ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

Είναι πολύ εντυπωσιακό, αλλά χρειάζεται επιπλέον επιβεβαίωση. Οι γαλαξίες είναι συγκεντρώσεις σκοτεινής ύλης, με την ορατή (βαρυονική) να συμπυκνώνεται προς τα κέντρα τους. Στην περιοχή του ηλίου μας η βαρυονική ύλη αποτελεί την συντριπτική πλειοψηφία. Δεν αποκλείεται ένας γαλαξίας να έχει απωλέσει σημαντικό μέρος της βαρυονικής ύλης του ή να έχει εμπλουτιστεί σε σκοτεινή μέσω των μηχανισμών των συγχωνεύσεων των γαλαξιών. Το ότι βρίσκεται κοντά μας σημαίνει ότι έχει βιώσει μακροχρόνια γαλαξιακή εξέλιξη, αφου τον παρατηρούμε όπως ήταν πριν μόλις 320 εκ. έτη.

Στους κόκκινους νάνους είναι πιο πιθανή η ύπαρξη μικρών βραχωδών πλανητών από αέριους γίγαντες, λόγω περιορισμένης διαθέσιμης ύλης στον πρωτοπλανητικό δίσκο. Επίσης, οι τροχιές που αναμένουμε να βρούμε πλανήτες σε αυτούς έχουν πιο περιορισμένο εύρος, όπως και η κατοικήσιμη ζώνη τους. Σχετικά με την τελευταία, αυτά τα αστέρια ανήκουν στα flare stars (UV Ceti), με έντονη δραστηριότητα για το μέγεθός τους, κάτι που επιρρεάζει τον χαρακτηρισμό <κατοικήσιμη ζώνη>. Στα υπέρ είναι ότι θα υπάρχει στην κ. ακολουθία για μερικά ..τρισεκατομμύρια έτη (440 φορές την σημερινή ηλικία του σύμπαντος)! Τυχαίνει αυτή την εποχή να διαβάζω ένα πολύ σχετικό με το θέμα βιβλίο, και ένα από τα καλύτερα που έχω αγοράσει, με τίτλο , Martin Beech, εκδόσεις Springer (στα αγγλικά). Αναφέρει ότι αναμένουμε (όχι πια) την ανακάλυψη πλανήτη στον Proxima. Ένα ενδιαφέρον στοιχείο είναι ότι δεν έχει ακόμα διευκρινιστεί αν αποτελεί σύστημα με τον διπλό Α Κενταύρου. Φαίνεται να είναι και 1-2 δις έτη γηραιότερος από αυτούς. Πάντως για μερικές δεκάδες χιλιάδες χρόνια θα παραμείνει ο κοντινότερος μας αστέρας.

Αν είναι αυτό, πρόκειται για κάτι αρκετά αναμενόμενο. Οι αστρονόμοι ψάχνανε καιρό τώρα για πλανήτη στον κοντινό μας νάνο αστέρα. Λόγω εγγύτητας και μικρής λαμπρότητας ελπίζουμε να μελετήσουμε τον (τους) πλανήτη αρκετά καλά. Περισσότερα μετά την ανακοίνωση.

