ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

Ξέρω ότι στο Linz υπάρχει συνοικία με τους δρόμους να έχουν αστρονομικές ονομασίες. Υπάρχει ένα ιδιωτικό αστεροσκοπείο για το κοινό http://www.pacheiner.at/sternwarte.html. Κάτι άλλο δεν θυμάμαι τώρα.

Τα σφαιρωτά θεωρούνται πυρήνες νάνων γαλαξιών, λόγω της μεγάλη πυκνότητάς τους σε αστέρια. Το στρογγυλό σχήμα προδίδει μαζική δημιουγρία αστεριών (δεν παρατηρούμε δίσκους στα ασφαιρωτά, ούτε διαθέσμο μεσοαστρικό αέριο για την δημιουργία νέων αστεριών). Έχουμε ανακαλύψει σφαιρωτά νεαρής και ενδιάμεσης (4-5 δις ετών) ηλικίας σε άλλους γαλαξίες, άρα η δημιουργία τους είναι συνεχής. Όταν υπάρχει μεγάλη δραστηριότητα αστρογέννησης (όπως σε περίπτωση σύγκουσης γαλαξιών) δημιουγρούνται οι συνθήκες σχηματισμού σφαιρωτού σμήνος. Ο Γαλαξίας μας δεν βίωσε μεγάλη συγχώνευση τα τελευταία 10 δις έτη, άρα τα σφαιρωτά σμήνη του (που βρίσκονται κυρίως στην άλω) είναι μεγάλης ηλικίας.

Οι δορυφόροι υποβάθρου μικροκυματικής ακτινοβολίας WMAP και Planck μέτρησαν την διαστολή του σύμπαντος σε 68 χιλόμετρα/ δευτερόλεπτο ανά Μεγαπάρσεκ. Οι μετρήσεις από τις σουπερνόβα Ia ανεβάζουν όμως το παραπάνω νούμερο στα 73 χιλιόμετρα. Μια τρίτη μέθοδος αποτελεί η χρήση βαρυτικών φακών. Το φως από τον μακρινό γαλαξία που προβάλλεται φτάνει σε 2 δόσεις, ανάλογα την διαδρομή του (επειδή η ευθυγράμμιση δεν είναι τέλεια, περνώντας, ας πούμε, από την μία πλευρά του φακού- γαλαξία ή σμήνους προς τα εμάς έχει μικρότερη διαδρομή από το αν περάσει από την άλλη πλευρά). Αν ο γαλαξίας που προβάλλεται είναι Κβαζαρ παρουσιάζει μεταβολές λαμπρότητας. Τότε η ίδια μεταβολή λαμπρότητας φτάνει σε εμάς 2 φορές με κάποια χρονική διαφορά. Από ατό το φαινόμενο μπορούμε να συμπεράνουμε την απόσταση του Κβάζαρ και να την συγκρίνουμε με τη ερυθρολίσθηση. Προκύπτει η τιμή 72 km/s/Mpc, που συμφωνεί με την μέτρηση αποστάσεων μέσω σουμερνόβα Ia. Μια πιθανή λύση είναι η σκοτεινή ενέργεια να είναι μεταβαλλόμενη. Όμως ακόμα είναι νωρίς για τελικά συμπεράσματα. Shery Suyu Max Planck Institut fur astrophysik, Garching

Τα ανοιχτά σμήν αποτελούν πολύ σημαντικά πεδία της μελέτης των αστεριών. Μας πληροφορούνε για τα διαφορετικά στάδια της αστρικής εξέλιξης από τα πρώτα στάδια της γέννησης των αστεριών. Όμως το γεγονός ότι γύρω από τα νοεγέννητα αστέρια υπάρχει πολύ σκόνη δεν μας επιτρέπει την άμεση μελέτη τους.Ένα ζητούμενο αποτελούσε μέχρι τώρα η μεταφορά στροφορμής απ΄το νεφέλωμα στα νερά αστέρια. Με την βοήθεια της αστροσεισμολογίας (οι ταλαντώσεις στο εσωτερικό ενός αστεριού προξενούνε ανάλογες διακυμάνσεις της θερμοκρασίας, άρα και της παρατηρήσιμης από εμάς λαμπρότητας στην αστρική επιφάνεια) βρέθηκε ότι σε ένα αξιόλογο δείγμα ερυθρών γιγάντων (25 στο ανοιχτό σμήνος NGC 6791 και 23 στο NGC 6819) διατηρήθηκε παρόμοιας κατεύθυνσης άξονας περιστροφής, κάτι που αποτελεί απόδειξη της μεταφοράς στροφορμής από το αρχικό νεφέλωμα. Να σημειώσουμε ότι τα παραπάνω ανοιχτά σμήνη είναι σχετικά απομονωμένα και δεν βρίσκονται στο γαλαξιακό επίπεδο. Έτσι μένουν προστατευμένα από τις γαλαξιακές παλλιροικές δυνάμεις και άλλες βαρυτικές διαταραχές που θα μπορούσαν να επηρεάσουν τους άξονες περιστροφής τους. Enrico Corsaro, Instituto Nationale de Astrofisica, Roma

