ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

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.

Ακόμα και στα σχετικά πυκνά σφαιρωτά σμήνη σπάνια ένα αστέρι θα βρεθεί τόσο κοντά στην υποτιθέμενη κεντρική μαύρη τρύπα, ώστε να του αφαιρέσει υλικό. Και δεν έχουμε παρατηρήσει μέχρι τώρα εκσφενδονισμό αστεριού από γαλαξία λόγω της κεντρικής μαύρης τρύπας (να έχει το αστέρι πορεία προς τα έξω και την απαιτούμενη ταχύτητα διαφυγής). Αυτό που παρατηρούμε είναι να αποκτούν αστέρια κοντά στην μαύρη τρύπα του Γαλαξία μας πολύ έκκεντρες τροχιές, που τελικά θα καταλήξουν σε αυτήν. Το ζήτημα παραμένει ακόμα ανοιχτό. Η πηγή είναι το Sterne und Weltraum, 3-2016.

Έστω και αργοπορημένα, μια φωτογραφία της έκλειψης

Μέχρι τώρα έχουμε ανακαλύψει μαύρες τρύπες αστρικής μάζας από καταρρεύσεις των πυρήνων τεράστιων αστεριών, λίγο μεγαλύτερες από συγχωνεύσεις αστρικών μαύρων τρυπών, 100000 ηλιακών μαζών σε νάνους γαλαξίες και εκατομμυρίων ή δισεκατομμυρίων ηλιακών μαζών, ανάλογα με το μέγεθος των γαλαξιών που τις φιλοξενεί. Μας λείπει το μεσαίο μέγεθος, από 100 ως δεκάδες χιλιάδες ηλιακές μάζες. Τέτοιες μαύρες τρύπες πρέπει να φιλοξενούνται στα σφαιρωτά σμήνη. Αυτά έχουν ως πλεονεκτήματα για την δημιουργία τέτοιων μαύρων τρυπών την πολύ μεγάλη ηλικία τους (πολλές αστρικές μαύρες τρύπες από τα βραχύβια μεγάλα αστέρια), την κοντινή απόσταση μεταξύ των αστεριών (συγχωνεύσεις μαύρων τρυπών) και την ενδιάμεση μάζα σε ανοιχτά σμήνη, όπου δημιουργούνται οι αστρικές μαύρες τρύπες, και νάνους γαλαξίες. Στα σφαιρωτά σμήνη δεν υπάρχει πλέον πολύ αέριο (έχει καταναλωθεί στην δημιουργία των αστεριών). Έτσι δεν θα μπορούσαμε να εντοπίσουμε έναν δίσκο προσαύξησης γύρω από μια μαύρη τρύπα (από την έντονη εκπομπή ακτίνων Χ). Ακόμα, η μεγάλη πυκνότητα σε αστέρια δυσκολεύει την θέα προς τις εσωτερικές τους περιοχές. Η προσπάθεια των επιστημόνων είναι να μετρήσουν τις ταχύτητες των άστρων στα σφαιρωτά φωτομετρικά (μετακινήσεις σε εικόνες σε βάθος χρόνου) και φασματογραφικά (ερυθρολισθήσεις). Οι ταχύτητες των άστρων είναι σχετικές με την μάζα του σμήνος. Αν διαπιστωθούν στον πυρήνα ενός σφαιρωτού μεγαλύτερες από τις αναμενόμενες αστρικές ταχύτητες, αυτό θα είναι μια ένδειξη της ύπαρξης μιας μαύρης τρύπας που θα επηρεάζει βαρυτικά αυτά τα αστέρια, η μάζα της οποίας θα μπορεί να εκτιμηθεί από αυτές τις ταχύτητες. Όμως αυτές οι μετρήσεις περιέχουν αρκετή αβεβαιότητα (τυχαίες κινήσεις μεμονομένων αστεριών, βαριά σώματα όπως αστέρες νετρονίων κ.α. μπορούν να επηρεάσουν το αποτέλεσμα). Με τα νέα μεγάλα τηλεσκόπια αισιοδοξούμε να έχουμε τα επιθυμητά αποτελέσματα.

Ξέρουμε ότι τα αστέρια με μάζα σαν του ηλίου μας και μέχρι 8 ηλιακές μάζες θα καταλήξουν σε λευκούς νάνους, σώματα με μάζα μέχρι 1,4 ηλιακές και μέγεθος μόλις όσο η Γη μας. Σε αυτά τα 1 εκατομμύρια φορές πυκνότερα από τον ήλιο μας εξωτικά σώματα η ύλη είναι κυρίως εκφυλισμένη. Τώρα προκύπτει το συμπέρασμα ότι οι λευκοί νάνοι πολλές φορές καταστρέφουν τους πλανήτες και τους αστεροειδείς τους. Όταν το αστέρι φουσκώσει σε ερυθρό γίγαντα, πριν γίνει λευκός νάνος, διαταράσσει τις τροχιές των πλανητών. Οι πλανήτες αντιμετωπίζουν την τριβή των εξωτερικών στρωμάτων του ερυθρού γίγαντα, τα οποία φτάνουν τις τροχιές κάποιων από αυτούς. Οι τροχιές των πλανητών γίνονται πιο ελλειπτικές. Όταν πλησιάζουν πολύ το αστρικό πτώμα διαμελίζονται από τις παλιρροϊκές δυνάμεις. Το παραπάνω συμπέρασμα προκύπτει από την παρατήρηση, στο υπέρυθρο, θραυσμάτων με σκόνη γύρω από λευκούς νάνους και από βαρέα στοιχεία στα φάσματά τους. Η άμεση απόδειξη ήρθε από την ομάδα του Andrew Vanderburg, Havard. Με το τηλεσκόπιο Kepler και επίγεια τηλεσκόπια εντόπισε αυτά τα θραύσματα γύρω από τον WD1145+ 017, 570 έτη φωτός μακριά. Διαπιστώθηκε η αυξομείωση του φωτός του λευκού νάνου κάθε 4,5- 4,9 ώρες. Αυτό σημαίνει ότι ο λευκός νάνος έχει σε στενές τροχιές γύρω του πολλά μικρά σώματα (φαίνεται από την σχετική καμπύλη, η μη συμμετρία αποκλείει ένα σφαιρικό σώμα όπως ένας πλανήτης).

Φωτογραφίες της ολικότητας έχουν τα μέλη της παρέας μας στην Ινδονησία. Γυρίζουν σήμερα στην Ελλάδα, άρα θα τις δείτε σύντομα.