Το μοντέλο του σχηματισμού των άστρων είναι γνωστό. Περιοχές των μοριακών νεφελωμάτων συμπυκνώνονται, καταρρέουν τοπικά και σχηματίζονται πρωτοαστέρια. Όμως μένουν αδιευκρίνιστες πολλές λεπτομέρειες της θεωρίας, όπως το πως φτάνουμε σε τόσο μεγάλες πυκνότητες, κάτι που σημαίνει μεγάλη αποβολή θερμικής ενέργειας μέσω ακτινοβολίας (για να ελαττωθεί η πίεση). Σε αυτήν την διαδικασία βοηθάνε τα μόρια του άνθρακα (το μοριακό υδρογόνο δεν αποβάλλει θερμική ενέργεια αποτελεσματικά), που φτάνει σε αναλογία 1/ 110 της συνολικής μάζας του νεφελώματος. Ένα άλλο ζήτημα είναι η αποβολή της στροφορμής κατά την κατάρρευση σε πρωτοαστέρι, κάτι που πετυχαίνεται με την αλληλεπίδραση του μαγνητικού πεδίου με τα φορτισμένα σωματίδια στον δίσκο προσαύξησης του πρωτοαστέρα, καθώς και με τους πίδακες σωματιδίων από τους πόλους του. Αν δεν είχαμε απώλεια στροφορμής, δεν θα μπορούσε να καταρρεύσει αρκετό υλικό στο πρωτοαστέρι ώστε αυτό να <ανάψει>. Τα μικρά πυκνά τμήματα των μοριακών νεφών καταρρέουν σε μεμονομένα αστέρια, και έχουν διάρκεια ζωής λίγα εκ. έτη. Οι μεγάλες πυκνές περιοχές όμως ζουν για δεκάδες εκατομμύρια έτη και μας δίνουν ολόκληρα αστρικά σμήνη. Ένα νέο μοντέλο, που βασίζεται στις παρατηρήσεις του μοριακού νεφελώματος του Ωρίωνα, εξηγεί την σταθερότητα των μεγάλων αυτών πυκνών περιοχών στα νεφελώματα μοριακού υδρογόνου. Συνοπτικά, αναπτύσσεται ένα μαγνητικό πεδίο γύρω από την πυκνή περιοχή, που αντισταθμίζει την βαρυτική κατάρρευση ολόκληρης της πυκνής περιοχής, λόγω μαγνητικής πίεσης. Η περιοχή παίρνει έτσι νηματοειδές σχήμα (integral shaped filament για την συγκεκριμένη στον Ωρίωνα) με το μαγνητικό πεδίο να αναπτύσσεται σαν ελατήριο γύρω από το νήμα. Το σχήμα αυτό προέρχεται από την εξισορρόπιση του μαγνητικού πεδίου με την βαρύτητα. Το μαγνητικό πεδίο αυτής της περιοχής του Ωρίωνα έχει εξακριβωθεί με την παρατήρηση του φαινομένου Zeeman και την μελέτη της πολικότητας του φωτός από την περιοχή. Το νήμα αυτό έχει έτσι σταθερότητα για πολλά έτη, και στην <ραχοκοκκαλιά> του καταρρέουν τοπικά πολλές περιοχές σε αστέρια. Μάλιστα το νήμα κινείται και απελευθερώνει τα αστέρια, που δεν ακολουθούν την κίνησή του,ενώ την ακολουθούν τα πρωτοαστέρια (προ κυρίας ακολουθίας) που βρίσκονται μέσα στην ραχοκοκκαλιά. Η κατανομή των πρωτοαστεριών και των νέων αστεριών στην περιοχή συμφωνεί με την παραπάνω θεωρία. Δεν έχει παρατηρηθεί σε άλλες περιοχές αστρογέννησης κάτι ανάλογο, αλλά φαίνεται ότι τα μαγνητικά πεδία πρέπει να συνυπολογίζονται στην διαδικασία σχηματισμού αστεριών. Πηγή Sterne und weltraum 8-2016

Ειναι ευκολο να πουμε οτι αν καποιος θελει καλες συνθηκες παρατηρησης (ησυχία, οχι φωτα κ.λ.π.) να μην ερχεται σε Πανελλήνια. Ειναι όμως λαθος, απο την απόψη οτι η Πανελλήνια είναι μοναδική ευκαιρια για ανταλλαγη γνωσης (μέθοδοι παρατηρσης-φωτογραφησης, εξοπλισμοι κ.λ.π.). Ουτε μπορεί ο καθένας μας να ανεβαίνει στο βουνο κάθε Σαββατοκύριακο. Και μας λείπει όποιος δεν έρθει! Ισως να πρέπει να προστεθεί μια ακόμα βραδυά (Πέμπτη ή Κυριακή) με πολύ αυστηρούς κανόνες παρατήρησης. Για μένα το να δείχνω με το τηλεσκόπιο σε ανθρώπους που θέλουν να έρθουν σε επαφή με την αστρονομία (σαν χομπι ή σαν γνώση) αποτελεί μεγάλη χαρά, ιδίως σε νεους και παιδιά. Και είναι κάτι που ο ενδιαφερόμενος δεν το βρίσκει κάθε μέρα. Η Πανελλήνια αποτελεί την καλύτερη διαφήμιση της ερασιτεχνικής αστρονομίας, και είναι σημαντικό για την ευημερία της να είναι γνωστή και αποδεκτή απο το υγειές κομμάτι της κοινωνίας μας. Ευχαριστούμε για τα καλά σας λόγια, χωρις την βοήθεια όλων σας δεν θα περνούσαμε τόσο καλά.