Σωστή παρατήρηση, αν και γενικά λέμε αστέρια τα σώματα που είναι μεγαλύτερα από πλανήτες και ας μην μεταστοιχειώνουν στοιχεία στον πυρήνα τους, π.χ. αστέρια νετρονίων.

Στην επιφάνεια του ερ. γίγαντα R Sculptoris απεικονίζονται στις παρατηρήσεις με την συστοιχία τηλεσκοπίων μικροκυμάτων ALMA σκοτεινές, δηλαδή πιο ψυχρές περιοχές. Η έκτασή τους δεν δικαιολογείται από δραστηριότητα της φωτόσφαιρας (κυλίδες). Το συμπέρασμα είναι ότι πρόκειται για συμπυκνώματα σκόνης στο περιαστρικό κουκούλι. Αυτό αναπτύσσεται λόγω μεγάλης απώλειας μάζας από το αστέρι στην φάση του ερ. γίγαντα στον ασυμπτώτικό κλάδο. Μπορούμε να το χαρακτηρίσουμε το αρχικό πλανητικό νεφέλωμα.

Μια μελέτη του πανεπιστημίου της Λισσαβόνας έδειξε ότι οι καφέ νάνοι (αστέρια τόσο μικρά που δεν μπορούν να μεταστοιχειώσουν το υδρογόνο σε ήλιο) στον Γαλαξία μας πρέπει να έχουν πληθυσμό της τάξης των 100 δις. Η μελέτη αυτή στο υπέρυθρο έδειξε ότι αναλογεί ένας καφέ νάνος για κάθε 3 αστέρια του Γαλαξία. Ο Γαλαξίας μας κυριαρχείται από κόκκινους νάνους, 200 για κάθε αστέρι σαν τον ήλιο μας.

Βασίλη πολύ ωραίο, για να θυμόμαστε την κορυφαία έκλειψη που παρακολουθήσαμε. Εισαι ακόμα εκεί ή γύρισες? Τελικά δεν ξανασυναντηθήκαμε, ελπίζω να μην χρειάστηκες και άλλο αυτοκίνητο.

Για πρώτη φορά μετρήθηκε η ισχύς ενος βαρυτικού φακού, δηλαδή το πόσο πιο λαμπρό εμφανίζει ένα μακρινό αντικείμενο. Η σουπερνόβα iPTF2016geu, τύπου Ia (που σημαίνει ότι έχει σταθερή απόλυτη λαμπρότητα -19,2 mag) εμφανίστηκε 52 φορές πιο λαμπρή από ότι έπρεπε (4,8 mag λαμπρότερη). Η απόστασ η που είχε όταν μας έστειλε το φως που βλέπουμε σήμερα μετρήθηκε από την ερυθρολίσθηση στα 5,3 δις έτη φωτός. Γνωρίζοντας την απόλυτη λαμπρότητα (αν ήταν άλλου είδους σουπερνόβα δεν θα ίσχυε αυτό) έπρεπε να εμφανίζεται πιο αμυδρή κατά 52 φορές. Ο παραπάνω βαρυτικός φακός μας βοηθάει να βελτιώσουμε τα σχετικά με τους βαρυτικούς φακούς μοντέλα. Η σουπερνόβα απεικονίζεται τετραπλή με μικρές διακυμάνσεις λαμπρότητας των 4 ειδώλων, δηλαδή πρόκειται για σχεδόν τέλειο σταυρό του Αινστάιν.

