ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

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.

Η κίνηση των αστεριών στα πιο κοντινά μας εξωγαλαξιακά συστήματα, τα Μαγγελανικά νέφη, καλύπτει μόλις μερικά χιλιοστά του δευτερολέπτου του τόξου το έτος στον νυχτερινό ουρανό. Μόνο με τις μετρήσεις του Gaia μπόρεσαν οι αστρονόμοι να χαρτογραφήσουν αυτές τις κινήσεις. Το συμπέρασμα είναι ότι ενώ στο μικρό Μαγγελανικό νέφος οι ιδίες κινήσεις 8 αστεριών δεν παρουσιάζουν κάποιο μοτίβο, στο μεγάλο Μαγγελανικό νέφος οι κινήσεις 29 αστεριών δείχνουν καθαρά ότι αυτός ο νάνος γαλαξίας που συνοδεύει τον δικό μας περιστρέφεται σε 7,2 εκατομμύρια έτη. Τα συμπεράσματα αυτά ενισχύουν την θεωρία ότι αυτοί οι γαλαξίες βρίσκονται στην πρώτη επαφή τους με τον δικό μας και δεν είναι σε τροχιά γύρω του. Η θεωρία αυτή βασίζεται στην ταχύτητα των 2 νάνων γαλαξιών, που είναι μεγαλύτερη από αυτήν του Γαλαξία μας. Η μη ανίχνευση περιστροφής από τις ιδίες κινήσεις των αστεριών στο μικρό νέφος μπορεί να έχει 2 αιτίες. Τα αστέρια του δείγματος είναι πιο κοντά στο κέντρο του γαλαξία από αυτά του μεγάλου νέφους, με αποτέλεσμα η κίνησή τους να μην φανερώνει την περιστροφή του, ή ότι το μικρό νέφος περιστρέφεται με πιο αργό ρυθμό από το μεγάλο.

Οι Τρωάδες είναι αστεροειδείς που βρίσκονται στα σημεία βαρυτικής ισορροπίας Lagrange L4 και L5 στις τροχιές των πλανητών. Στο ηλιακό μας σύστημα η κυριότερη ομάδα Τρωάδων βρίσκεται στην τροχιά του Δια, με 6000 από αυτούς να είναι καταγραμμένοι. Ψάχνοντας για ανάλογα συστήματα στους περίπου 4000 γνωστούς εξωπλανήτες, ανακαλύψαμε τα ίχνη τους. Στακάροντας 90000 καμπύλες φωτός από όλους τους εξωπλανήτες φάνηκε ένα ίχνος μείωσης της αστρικής λαμπρότητας στα σημεία L4,L5, 60 μοίρες πριν και μετά τον πλανήτη και πάνω στην τροχιά του. Αυτό ήταν εφικτό μόνο για πλανήτες με τροχιές πάνω από 60 ημερών. Ίσως οι πιο εσωτερικοί πλανήτες να μην έχουν Τρωάδες. Να σημειώσουμε ότι ένας μεμονομένος αστεροειδής δεν μπορεί να αφήσει διακρίσημο ίχνος στην καμπύλη φωτός. Πηγή Hippke- Angerhausen, Astrophysical Journal 811

Υπάρχουν τα αστέρια blue stragglers. Πρόκειται για αστέρια της κυρίας ακολουθίας, αλλά με πολύ πιο έντονη λαμπρότητα από ότι διακιολογεί το χρώμα (μάζα) τους. Πιο αναλυτικά,το άστρο που θα προκύψει θα είναι μεγαλύτερης μάζας από το μεγάλο από τα 2 αστέρια που το δημιούργησαν, άρα και πιο θερμό και λαμπρό. Σε παλαιά σμήνη έχουν παρατηρηθεί τέτοια αστέρια, πιο λαμπρά και μπλε από τα μεμονομένα στο σημείο αποκοπής της κ. ακολουθίας (blue stragglers).

Στο θέμα μας, αν γνωρίζουμε με μεγάλη ακρίβεια την απόσταση του σμήνος μπορούμε να βελτιώσουμε τα μοντέλα μας για την αστρική εξέλιξη. Ακόμα και η απορρόφηση του φωτός μέεσω της μεσοαστρικής ύλης θα μετρησθεί έτσι με ακρίβεια.