Πρόκειται για τον Μ81, που παρουσιάζει την πιο έντονη αστρογέννηση από τους κοντινούς μας γαλαξίες.

Ο γαλαξίας Μ81 απέχει μόλις 12 εκατομμύρια έτη φωτός από τον δικό μας και παρουσιάζει έντονη δραστηριότητα. Περιέχει μια μαύρη τρύπα με μάζα 70 εκ. ηλιακές, 20 φορές μεγαλύτερη από αυτή του Γαλαξία μας. Αυτή έχει γύρω της έναν δίσκο προσαύξησης και από τους πόλους της εκτείνονται 2 πίδακες (jets). Στους πίδακες ανακαλύψαμε κόμβους (συμπυκνώσεις ύλης), κάτι που είναι χαρακτηρηστικό για πίδακες σε κεντρικές μαύρες τρύπες με μεγάλο ρυθμό συσσώρευσης υλικού. Ανάλογα την συσσώρευση στον δίσκο προσαύξησης αυξάνεται και η ισχύς των πιδάκων (υλικό που διαφεύγει με σχετικιστικές ταχύτητες από τον δίσκο συσσώρευσης), με συνέπεια να μην μπορεί να διατηρηθεί η ομαλότητα σε αυτόν, αλλά να δημιουργηθούν συμπυκνώματα. Η λαμπρότητα του συστήματος στις ακτίνες Χ (που εξαρτάται από το μέγεθος του δίσκου συσσώρευσης), και στα ραδιοκύματα (που εξαρτάται από την ενέργεια των πιδάκων) μας βοηθάνε να υπολογίσουμε το μέγεθος της μαύρης τρύπας. Ο Μ81 προσφέρεται ιδιαίτερα λόγω εγγύτητας για τέτοιες μελέτες.

Οι λευκοί νάνοι έχουν μια ατμόσφαιρα από υπολείμματα υδρογόνου και ήλιο γύρω από τον πυρήνα τους, που αποτελείται από εκφυλισμένο οξυγόνο και άνθρακα. Όμως ο λευκός νάνος SDS-SJ1240+6710 παρουσιάζει ατμόσφαιρα που αποτελείται σχεδόν αποκλειστικά από οξυγόνο! Αυτό σημαίνει ότι έχει χάσει τα εξωτερικά του στρώματα από υδρογόνο, ήλιο, αλλά και άνθρακα. Ακόμα μας κάνει εντύπωση η (φασματική) ανίχνευση πυριτίου στην επιφάνεια του λευκού νάνου. Αυτό σημαίνει ότι πρέπει να προέρχεται από αστέρι ελάχιστα κάτω από το όριο της μάζας που θα αρκούσε για σύντηξη των στοιχείων μέχρι την ομάδα του σιδήρου, που θα είχε ως συνέπεια μια έκρηξη σουπερνόβα και την δημιουργία ενός αστέρα νετρονίων. Μια άλλη εξήγηση είναι η ύπαρξη συνοδού που του απορρόφησε τα εξωτερικά του στρώματα, αλλά αυτή η υπόθεση δεν δικαιολογεί εύκολα την ύπαρξη πυριτίου. Όπως και να έχει, αυτός ο λευκός νάνος είναι ο μόνος που παρουσιάζει τέτοια ατμόσφαιρα σε δείγμα 32000 λευκών νάνων που γνωρίζουμε. Πηγή Science 352, σελ. 67-69, 2016.

Τα νεφελώματα με μεγάλη μεταλλικότητα <γεννάνε> μικρά αστέρια, επειδή καταρρέουν μικρότερα τμήματά τους σε μικρά αστέρια. Αυτό έχει να κάνει με την ικανότητα του εμπλουτισμένου νεφελώματος να αποβάλλει πιο εύκολα θερμότητα. Έτσι φαίνεται να μην δημιουργούνται σε αυτά πολύ μεγάλα αστέρια, που αργότερα μπορούν να δώσουν ανάλογα μεγάλες μαύρες τρύπες.

