ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

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.

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.