Υπάρχει μια ασυμφωνία ανάμεσα στις μετρήσεις του παλαιότερου διαστημικού τηλεσκοπίου Ίππαρχος και νεότερων μετρήσεων. Αυτό το γεγονός είναι ιδιαίτερα ενοχλητικό, επιεδή οι Πλειάδες είναι ένα από τα κοντινότερα ανοιχτά σμήνη και χρησιμεύουν στην μελέτη της εξέλιξης των αστεριών. Το Ίππαρχος μας έδωσε μια απόσταση 120 παρσεκ (390 έτη φωτός), ενώ οι άλλες μέθοδοι συμφωνούν γύρω στα 135 πάρσεκ (460 έτη φωτός). Το παράδοξο είναι ότι οι μετρήσεις του Ίππαρχος δεν παρουσιάζουν τέτοια διαφορά σε καμία μέτρηση άλλου αντικειμένου. Οι άλλες μέθοδοι μέτρησης απόστασης των Πλειάδων είναι οι ισόχρονες (σύγκριση της θέσης του σμήνος στο διάγραμμα χρώματος- λαμπρότητας (ανάλογο του H/R) με τη θέση άλλου σμήνος), η χρήση μεταβλητών απόκρυψης, η παράλλαξη των αστεριών του σμήνος που έχουν κοινή κίνηση (βρίσκουμε το κοινό σημείο από το οποίο απομακρύνονται τα αστέρια- αφετηρία της κίνησής τους) και η πολλά υποσχόμενη μέθοδος των δύδιμων φασμάτων (συγκρίνουμε τις λαμπρότητες 2 αστεριών με πολύ όμοιο φάσμα, ένα κοντινό που γνωρίζουμε την απόστασή του μέσω παράλλαξης με ένα του σμήνος, με την αρκετά βέβαιη παραδοχή ότι έχουν και όμοια απόλυτη λαμπρότητα). Την ίδια απόσταση μας έδωσε και το Gaia. Η διαφορά του με το Ίππαρχος είναι ότι μετράει την απόσταση για τα λιγότερο λαμπρά αστέρια του σμήνος, ενώ το Ίππαρχος μετρούσε την απόσταση για τα πιο λαμπρά. Όταν θα έχουμε αποτελέσματα από το Gaia και για τα πιο λαμπρά αστέρια (είναι πιο δύσκολη η επεξεργασία των δεδομένων) ελπίζουμε να γνωρίζουμε τι πήγε στραβά με τις μετρήσεις του Ίππαρχος για τις Πλειάδες.

Στον Οφιούχο, σε απόσταση 453 έτη φωτός βρίκσεται η περιοχή αστρογέννησης Rho με το νεαρό αστέρι Elias 2-27. Με την συστοιχία ραδιοτηλεσκοπίων ALMA απεικονίστηκε μια σπειροειδής μορφή στον δίσκο αερίων και σκόνης γύρω από το αστέρι. Έχουμε ξαναδέι τέτοιες δομές σε άλλα νεαρά αστέρια, αλλά με την παρουσία πλανητών. Στο παραπάνω αστέρι δεν έχουν δημιουργθεί ακόμα πλανήτες, και φαίνεται ότι οι σπείρες βοηθάνε στην δημιουργία τους. Αν το υλικό ήταν ομογενώς μοιρασμένο στον δίσκο η δημιουργία πλανητών θα ήταν πολύ αργή και δεν θα ολοκληρωνόταν, αλλά θα έπεφτε όλη η ύλη στο αστέρι σε διάστημα λίγων χιλιάδων ετών. Οι σπείρες ως κύματα πυκνότητας της ύλης επιτρέπουν στην δημιουγρία μεγάλων σωμάτων από τους κόκκους σκόνης και το αέριο.