Μερικά από τα Κβάζαρ (σύντομη περίοδος στην γαλαξιακή εξέλιξη όπου οι γαλαξιακοί πυρήνες εκπέμπουν 2 πίδακες ύλης, λόγω υπερτροφοδότησης της κεντρικής μαύρης τρύπας με ύλη από τους δίσκους) μας στέλνουν φως από την εποχή που το σύμπαν ήταν μόλις μερικών εκατοντάδων εκατομμυρίων ετών.Η διαδικασία δημιουργίας Κβάζαρ προβλέπει την σύγκρουση σχετικά μεγάλων σπειροειδών γαλαξιών με αποτέλεσμα την δημιουργία ενός μεγάλου ελλειπτικού γαλαξία. Σε κάποια φάση της γαλαξιακής συγχώνευσης καταρρέει πολύ ύλη (αστέρια και αέριο) από τους δίσκους στην κοινή πλέον γαλαξιακή κοιλιά με αποτέλεσμα την μεγάλη αύξηση της μάζας της κεντρικής μαύρης τρύπας. Όμως από ότι φαίνεται, στο νεαρό σύμπαν μερικοί γαλαξίες είχαν αρκετή ύλη γύρω τους ώστε μόνο με την συσσώρευση αυτής της ύλης να ενεργοποιήθηκε ο μηχανισμός των Κβάζαρ. Δηλαδή πέρασαν την φάση του Κβάζαρ χωρίς να συγχωνευτούν με άλλο γαλαξία. Οι πηγές εκπομπής φωτός που ανιχνεύτηκαν κοντά στα αρχαία αυτά Κβάζαρ μαρτυρούν την ύπαρξη πολύ λαμπρών γαλαξιών με μεγάλη αστρογέννηση.

Μια σημαντική λεπτομέρια για την κατανόηση της διαδικασίας σχηματισμού των πλανητικών συστημάτων είναι το μέγεθος των κόκκων σκόνης ενός πρωτοπλανητικού δίσκου. Το μέγεθος των κόκκων καθορίζει την διαδικασία δημιουργίας μεγάλων σωμάτων. Μέσω μέτρησης της πολικότητας του φωτός από τους κόκκους με το ALMA (στα μικροκύματα όπου αυτοί εκπέμπουν, ενώ το αστέρι παρουσιάζει μικρή εκπομπή σε αυτό το μήκος κύματος) οι αστρονόμοι συμπέραναν ότι οι κόκκοι σκόνης γύρω από το νεαρό αστέρι HD 142527, με διπλάσια μάζα από αυτή του ηλίου (προ κ. ακολουθίας) και 500 έτη φωτός απόσταση, έχουν μέγεθος 150 μικρόμετρα, μια τάξη μεγέθους μικρότεροι από ότι είχαμε μετρήσει με άλλες μεθόδους. Η πολικότητα της εκπόμπής της σκόνης είναι στο μέγιστο όταν το μήκος κύματος είναι λίγο μεγαλύτερο από την διάμετρο των κόκκων (870 μικρόμετρα σε αυτήν την περίπτωση). Ακόμα, είναι πολύ πιθανό οι κόκκοι να μην είναι σφαιρικοί αλλά πορώδεις με δομή φράκταλ.

Βάση του ιεραρχικού μοντέλου εξέλιξης των γαλαξιών ΛCDM (cold dark matter) οι μεγάλοι γαλαξίες στο σύμπαν χτίστικαν από την συσσώρευση νάνων γαλαξιών. Αυτό το μοντέλο προβλέπει την ύπαρξη μεγάλου αριθμού νάνων, ακόμη και σήμερα. Μέχρι τώρα παρατηρούσαμε μεμομομένους νάνους ή σε συγχώνευση με γαλαξίες (π.χ. νέφη του Μαγγελάνου). Με την επσκόπηση SDSS παρατηρήσαμε νάνους με παρόμοιες ιδιότητες κινητικής (ταχύτητες, κατεύθυνση), που παραπέμπουν σε μικρά γαλαξιακά σμήνη. Αυτά περιέχουν 3- 5 νάνους κάθε φορά και δεν έχουν κοντά μεγάλο ελλειπτικό ή σπειροειδή γαλαξιά να τα επηρεάζει. Τέτοιες ομάδες- μικρά σμήνη νάνων γαλαξιών προβλέπονται και από το παραπάνω μοντέλο.

Ο Was 49a είναι ένας σπειροειδείς γαλαξίας που συγχωνεύει τον νάνο γαλαξία Was 49b. Ο τελευταίος εκπέμπει τόση ακτινοβολία Χ, που πρέπει να έχει μια αναλογικά πολύ μεγάλη μαύρη τρύπα. Υπολογίζουμε ότι έχει εκατοντάδες φορές μεγαλύτερη μάζα από την συνήθη σε τέτοιους νάνους. Φαίνεται σαν να ανακαλύψαμε έναν νάνο με Κβάζαρ! Μάλλον η συχώνευση με τον σπειροειδή γαλαξία τροφοδότησε την μαύρη τρύπα του νάνου με πολύ ύλη με αποτέλεσμα να αναπτύξει πολύ μεγάλη μάζα για τον γαλαξία της.

