τροχιάς των 2 δορυφόρων γαλαξιών. Η ηλικία της γέφυρας εκτιμάται στα 200 εκ. έτη. Τότε το μεγάλο Μαγγελανικό νέφος αποσπούσε ύλη και αστέρια από το μικρό. Πηγή Vasily Belokurov, Cambridge

Το πρόγραμμα BRITE-Constellation αποτελείται από 5 μίνι δορυφόρους. Είναι κύβοι με πλευρές 20 εκατοστών και βάρους 50 κιλών. Χαρακτηρηστικά ειπώθηκε ότι είναι οι πρώτοι δορυφόροι που ζυγίζουν λιγότερο από τον εφευρέτη τους! Οι κάμερές τους έχουν άνοιγμα μόλις 3 εκατοστά. Επήσεις μετράνε τα μαγνητικά πεδία των αστεριών. Ο σκοπός τους είναι η μελέτη των πολύ λαμπρών αστεριών, που τυφλώνουν τα μεγάλα τηλεσκόπια. Τα πρώτα αποτελέσματα του προγράμματος έδειξαν τα εξής. 1) Μέτρησε τους παλμούς του α Chircini, ένα αστέρι με πολύ ισχυρό μαγνητικό πεδίο. 2) Ανάλυσε τις ιδιότητες του β Κενταύρου (μάζα, λαπρότητα, επιφανειακή θερμοκρασία) , ένα διπλό σύστημα αστεριών 12 και 10,2 ηλιακών μαζών. 3) Μελέτησε τα η και μ Κενταύρου, 2 ανεξάρτητα αστέρια τύπου Be, που σημαίνει ότι παρουσιάζουν εκπομπή από έναν περιαστρικό δίσκο αερίων. Υποψήφια αστέρια για μελέτη από τον στόλο μίνι τηλεσκοπίων είναι το ζ Puppis, ο λαμπρότερος αστέρας τύπου O στον ουρανό, οι εξελιγμένοι αστέρες μεγάλης μάζας Ντένεμπ και π Κύκνου, οι παλμικοί μεταβλητοί Β Κηφείδες, αλλά και η ανακάλυψη δακτυλιδιών εξωπλανητών όπως ο β Pictoris b, που θα αποτελέσουν έμμεση απόδειξη ύπαρξης δορυφόρων σε κατοικίσημη ζώνη. Για το παραπάνω πρόγραμμα σίγουρα δεν μετράει το μέγεθος!

Η γενική ισχύ της IMF (Initial mass function, συνιστώσα αρχικής μάζας,δηλαδή πόσα μεγάλα και πόσα μικρά αστέρια δημιουργούνται) είναι ένα από τα μυστήρια του σύμπαντος. Να σημειώσουμε ότι τα περισσότερα αστέρια που δημιουργούνται είναι κόκκινοι νάνοι. Μια ομάδα αστρονόμων εφαρμόζει τα φράκταλ στην θεωρία της κατάτμησης των νεφελωμάτων. Τμήματα των νεφελωμάτων καταρρέουν λόγω της βαρύτητας και δημιουργούν τους πρωτοαστέρες. Η ταραχώδης φύση των νεφελωμάτων ταιριάζει στα φράκταλ. Το αποτέλεσμα της μελέτης έδειξε ότι τα λίγο μεγαλύτερα τμήματα (που έχουν και μεγαλύτερη βαρύτητα) συσσωρεύουν πολύ πιο αποτελεσματικά ύλη από τα τμήματα με μικρότερη αρχική μάζα. Έτσι μόνο λίγα συμπυκνώματα μεγαλώνουν αρκετά ώστε να δημιουργηθούν μεγάλα αστέρια. Για αυτό ακόμα και στα τεράστια μοριακά νέφη (GMC) επικρατούν τα μικρότερα αστέρια. Το φαινόμενο ονομάζεται preferential attachment. Η συνιστώσα της αρχικής μάζας από την μελέτη συμφωνεί καλά με αυτήν που παρατηρούμε στον ουρανό. Πηγή Klishin,Chilingarian, explaining the stellar initial mass function with the theory of spatial networks