Ο Γαλαξίας μας (εσωτερικά) αποτελείται από 2 μέρη. Τον επίπεδο δίσκο και την σφαιρική κοιλιά του. Ενώ είναι αποσαφηνισμένο ότι η κατάρρευση αερίου δημιούργησε τον δίσκο, υπάρχει ασάφεια για την δημιουργία της κοιλιάς. Δηλαδή αν πρόκειται για συνάθροιση αερίου και σκόνης που έπεσε στο εσωτερικό του Γαλαξία (κάτι που συμπεραίνουμε από παλαιότερες παρατηρήσεις) ή δημιουργήθηκε από αρχέγονα σφαιρωτά σμήνη. Η πρόσφατη μελέτη των μεταβλητών RR Lyrae στην γαλαξιακή κοιλιά, που είναι πολύ παλιά αστέρια με εξαιρετικά μικρή μεταλλικότητα, έδειξ ότι αυτά δημιουργήθηκαν κυρίως σε σφαιρωτά σμήνη που έπεσαν στην γαλαξιακή κοιλιά και διαμελίστηκαν. Οι συνθήκες κοντά στο κέντρο του Γαλαξία δεν επιτρέπουν την επιβίωση σμηνών, επειδή η κεντρική μαύρη τρύπα επιταχύνει τα αστέρια σε ταχύτητες μέχρι 2% αυτή του φωτός, με αποτέλσμα την διάλυση των σμηνών. Τα 12 RR Lyrae δείχνουν ότι αυτά προέρχονται από πιο εξωτερικές γαλαξιακές περιοχές. Γενικά οι διαφορετικές συνθήκες της κοιλιάς με αυτές του δίσκου (μία σημαντική διαφορά είναι η μεγάλη αστρική πυκνότητα στην κοιλιά) μας δείχνουν ότι τα 2 μέρη του Γαλαξία πρέπει να έχουν διαφορετική προέλευση. Dante Minniti Universidad Andreas Bello, Santiago, Vista telescopes survey

Θα ακολουθήσει και άλλη ομιλία με αστρονομικό θέμα?

Είναι γνωστό ότι γύρω από την σπειροειδή δομή του Γαλαξία μας υπάρχει μια σφαιρική άλως. Αυτή είναι πολύ αμυδρή και απεικονίζεται μόνο στις ακτίνες Χ, αφού περιέχει πολύ αραιό, αλλά και καυτό αέριο (κυρίως ατομικό υδρογόνο). Ενώ νομίζαμε ότι δεν ακολουθάει την περιστροφή του Γαλαξία μας, νέα δεδομένα μας δείχνουν ότι περιστρέφεται με ταχύτητα 180 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο (ο γαλαξιακός δίσκος περιστρέφεται με 240 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο). Η μελέτη αξιοποίησε δεδομένα από το τηλεσκόπιο ακτίνων Χ Chandra. Συγκεκριμένα χρησιμοποίησαν την μετατόπιση Ντόπλερ της γραμμής του (O) VII (πολύ ιονισμένου οξυγόνου) από λαμπρές πηγές ακτίνων Χ που βρίσκονται εκτός του (ορατού) Γαλαξία μας. Ανακάλυψαν ενεργούς γαλαξίες, αλλά και διπλούς αστέρες που εκπέμπουν ακτίνες Χ στα Μαγγελανικά νέφη και στην άλω του Γαλαξία μας. Έτσι υπολογίστηκε η κίνηση της άλω σχετικά με τα αντικείμενα του υποβάθρου. Πηγη Hodges- Kluck

Ένας σπάνιος βαρυτικός φακός απεικονίζει 2 γαλαξίες που βρίσκονται στην σειρά στην γραμμή θέασής μας πίσω από τον γαλαξία που λειτουργεί ως φακός. Ο τελευταίος είναι σε απόσταση 6,8 δις ετών φωτός και οι δύο που μας παρουσιάζει σε 8,9 και 10,5 δις έτη φωτός (πιο σωστά να πούμε στις τιμές ερυθρολίσθησης z που υπάρχουν στην εικόνα). Το ότι οι 2 γαλαξίες απεικονίζονται πολλαπλά (οι δακτύλιοι στο κέντρο και οι γύρω φωτεινές περιοχές) σημαίνει την πιθανή ύπαρξη σκοτεινής ύλης που δεν μπορεί φυσικά να απεικονιστεί, αλλά επηρεάζει βαρυτικά το φως τους.

Μας είναι γνωστό ότι το υλικό που συσσωρεύεται στις τεράστιες μαύρες τρύπες στα κέντρα των γαλαξιών εκπέμπει ακτινοβολία Χ, λόγω μεγάλης θέρμανσής του μέσω τριβής. Αυτή η ακτινοβολία σχηματίζει ένα υπόβαθρο, το οποίο μελετήθηκε αρχικά με τον δορυφόρο Chandra. Με τον νέο δορυφόρο NuSTAR μπορούμε να μετρήσουμε την συμβολή κάθε τέτοιας μαύρης τρύπας στο διάχυτο αυτό υπόβαθρο. Έτσι σε μια στενή περιοχή του σύμπαντος αποκαλύφτηκαν 32 μαύρες τρύπες που εκλύουν σκληρές ακτίνες Χ. Οι περισσότερες απ΄αυτές έχουν γύρω τους ένα κουκούλι αερίου και σκόνης που απορροφάει την ακτινοβολία, ελαττώνοντας την εκπομπή της. Harisson Fiona, Astrophysical Journal, 2016

Σωστά, δεν το τόνισα, ο χώρος κινείται με υπερφωτεινή ταχύτητα. Το ίδιο συνέβη και κατά τον πληθωρισμό στις πρώτες στιγμές του σύμπαντος.