Η ιδέα έχει ως εξής. Έχοντας τα φάσματα των κοντινών αστεριών (μέχρι 100 pc) και την απόστασή τους από τις τριγωνομετρικές μετρήσεις του δορυφόρου Ίππαρχος, ψάχνουμε να βρούμε πιο μακρινά αστέρια με την ίδια φασματική υπογραφή. Υπολογίζουμε ότι υπάρχουν 300 εκατομμύρια αστέρια που παρουσιάζουν παρόμοιο φάσμα με κάποιο άλλο αστέρι. Για να συμβεί αυτό πρέπει να είναι περίπου ίδιας ηλικίας, ίδιου φασματικού τύπου (η έρευνα επικεντρώνεται στα αστέρια F,G,K) και να μην ανήκει σε μη αναλύσιμο διπλό ή πολλαπλό σύστημα. Να σημειώσουμε ότι ο αριθμός των αστεριών που θα γνωρίζουμε ακριβώς την απόστασή τους θα είναι χιλιάδες φορές μεγαλύτερος μετά τις μετρήσεις του δορυφόρου GAIA. Τα αστέρια με παρόμοιο φάσμα έχουν και ίδια λαμπρότητα, που είναι το κλειδί στην μέτρηση της απόστασης. Η μέθοδος αυτή των Maedler και Jofre του Cambridge έχει καλά αποτελέσματα σε γνωστής απόστασης αστέρια (έχουν ανακαλύψει 175 τέτοια φασματικά ζευγάρια) και είναι πολλά υποσχόμενη, μιας και είναι ελεύθερη πολλών θεωρητικών παραδοχών της αστρικής εξέλιξης.

Οι Stephanie Sallum και Kate Follete, University of Arizona, πιστοποίησαν ότι στο κενό (μεγέθους 50 AU) στον πρωτοπλανητικό δίσκο του αστεριού LkCa15 δημιουργείται ένας πλανήτης , ο LkCa15b. Για την δημιουργία των μεγάλων αέριων πλανητών έχουμε 2 θεωρίες. Η μία προβλέπει συμπύκνωση και κατάρρευση αερίου σε μια περιοχή του δίσκου, ενώ η άλλη συγχώνευση μικρών σωμάτων σκόνης σε πλανητικό πυρήνα που μετά συσσωρεύει αέριο γύρω του. Για την δεύτερη περίπτωση ο πλανήτης μπορεί να δημιουργηθεί σε απόσταση μέχρι 5 AU από το αστέρι. Ο πλανήτης LkCa15b ανήκει σε αυτήν την κατηγορία δημιουργίας, λόγω της ανακάλυψης φωτονίων Hα, τα οποία προέρχονται από ιονισμένο υδρογόνο. Για την εκπομπή αυτών των φωτονίων μέσω ιονισμού, πρέπει να θερμανθεί το υδρογόνο στους 10000 Κ, κάτι που πετυχαίνεται στον μαγνητικό πεδίο (μέσω επιτάχυνσης) του πλανήτη που προήλθε από συσσώρευση αερίου γύρω από στερεό πυρήνα.

Συγνώμη, το ξέχασα, ο κάθετος άξονας εκφράζει την μεταλλικότητα του αστεριού σε ηλιακές μεταλλικότητες (όσο μικρότερη μεταλλικότητα, τόσο μεγαλύτερη μαύρη τρύπα)

Στο παραπάνω σχήμα φαίνεται η επίδραση του αστρικού ανέμου στο μέγεθος της μαύρης τρύπα που θα δημιουργηθεί από την κατάρρευση του αστεριού (κάθετος άξονας). Οι 2 μαύρες γραμμές εκφράζουν τις μάζες των μαύρων τρυπών που συγχωνεύτηκαν με συνέπεια την έκλυση βαρυτικών κυμάτων.