Η ASASSN 15Ih με ερυθρολίσθηση z= 0,233, που αντιστοιχεί σε 3,8 δις έτη φωτός απόσταση, θεωρήθηκε η λαμπρότερη ως τώρα σουπερνόβα, 200 φορές λαμπρότερη από τις SNIa. Η μεγάλη της λαμπρότητα ξεπερνούσε τα όρια της θεωρίας ακόμα και για τις υπέρλαμπρες υπερνόβα. Αυτές είναι σουπερνόβα που δημιουργούν αστέρια νετρονίων με πολύ ισχυρό μαγνητικό πεδίο, τα μάγνεταρ. Το μαγνητικό πεδίο ενισχύει την έκρηξη με αποτέλεσμα αυξημένη λαμπρότητα (η λαμπρότητα προέρχεται από την διάσπαση του ραδιενεργού Ni56). Η καμπύλη φωτός της ASASSN 15Ih έχει και μια κορύφωση μετά από 130 ημέρες, που μπορεί να συμβεί αν το υλικό της έκρηξης συγκρουστεί με πυκνή μεσοαστρική περιοχή ή με αέρια που εκτίναξε το αστέρι πριν πεθάνει. Κάτι τέτοιο αφήνει φασματικές υπογραφές (έντονες γραμμές εκπομής) που δεν υπάρχουν σε αυτήν την περίπτωση. Ακόμα, ο γαλαξίας που φιλοξενεί το αντικείμενο δεν παρουσιάζει δραστηριότητα. Η λύση που προτείνεται είναι η διάλυση ενός αστεριού από την κεντρική μαύρη τρύπα του γαλαξία. Το μέγεθός της (100 εκατομμύρια ηλιακές μάζες) αποτελεί πρόβλημα, αφού μια τόσο μεγάλη μαύρη τρύπα θα κατάπινε το αστέρι πριν διαλυθεί από τις παλλοιροικές δυνάμεις, άρα η έκρηξη θα γινόταν μέσα στον ορίζοντα γεγονότων. Αν όμως η μαύρη τρύπα είναι περιστρεφόμενη, τύπου Kerr, ο ορίζοντας γεγονότων συμπιέζεται λόγω της περιστροφής, με αποτέλεσμα ο διαμελισμός να συμβεί έξω από αυτόν, και να διαφύγει η ακτινοβολία προς εμάς από πίδακες στους πόλους του δίσκου συσσώρευσης. Πηγή Leloudas, G et all.

Είναι γνωστό ότ οι εκρήξεις σουπερνόβα Ια (από λευκό νάνο) αποτελούν τους βασικούς προμηθευτές σιδήρου για την μεσοαστρική ύλη. Οι εκρήξεις σουπερνόβα από κατάρευση μεγάλων αστεριών, τύπου ΙΙ, δεσμεύουν το σίδηρο και τα στοιχεία της ομάδας του στην εσωτερική περιοχή των αστεριών που θα καταρερεύσει σε αστέρα νετρονίων ή μαύρη τρύπα. Στις σ. νόβα Ια διαλύεται όλο το αστέρι, με αποτέλεσμα να απελευθερώνεται η μεγάλη ποσότητα σιδήρου που είχε στον πυρήνα του. Το πρόβλημα είναι ότι δεν ανιχνεύονται ανάλογες ποσότητες σιδήρου στα νεφελώματα από τέτοιες εκρήξεις. Μια πιθανή λύση είναι ο σίδηρος να δεσμεύεται σε κόκκους σκόνης πυριτίου και άνθρακα και να μην υπάρχει πια στο αέριο των υπολειμμάτων των σουπερνόβα. Πειράματα σε συνθήκες μη βαρύτητας έδειξαν ότι δεν σχηματίζονται κόκκοι από ατόφιο σίδηρο. Πηγή JAXA

Μία διαφορά σε ζευγάρι μαύρης τρύπας με λευκό νάνο ή με αστέρα νετρονίων είναι ότι στην πρώτη περίπτωση πιθανώς να πρόκειται για αντικείμενα που δεν εξελίχθηκαν μαζί (δεν δημιουργήθηκαν μαζί από το ίδιο νεφέλωμα). Η εξέλιξη ενός αστεριού σε λ. νάνο διαρκεί πολύ περισσότερο από την εξέλιξη ενός μεγάλου αστεριού σε μ. τρύπα. Αν είχαν δημιουργηθεί μαζί, μάλλον το αστέρι δεν θα μπορούσε να γίνει λ. νάνος, αφού στην φάση του ερυθρού γίγαντα η μαύρη τρύπα (που θα υπήρχε ήδη) θα του αφαιρούσε πολύ ύλη. Αντίθετα, η διαφορά αρχικής μάζας, άρα και ο χρόνος εξέλιξης 2 αστεριών σε μαύρη τρύπα και αστέρα νετρονίων αντίστοιχα, δεν διαφέρει πολύ. Από την τροχιά του αντικειμένου γύρω από την μ. τρύπα θα μπορέσουν οι αστρονόμοι να εκτιμήσουν τις μάζες των 2 αντικειμένων, άρα και αν πρόκειται για λ. νάνο ή μ. τρύπα.

Όπως οι δακτύλιοι στους κορμούς των δέντρων, στη γαλαξιακή άλω τα αστέρια στην εσωτερική άλω είναι γενικά γηραιότερα από αυτά της εξωτερικής άλως. Η άλως μέχρι τα 50000 έτη φωτός ακτίνα (περίπου διπλάσια απόσταση από αυτήν του ηλίου με το κέντρο του Γαλαξία) παρατηρούμε παλαιότερα αστέρι, ενώ στην υπόλοιπη εξωτερική άλω όλο και πιο νεαρά. Αυτό ενισχύει την θεωρία του από μέσα προς τα έξω (inside- out galaxy formation) χτησίματος του Γαλαξία. Να σημειώσουμε ότι στην γενικά αραιή άλω υπάρχουν περιοχές που είναι αρκετά πυκνές από αστέρια, απομεινάρια συγχώνευσης νάνων γαλαξιώ από τον δικό μας. Αυτά σχηματίζουν ροές (streams) που είναι διακριτές στην άλω. Οι μπλε αστέρες ηλίου του οριζόντιου κλάδου BHB με την μεγάλη τους λαμπρότητα αποτέλεσαν τους ιδανικούς ανιχνευτές για την παραπάνω μελέτη. Αυτά τα αστέρια έχουν περάσει την φάση του ερυθρού γίγαντα και καίνε ήλιο στους πυρήνες τους. Είναι φασματικού τύπου Ο-Β3 (μεγάλη λαμπρότητα) και παρουσιάζουν καλή σχέση ηλικίας- χρώματος. Πηγή Carollo The age of structure of the Milky Ways halo