Ουσιαστικά μιλάμε για τον κώνο φωτός. Τον γαλαξία της Ανδρομέδας τον παρατηρούμε όπως ήταν πριν από 2,5 εκ. έτη, δεν μπορούμε να δούμε τι συμβαίνει εκεί τα τελευταία χρόνια. Όσο πιο πρόσφατη εικόνα θέλουμε, τόσο μικραίνει το χωρικό μας εύρος (μπορούμε να δούμε κάτι που συνέβη σήμερα μόνο για κάτι που βρίσκεται μέσα στο ηλιακό μας σύστημα). Το σύμπαν διαστέλλεται με περίπου 70 χιλιόμετρα/ δευτερόλεπτο ανά ένα εκατομμύριο παρσεκ (3,4 εκ έτη φωτός), άρα αντικείμενα σε απόσταση πάνω από 4,2 περίπου δις παρσεκ (περίπου 14 δις έτη φωτός) απομακρύνονται με ταχύτητα μεγαλύτερη από 300000 χιλιόμετρα/ δευτερόλεπτο, την ταχύτητα του φωτός. Αυτά βρίσκονται εκτός του κώνου φωτός μας και δεν μπορούμε να τα παρατηρήσουμε σε καμία εποχή τους. Αρα μιλάμε πάντα για παρατηρήσεις στο ορατό σύμπαν. Το πόσοι γαλαξίες μπορεί να υπάρχουν έχει να κάνει με την διακριτική ικανότητα των τηλεσκοπίων (μετά το James Webb θα ξέρουμε περισσότερα). Υπάρχουν πολλά φαινόμενα που επηρεάζουν τις μετρήσεις (βαρυτικοί φακοί, τεράστια μεσογαλαξιακά νέφη, γαλαξίας να κρύβει άλλον γαλαξία στην γραμμή θέασης) των μακρινών γαλαξιών, και πολλές φορές αυτοί δεν αναλύονται, αλλά μας εμφανίζονται σημειακοί, με αποτέλεσμα να μην μπορούμε να εκτιμήσουμε την μάζα τους καλά. Μπορεί ο νέος αυτός αριθμός των γαλαξιών να αλλάζει την συνολική ποσότητα συμπαντικής μάζας (και την εξέλιξη του σύμπαντος) ή την αναλογία σκοτεινής- ορατής ύλης, μπορεί όμως και όχι αν πρόκειται περισσότερο για μικρής μάζας γαλαξίες (άρα αμυδροί) με σχετικά λίγη σκοτεινή ύλη, και παράλληλα έχουμε υπερεκτιμήσει την μάζα των μεγάλων ελλειπτικών γαλαξιών. Η εποχή των μεγάλων γαλαξιακών συγχωνεύσεων παρατηρείται σε ερυθρολίσθηση z= 2-4, άρα πριν από 10- 12 δις έτη, πάντα για τους γαλαξίες μέσα στον κώνο φωτός μας.

Το ότι οι 2 λοβοί σχηματίστηκαν ανεξάρτητοι και ενώθηκαν μετά ενισχύει ένα μοντέλο του σχηματισμού των πλανητών στον πρωτοπλανητικό δίσκο, που προβλέπει τέτοιες ενώσεις στερεών σωμάτων. Δηλαδή ότι ενώθηκαν και μεγαλύτερα στερεά σώματα, και όχι μόνο κόκκοι σκόνης.

Μία ακόμη απόδειξη ότι υπάρχουν πολύ διαφορετικοί κόσμοι εκεί έξω, και μόλις στην γειτονία μας!