Η πρόσφατη ανακάλυψη βαρυτικών κυμάτων μας έδωσε κάποιες σημαντικές πληροφορίες για τις αστρικές μαύρες τρύπες. Μέχρι τώρα νομίζαμε ότι μπορούν να δημιουργηθούν αστρικές μαύρες τρύπες ως 25 ηλιακέ μάζες. Οι μαύρες τρύπες που συγχωνεύτηκαν, με αποτέλεσμα την εκπομπή βαρυτικών κυμάτων,είχαν 29 και 36 ηλιακές μάζες. Μέχρι τώρα ανακαλύπταμε μαύρες τρύπες έμμεσα, από την επίδραση στον συνοδό αστέρα τους (διπλοί ακτίνων Χ, όπου ο ένας έχει εξελιχθεί σε μαύρη τρύπα και συσσωρεύει υλικό από τον συνοδό του αστέρα, το οποίο εκπέμπει ακτίνες Χ κατά την διαδικασία συσσώρευσης). Με αυτήν την μέθοδο δεν είχαμε ανακαλύψει μαύρη τρύπα με μάζα πάνω από 20 ηλιακές. Τα πολύ μεγάλα αστέρια μπορεί αρχικά να έχουν πολλές δεκάδες ηλιακές μάζες, αλλά παρουσιάζουν μεγάλη απώλεια μάζας μέσω των ισχυρών αστρικών ανέμων τους. Στα 2 αστέρια που εξελίχθηκαν στις παραπάνω μαύρες τρύπες πρέπει να μην επικρατούσαν τόσο ισχυροί αστρικοί άνεμοι και να διατήρησαν το μεγαλύτερο μέρος της αρχικής μάζας τους. Επίσης το διπλό σύστημα επέζησε τις 2 εκρήξεις σουπερνόβα, που πολλές φορές είναι αρκετά ασύμμετρες, με αποτέλεσμα να απομακρύνονται τα μέλη του συστήματος.

Η ομάδα του Patrick Ogle επεξεργάστηκε τα δεδομένα της NASA extragalactic database, που περιέχει μετρήσεις για πάνω από 100 εκατομμύρια γαλαξίες. Σε αυτά τα δεδομένα ανακάλυψαν σε απόσταση 1,2- 2,5 δις έτη 53 ιδιαίτερα λαμπρούς σπειροειδείς, 8 με 14 φορές λαμπρότερους από τον δικό μας Γαλαξία και με μέχρι 10πλάσια μάζα. Ο μεγαλύτερος εκτείνεται για 440000 έτη φωτός, 3 φορές όσο ο δικός μας. Γνωρίζουμε πλέον ότι και οι (τεράστιοι) ελλειπτικοί γαλαξίες έχουν δίσκους, αλλά τους επισκιάζει το πολύ λαμπρό γαλαξιακό κέντρο, επειδή ο σχηματισμός αστεριών έχει υποβαθμιστεί σημαντικά σε αυτούς. Στους σπειροειδείς της παραπάνω μελέτης φαίνεται να υπάρχει ακόμα έντονη αστρογέννηση. Αυτή προέρχεται από τις συγκρούσεις αυτών των γαλαξιών με άλλους, πλούσιους σε αέριο και σκόνη γαλαξίες, ενώ δεν έχουν ακόμη συγχωνευτεί οι κεντρικές περιοχές τους (σε 4 παρατηρούμε διπλούς γαλαξιακούς πυρήνες). Έτσι δεν μας παρουσιάζονται ακόμα ως ελλειπτικοί, αλλά ως τεράστιοι σπειροειδείς (βρίσκονται ακόμα στο μπλε σύννεφο ή στην πράσινη κοιλάδα του σχήματος της γαλαξιακής εξέλιξης).

Η επαναλαμβανόμενη νοβα M31N 2008-12a στον γαλαξία της Ανδρομέδας είναι η πιο συχνή που γνωρίζουμε (1 κάθε έτος). Ένας επαναλαμβανόμενος νοβα είναι ένας λευκός νάνος που έλκει υλικό από συνοδό αστέρα (στην περίπτωσή μας ένας κόκκινος γίγαντας ή αστέρι της κ. ακολουθίας με 1 ηλιακή μάζα). Το αποτέλεσμα είναι στην επιφάνειά του να συμβαίνει ανά διαστήματα εκρηκτική πυρηνική μεταστοιχείωση του υδρογόνου, που έλκει από τον συνοδό μέσω δίσκου προσαύξησης, σε ήλιο. Αυτή καταγράφεται ως έκρηξη νοβα. Με αυτήν την διαδικασία ο λευκός νάνος συσσωρεύει μάζα, μέχρι να ξεπεράσει το όριο Chandrasekhar, περίπου 1,44 ηλιακές μάζες, και να εκραγεί ως SN Ia. Τότε θα λάμψει για εβδομάδες περισσότερο από όλον τον γαλαξία της Ανδρομέδας! Θα είναι από τις καλύτερα ορατές που παρατηρήσαμε ποτέ, και θα βοηθήσει εξαιρετικά στην μέτρηση της απόστασης της περιοχής της, αλλά και στον έλεγχο των άλλων μεθόδων μέτρησης αποστάσεων, μιας και η απόλυτη λαμπρότητα των SN Ia είναι καλά γνωστή. Η μεγάλη συχνότητα των νοβα μας κάνει να ελπίζουμε ότι θα παρακολουθήσουμε κάτι τέτοιο τα επόμενα έτη, μιας και σημαίνει ότι ο λευκός νάνος συσσωρεύει υλικό με όλο και μεγαλύτερη ταχύτητα, αλλά το χρονοδιάγραμμα μέχρι την σουπερνόβα είναι από μερικούς μήνες ως χιλιάδες έτη. Darnley, Astronomy and Astrophysics 563.