Η μαύρη τρύπα στο κέντρο του Γαλαξία μοιάζει με επιταχυντή σωματιδίων. Το τηλεσκόπιο ακτινοβολίας Cherenkov (δευτερεύδουσα ακτινοβολία από την σύγκρουση ακτίνων γ με την ατμόσφαιρα) HESS στην Ναμίμπια εντοπίζει εδω και μερικά χρόνια ακτινοβολία από το κέντρο του γαλαξία μας. Η κοσμική ακτινοβολία παράγει ακτίνες γ όταν συγκρουστεί με μεσοαστρικό νέφος. Ενώ η κοσμική ακτινοβολία διαχέεται από το μαγνητικό πεδίο της Γης, κάνοντας αδύνατη την ανίχνευση της πηγής της, οι ακτίνες γ δεν έχουν τόση διάχυση (δεν επηρεάζονται από το μαγνητικο πεδίο αλλά αλληλεπιδρούν με την ατμόσφαιρα), και ας φτάνει στην Γη ουσιαστικά ακτινοβολία 3ης γενιάς (η κοσμική μετατράπηκε σε γ και η γ σε ορατό φως). Η περιοχή της εκπομπής έχει μέγεθος 500 ετών φωτός. Το τηλεσκόπιο παρατήρησε την περιοχή από το 2004 ως το 2013 για συνολικά 200 ώρες. Η ένταση και διάρκεια της ακτινοβολίας δεν μπορεί να εξηγηθεί με εκρήξεις σουπερνόβα, που επίσης παράγουν κοσμική ακτινοβολία και ακτίνες γ, και υπολογίζουμε να είναι συχνές σε αυτήν την πολύ πυκνή από αστέρια περιοχή. Υπολογίζουμε ότι ένα μεγάλο μέρος της συνολικής κοσμικής ακτινοβολίας με ορισμένη ενέργεια (μέχρι 1 peta- electronvolt) προέρχεται απο την κεντρική μαύρη τρύπα. Η κοσμική ακτινοβολία μεγαλύτερης ενέργειας έχει εξωγαλαξιακή προέλευση. Πηγή HESS Collaboration, Nature 531.

Συνήθως οι μεγάλης μάζας (ελλειπτικοί) γαλαξίες αποτελούν αποτέλεσμα μεγάλων γαλαξιακών συγχωνεύσεων. Ο γαλαξίας <ιστός της αράχνης> MRC 1138-262 στην Υδρα φαίνετια να δημιουργείται από την άμεση συσσώρευση μεσογαλαξιακού αερίου. Έχει αραιή δυκτιωτή δομή και παρουσιάζει ερυθρολίσθηση z= 2,16, που αναλογεί σε ηλικία πάνω από 10 δις έτη. Η ανακάλυψη μονοξειδίου του άνθρακα, που αποτελεί δείκτη του δύσκολα να ανιχνευτεί υδρογόνου,μας αποκάλυψε ότι έχει διάμετρο 650000 έτη φωτός (6 φορές αυτήν του Γαλαξία μας) και μάζα 100 δις ηλιακές. Στο υπεριώδες βλέπουμε ότι υπάρχει έντονη αστρογέννηση, εκατοντάδες αστέρια σε ένα έτος. Είναι δύσκολο να γνωρίζουμε αν πρόκειται μόνο για άμεση συσσώρευση αερίου ή και συσσώρευση ύλης από νάνους γαλαξίες , αλλά η θέση του στο εσωτερικό ενός μεγάλου σμήνος δημιουργίας γαλαξιών (πρωτογαλαξίες) του δίνει τη δυνατότητα συσσώρευσης μεσοαγαλαξιακού αερίου. Ϊσως δημιουργηθεί κατευθείαν ένας ελλειπτικός γαλαξίας, χωρίς να περάσει το στάδιο του σπειροειδή. Πηγη Emonts, B.H.C

Αυτά τα αστέρια θεωρούνται ότι είναι λίγο πριν εκραγούν ως υπερ λαμπρές σουπερνόβα (SLSN, superluminous supernova) τύπου II. Ο πολύ ισχυρός αστρικός άνεμος δημιουργεί ένα κέλυφος γύρω από το αστέρι. Αυτό οτ κέλυφος θα <φρενάρει> την σουπερνόβα, με αποτέλεσμα να λάμψει (μετατροπή της κινητικής ενέργειας σε θερμική) με πάνω από -20 mag.