Στον σπειροειδή γαλαξία NGC5907 στον Δράκοντα ανακαλύψαμε σε απόσταση 50 εκ. ετών φωτός τον πάλσαρ NGC5907 ULX (Ultraluminous X- ray source). Μέχρι τώρα το πιο λαμπρό πάλσαρ στις ακτίνες Χ που γνωρίζαμε ήταν στον Μ82, με 10 φορές μικρότερη λαμπρότητα. Η μεγάλη λαμπρότητα αυτών των πάλσαρ οφείλεται στην συσσώρευση ύλης από συνοδό αστέρα. Παρατηρούμε ότι η περιστροφή του NGC5907 ULX επιταχύνεται, αντίθετα με την φυσιολογική εξέλιξη επιβράδυνσης περιστροφής των μεμονομένων πάλσαρ. Αυτό αποτελεί απόδειξη της συσσώρευσης ύλης από συνοδό αστέρα (λόγω διατήρησης της στροφορμής της ύλης που συσσωρεύεται).

Το μεγάλο Μαγγελανικό νέφος περιέχει αστέρια με μικρή μεταλλικότητα. Μια ακόμη επιβεβαίωση της προέλευσης των παραπάνω αστεριών μπορεί να γίνει με την σύγκριση της μεταλλικότητας με αστέρια της περιοχής του Γαλαξία μας όπου βρίσκονται, και μάλιστα των αναλογιών συγκεκριμένων χημικών στοιχείων.

Στέφανε χαίρομαι ιδιαίτερα για αυτήν την εξέλιξη. Ελπίζω να χαρείτε την αστρονομία μέσα από τον νεο σύλλογό σας.

Με την συστοιχία ραδιοτηλεσκοπίων ALMA ανακαλύψαμε πολύ σκόνη (πυρίτιο, αλουμίνιο, άνθρακας) και οξυγόνο γύρω από τον γαλαξία A2744-YD4, που μας στέλνει το φως του με ερυθρολίσθηση z= 8,38, μόλις 600 εκατομμύρια έτη μετά την μεγάλη έκρηξη. Αυτή η παρατήρηση είναι δυνατή μόνο με την συγκυρία ενός βαρυτικού φακού (Abell 2744). Αυτό σημαίνει ότι στην περιοχή υπήρξε ήδη έντονη δραστηριότητα σχηματισμού μεγάλης μάζας αστεριών, που εμπλούτισαν το αέριο με τα παραπάνω στοιχεία μέσω των εκρήξεων σουπερνόβα. Αυτή η ανακάλυψη βοηθάει πολύ στην κατανόηση της εξέλιξης των γαλαξιών σε αρχικό στάδιο. Ο παραπάνω γαλαξίας έχει 3 δις ηλιακές μάζες (ακόμα είναι νάνος) και παρουσιάζει ρυθμό αστρογέννησης 20 αστέρια το έτος.

Ο παραπάνω γαλαξίας βρίσκεται σε ένα σμήνος που το παρατηρούμε όπως ήταν 3 δις έτη μετά την μεγάλη έκρηξη. Η ανακάλυψη μοριακού υδρογόνου μάζας 100 δις φορές αυτή του ηλίου και διαμέτρου 200.000 ετών φωτός αποτέλεσε έκπληξη. Ο γαλαξίας έχει αναπτύξει ενεργό πυρήνα και θα εξελιχθεί σε ελλειπτικό χωρίς να χρειαστεί να συγχωνευτεί με άλλον μεγάλο γαλαξία, <τρώγοντας> μόνο μοριακό υδρογόνο με λίγη σκόνη. Ο σχηματισμός αστεριών του έχει ρυθμό 1000 αστέρια το έτος, σε σύγκριση με τα 1-3 του δικού μας Γαλαξία. Όλο το σμήνος δεν έχει ισορροπήσει ακόμα βαρυτικά (virialization). Το μοριακό υδρογόνο δεν ανιχνεύεται άμεσα, αλλά με την βοήθεια της ανίχνευσης του (CO) και την παραδοχή της αναλογίας (CO)/ (H2).

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).