Με το Hubble κατάφερε η ομάδα του Pascal Oesch από το Yale University να ανακαλύψει έναν γαλαξία με ερυθρολίσθηση z= 11,1, που μεταφράζεται σε φως που ταξίδεψε για 13,4 δις έτη, δηλαδή την εικόνα του γαλαξία μόλις 400 εκ. έτη μετά την μεγάλη έκρηξη και αμέσως (λίγα εκ. έτη) αφού το σύμπαν έγινε διαπερατό στο φως! Ο γαλαξίας (GN z11) έχει διάμετρο (κατά την εποχή της εικόνας που βλέπουμε) μόλις 4000 έτη φωτός (σε σύγκριση με τα 100000 του Γαλαξία μας), και περιέχει ήδη αστέρια 1 δις ηλιακών μαζών. Ο σχηματισμός αστεριών του έχει 20πλάσιο ρυθμό από ότι στον Γαλαξία μας και σχηματίζονται κυρίως τεράστια αστέρια, κάτι που του δίνει τέτοια λαμπρότητα, ώστε να τον διακρίνουν οι αστρονόμοι μέσα από τον θόρυβο του φάσματος που πήραν από την περιοχή του.

Το ρεκόρ απόκρυψης έχει ο διπλός αστέρας TY 2505-672-1 που βρίσκεται σε απόσταση 10000 ετών φωτός από εμάς. Κάθε 69 έτη ο ένας συνοδός αποκρύπτει τον άλλο (κόκκινο γίγαντα) για 3,5 έτη! Η μεταξύ τους απόσταση, που προκύπτει από την περιοδικότητα των αποκρύψεων, είναι όμοια με αυτήν του πλανήτη Ουρανό από τον ήλιο. Ο συνοδός που αποκρύπτει τον κόκκινο γίγαντα παρουσιάζει θερμοκρασία 2000 Κ μεγαλύτερη από αυτή του ηλίου, αλλά μόν ο την μισή του διάμετρο, κάτι που μας δείχνει ότι έχει απωλέσει τα εξωτερικά του στρώματα. Αυτά δημιουργούν έναν δίσκο που αποκρύπτει το φως του ερυθρού γίγαντα. Έτσι δικαιολογείται η μεγάλη διάρκεια της απόκρυψης. RodriguezVanderbilt University