Από την φυσική γύρω μας γνωρίζουμε ότι αν συμπιέσουμε ένα αέριο, αυτό θερμαίνεται (όπως η τρόμπα του ποδηλάτου). Στα μοριακά νέφη συμβαίνει το αντίθετο, το ατομικό νέφος με θερμοκρασία χιλιάδες βαθμούς Κ συμπυκνώνεται σε μοριακό θερμοκρασίας λίγων δεκάδων Κ. Αυτό μπορεί να συμβεί επειδή κατά την συμπίεση οι συγκρούσεις των ατόμων/ μορίων γίνονται συχνές. Σε αυτές τις συγκρούσεις τα ηλεκτρόνια ανεβαίνουν βαθμίδα στα άτομα/ μόρια, αντλώντας ενέργεια από την κινητική του ατόμου/ μορίου. Έτσι τα άτομα/ μόρια επιβραδύνονται, κάτι που σημαίνει ψύξη του αερίου. Μετά από νέες συγκρούσεις τα ηλεκτρόνια επανέρχονται στην βασική τους βαθμίδα, αλλά εκπέμπουν ακτινοβολία, με αποτέλεσμα να μην επιταχύνει το άτομο/ μόριο (δεν κερδίζει κινητική ενέργεια, κάτι που θα σήμαινε πάλι θέρμανση του αερίου). Η ακτινοβολία αυτή διαφεύγει του (πλέον μοριακού) νέφους (αποβολή θερμότητας). Το πόσο αποτελεσματική είναι η μετατροπή ενός τμήματος ατομικού νέφους σε μοριακό, δηλαδή πόσο αποτελεσματικά αποβάλλει θερμότητα, εξαρτάται από σωματιδιακές ιδιότητες, όπως οι χημικές ιδιότητες και κατά πόσο ευνοούν την ένωση των ατόμων σε μόρια (η ποσότητα της σκόνης ως καταλύτη) και την αρνητική επίδραση της ακτινοβολίας, κοσμικής ή αστρικής. Σημαντικό ρόλο έχει και η διαταραχή. Όσο πιο διαταραγμένο είναι το νέφος, τόσο δυσκολεύει η μετάβασή του σε μοριακό. Όμως ούτε η διαταραχή δεν αρκεί να δικαιολογήσει την σχετικά μικρή αστρογέννηση στο πυκνότατο μοριακό νέφος κοντά στο κέντρο του Γαλαξία μας (CMZ, central molecular zone).Να σημειώσουμε ότι η δημιουργία άστρων (1 το έτος για τον Γαλαξία μας) είναι ανάλογη της πυκνότητας του αερίου στα νέφη. Εκεί λοιπόν η πυκνότητα του μοριακού νέφους είναι χιλιάδες φορές μεγαλύτερη αυτής των συνηθισμένων μοριακών νεφών. Τα συνηθισμένα γαλαξιακά μοριακά νέφη έχουν πυκνότητα εκατοντάδες σωματίδια /cm3, μια πυκνότητα που θα θεωρούσαμε ως κενό στην Γη, με την πυκνότητα της ατμόσφαιράς μας να είναι 10στη19 σωματίδια/ cm3). Το νέφος αυτό κινείται με πολύ μεγαλύτερη ταχύτητα από τα συνήθη γαλαξιακά νέφη. Επίσης ή κοσμική ακτινοβολία και η ακτινοβολία από μεγάλα αστέρια είναι εντονότερη, όπως οι διαταράξεις από εκρήξεις σουπερνοβα, παράγοντες που αποτρέπουν την αστρογέννηση. Αυτό που βρέθηκε μελετώντας μια περιοχή του CMZ, που ονομάζεται the brick είναι ότι το μαγνητικό πεδίο της είναι πολύ ισχυρό, χιλιάδες φορές ισχυρότερο από αυτό του ηλιακού μας συστήματος, καθιστώντας το ικανό παράγοντα αποτροπής της αστρογέννησης. Λόγω της μεγάλης συμπίεσης του τεράστιου ατομικού νεφελώματος το μαγνητικό πεδίο, που διατηρήθηκε κατά την συμπίεση, εμφανίζεται στο πολύ μικρότερου μεγέθους CMZ πολύ ισχυρό. Ένας ανάλογος μηχανισμός δημιουργεί και τα πανίσχυρα μαγνητικά πεδία των παλσαρ. Πηγή Sterne und Weltraum 9/2016