Το Quasar OJ 287 περιλαμβάνει μια τεράστια, 18 δις ηλιακών μαζών (από τις πιο μεγάλες που γνωρίζουμε) κεντρική μαύρη τρύπα και μια επίσης τεράστια, 100 εκατομμυρίων ηλιακών μαζών (25 φορές μεγαλύτερη από αυτήν του Γαλαξία μας) μαύρη τρύπα. Η τελευταία περιφέρεται γύρω από την πρώτη και όποτε διασχίζει τον δίσκο συσσώρευσης της μεγαλύτερης, ο γαλαξίας παρουσιάζει μια κορύφωση λαμπρότητας. Ο ερευνητής Valtonen από το πανεπιστήμιο Turku της Φινλανδίας μπόρεσε με την χρήση της σχετικότητας να υπολογίσει με μεγάλη ακρίβεια την επόμενη αναλαμπή μετά το 2005 και το 2007 (πρώτη και δεύτερη σύγκρουση με τον δίσκο προσαύξησης), που έγινε τον Δεκέμβριο του 2015. Αυτές συμβαίνουν όταν ο μικρότερος γαλαξίας πλησιάζει το περί- μαυρότρυπο (δικός μου αυθαίρετος ορισμός) και περνάει 2 φορές τον δίσκο προσαύξησης. Να σημειώσουμε ότι ο δίσκος προσαύξησης περιέχει σημαντικό κλάσμα της συνολικής βαρυονικής ύλης του γαλαξία σε ένα Κβαζαρ. Για να πετύχει ο ερευνητής με την ομάδα του τόση ακρίβεια, έπρεπε να υπολογίσει 2 παράγοντες. Την σχετικιστική μετατόπιση των αψίδων (περιοδική μετατόπιση του πλησιέστερου σημείου ανάμεσα στις 2 μαύρες τρύπες κατά την τροχιά της μικρότερης) και την εκπομπή βαρυτικών κυμάτων, που κάνει το σύστημα των 2 μαύρων τρυπών να χάσει ενέργεια, με αποτέλεσμα την όλο και μικρότερη τροχιά της μικρότερης και την τελική (μετά από 10000 έτη) συγχώνευσή τους. Η μετατόπιση των αψίδων (κατά 39 μοίρες σε κάθε περιφορά, η μεγαλύτερη που βρέθηκε ποτέ) θα φέρει την τροχιά της μικρότερης μαύρης τρύπας σχεδόν παράλληλα στον δίσκο προσαύξησης της μεγαλύτερης, κάτι που αναμένουμε να επιβεβαιωθεί παρατηρησιακά με κορυφώσεις εκπομπής τον Ιούλιο του 2019 και τον Ιούλιο του 2022, πριν συνεχίσει τον κανονικό του κύκλο την δεκαετία του 2030. Η επιβεβαίωση αυτή θα αποτελέσει σημαντική απόδειξη της σχετικιστικής θεωρίας.

Ερευνητές (Tomoharu Oka) από το πανεπιστήμιο Keio της Ιαπωνίας παρατήρησαν το ασυνήθιστο νεφέλωμα CO-0,40-0,22 που βρίσκεται μόλις 200 έτη φωτός από το Γαλαξιακό κέντρο. Το νέφος αυτό παρουσιάζει μεγάλη διαφορά ταχύτητας των μορίων του, μέχρι και 100 km/sec. Η μόνη εξήγηση για αυτό (η απόσταση παραμένει μεγάλη για άμεση επιρροή από την κεντρική μαύρη τρύπα μας) είναι ότι φιλοξενεί μια μαύρη τρύπα μεσαίου μεγέθους (αυτές που ψάχνουμε!) με αποτέλεσμα το αέριο στον δίσκο προσαύξησης να αναπτύσσει τεράστιες ταχύτητες. Δεν εντοπίστηκε κάποιο συμπαγές αντικείμενο στο υπέρυθρο ή στις ακτίνες Χ. Η μάζα της υποψήφιας μαύρης τρύπας εκτιμάται στις 100000 ηλιακές.

Ένα από τα μυστήρια της κοσμολογίας είναι η ανακάλυψη της πηγής της ακτινοβολίας που ήταν αιτία του επαναιονισού της ύλης του νεαρού σύμπαντος. Όταν 380000 έτη μετά την μεγάλη έκρηξη το σύμπαν κρύωσε αρκετά, ώστε να σχηματιστούν άτομα, το μόριο που κυριάρχησε και κυριαρχεί και σήμερα είναι το μοριακό υδρογόνο. Αυτό όμως απορροφούσε την υπεριώδη ακτινοβολία των τεράστιων πρώτων άστρων, με αποτέλεσμα το σύμπαν να παραμένει σκοτεινό (να μην λάμπουν οι γαλαξίες). Μια ομάδα ερευνητών (Isotow) από την ακαδημία επιστημών της Ουκρανίας απέδειξε ότι οι γαλαξίες πράσινα μπιζέλια παρουσίαζαν έντονη αστρογέννηση. Αυτοί οι γαλαξίες (φωτογραφικά μοιάζουν με πράσινα μπιζέλια) σχημάτιζαν τόσο μεγάλο αριθμό νέων τεράστιων αστεριών, που η υπεριώδης ακτινοβολία τους δεν μπορούσε να απορροφηθεί από το μοριακό υδρογόνο που διέθεταν. Το 8% της ακτινοβολίας αυτής διέφευγε στον μεσογαλαξιακό χώρο, με αποτέλεσμα να ιονίσει μοριακό υδρογόνο 40πλάσιας μάζας από αυτήν των γαλαξιών. Ο επαναιονισμός επιτεύχθηκε όταν ένα μεγάλο μέρος του μοριακού υδρογόνου διασπάστηκε σε πρωτόνια και ηλεκτρόνια. Έτσι οι γαλαξίες πράσινα μπιζέλια είχαν σημαντική συνεισφορά στην μετάβαση του σύμπαντος από σκοτεινό σε φωτεινό.

Αντίθετα με τα αρχαία (10 με 13 δις ετών) σφαιρωτά σμήνη του Γαλαξία μας, στα Μαγγελανικά νέφη παρατηρούμε πολύ νεαρότερα σφαιρωτά. Το NGC 1783 στο μεγάλο Μαγγελανικό έχει ηλικία 1,4 δις έτη, μετά από φασματοσκοπική μελέτη του. Μια ομάδα ερευνητών από το πανεπιστήμιο του Πεκίνου ανακάλυψε σε αυτό άλλους 2 αστρικούς πληθυσμούς, 890 εκατομμυρίων και 490 εκατομμυρίων ετών αντίστοιχα. Παρόμοια αποτελέσματα έδωσαν έρευνες των σφαιρωτών NGC 1696 και NGC 411 στο μικρό Μαγγελανικό. Αυτό σημαίνει ότι στα σφαιρωτά τα αστέρια δημιουργούνται σε δόσεις. Φαίνεται πως όταν πλησιάζουν το κυρίως επίπεδο του γαλαξία στον οποίο φιλοξενούνται εμπλουτίζονται από σκόνη και αέριο. Αυτό δημιουργεί μια νέα αναζωπύρωση του σχηματισμού αστεριών, μιας και τα σφαιρωτά σμήνη θεωρούνται φτωχά σε αέριο και σκόνη αντικείμενα.

Εγώ σε ευχαριστώ, είναι πολύ σημαντικό να προσπαθούμε να αναλύσουμε τις πληροφορίες από τις ανακοινώσεις που διαβάζουμε.

Τα ανοιχτά σμήνη περιέχουν κατά κανόνα πολύ λιγότερα αστέρια από τα σφαιρωτά. Διαλύονται γιατί τα αστέρια τους αποκτούν εύκολα ταχύτητα διαφυγής από το σμήνος. Ένας ακόμα παράγοντας διάλυσης είναι ότι δημιουργούνται σε πυκνές περιοχές του Γαλαξία, με αποτέλεσμα να έχουν πολλές βαρυτικές παρενοχλήσεις από άλλα σμήνη ή νεφελώματα. Παλαιά θεωρούσαμε την ηλικία ως κριτήριο για το αν ένα σμήνος είναι σφαιρωτό (αρχαίο) ή ανοιχτό, αλλά αυτό δεν ισχύει σε άλλους γαλαξίες (στα Μαγγελανικά νέφη έχουμε νεαρά σφαιρωτά). Ακόμα δεν είμαστε σίγουροι αν τα σφαιρωτά δημιουργούνται στον γαλαξία τους ή είναι απομεινάρια γαλαξιακών συγχωνεύσεων.

Αυτό ακριβώς θέλουν να βρουν οι ερευνητές. Η μεγάλη πυκνότητα των σφαιρωτών σμηνών, η σχετικά μεγάλη τους απόσταση και ο μεγάλος αριθμός ερυθρών γιγάντων που φιλοξενούν δυσκολεύει πολύ το έργο των αστρονόμων. Προσπαθούν να μετρήσουν τις κινήσεις εσωτερικών αστεριών των σφαιρωτών σε μήκη κύματος στα οποία δεν κυριαρχεί το εκτυφλωτικό φως των ερυθρών γιγάντων. Το σκεπτικό είναι ότι στους γαλαξίες βρίσκουμε τις υπερμεγέθης μαύρες τρύπες και τις αστρικές. Η ενδιάμεση κατηγορία (αν υπάρχει), με τυπική μάζα από 100 ως 10000 ηλιακές, ίσως να φιλοξενείται σε σφαιρωτά σμήνη. Δεν έχει βρεθεί κάτι τέτοιο, αλλά είναι μια ενδιαφέρουσα μελέτη.