Στον Γαλαξία μας έχουμε ανακαλύψει περίπου 20 αστέρια που κινούνται με μεγάλη ταχύτητα, στο μέγεθος της ταχύτητας διαφυγής από τον Γαλαξία. Αρχικά είχε προταθεί ο εξής μηχανισμός επιτάχυνσης¨ένα διπλό αστέρι πλησιάζει την κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία, με αποτέλεσμα το ένα αστέρι να πέφτει μέσα σε αυτήν και το άλλο να εκσφενδονίζεται μακρυά. Η ότι σε ένα διπλό σύστημα η βαρυτική επιρροή ενός τρίτου αστεριού αναγκάζει το ένα να διαφύγει με μεγάλη ταχύτητα, κάτι που μπορεί να συμβεί στα πυκνά από αστέρια αστρικά σμήνη. Όμως τα υπερ- ταχέα αστέρια που μελέτησαν οι αστρονόμοι δείχνουν προέλευση μακρυά από το κέντρο του Γαλαξία. Ένας εναλλακτικός μηχανισμός επιτάχυνσης είναι η έκρηξη σουπερνόβα, που πρέπει να είναι η περίπτωση του αστεριού US708. Πρόκειται για έναν μπλε υπονάνο (αστέρι χωρίς υδρογόνο, με ατμόσφαιρα ηλίου), κάτι που μας δείχνει ότι είχε στενό συνοδό του έναν λευκό νάνο που του αφαίρεσε το εξωτερικό στρώμα του από υδρογόνο, προξενώντας την έκρηξη SNΙa. Συνήθως τα υπερταχέα αστέρια είναι κατηγορίας Β. Με 1200 km/s (Γη- σελήνη σε 5 λεπτά!) ξεπερνάει κατά πολυ την ταχύτητα διαφυγής του Γαλαξία μας (550 km/s). Μία πιο εξωτική περίπτωση είναι ο PB3877, ένα διπλό αστέρι με ανάλογη ταχύτητα. Εδώ αποκλείεται η έκρηξη σουπερνόβα ως μηχανισμός επιτάχυνσης, γιατί θα είχε χωρίσει το διπλό σύστημα. Ίσως να έχει εξωγαλαξιακή προέλευση, από νάνο γαλαξία που συσσωρεύτικε στον δικό μας. Πηγη Geier, S The fasted unbound star in our Galaxy ejected by a thermonuclear supernova.

Με την διάταξη ALMA (Atakama large milimeter/ submilimeter array) ο αστρονόμος Lucas Cieza ανακάλυψε την περιοχή στον πρωτοπλανητικό δίσκο γύρω από το νεαρό αστέρι V883 Orionis, όπου μπορεί να σχηματίζεται πάγος στους κόκκους σκόνης. Ο πάγος- χιόνι αυτού του είδος είναι αρκετά κολλώδης, με αποτέλεσμα οι κόκκοι μετά από συγκρούσεις να κολλάνε και να χτίζουν μεγαλύτερες δομές. Αυτό θεωρείται το θεμέλιο για το σχηματισμό των μεγάλων αέριων πλανητών. Το όριο του χιονιού απέχει 3 AU από τον ήλιο για το ηλιακό μας σύστημα. Στο V883 κυμαίνεται η απόστασή του, επειδή πρόκειται για έντονα μεταβλητό αστέρι με εξάρσεις στο υπέρυθρο. Οι βραχώδεις πλανήτες δημιουργούνται εσωτερικά του παραπάνω ορίου, και καθυστερούν να σχηματιστούν έναντι των αεριωδών, λόγω δυσκολότερης συγκόλλησης των κόκκων. Έτσι επιβεβαιώνεται η θεωρία της μετανάστευσης των γιγάντιων αεριωδών πλανητών που παρατηρούμε σε κοντινές τροχιές γύρω από αστέρια.

Σωστά, ελπίζουμε να μάθουμε περισσότερα για την φύση της σκοτεινής ύλης από τους επιταχυντές σωματιδίων.

Μην ξεχνάμε ότι όταν λέμε σκοτεινή, εννοούμε ότι δεν την βλέπουμε (σε κανένα μήκος κύματος). Τι είναι δεν ξέρουμε, αλλά αλληλεπιδράει βαρυτικά με την ορατή ύλη. Ιδίως οι βαρυτικοί φακοί, που μας επιτρέπουν να μετράμε με καλή ακρίβεια την συνολική μάζα του φακού, μας βοηθάνε στην κατασκευή χαρτών της σκοτεινής μάζας, που είναι σε καλή συμφωνία με τα μοντέλα.