ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

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.

Είμαι από τους λίγους τυχερούς που απόλαυσαν την ολικότητα στο Ternate. Είχαμε ελαφριά συννεφιά, που μας στέρησε λίγο από το στέμμα, αλλά η τεράστια προεξοχή στην χρωμόσφαιρα (ώρα 8 στον ηλιακό δίσκο), πάνω από την περιοχή των χαντρών του Bailey μας αποζημείωσε με το παραπάνω. Το θέαμα με τα κυάλια ήταν εκπληκτικό. Οι ντόπιοι είχαν στριμωχτεί γύρω μας και ήθελαν όλοι να φωτογραφηθούν μαζί μας. Ο καιρός ήταν πολύ ζεστός και υγρός. Ο ήλιος ανέβαινε κατακόρυφα, αφού ήμασταν σχεδόν στον ισημερινό. Πρώτη φορά μετά το Καστελόριζο είδα έκλειψη κάπου με πολύ κόσμο, αλλά ήταν όλοι οι ντόπιοι χαμογελαστοί και χαρούμενοι που μας είχαν κοντά τους, που το χάρηκα πολύ.

Η σουπερνόβα Refsdal είναι μια συνηθισμένη τύπου ΙΙ από έναν γαλαξία που το φως του μας έρχεται από τα 9 δις έτη φωτός, με την διαφορά ότι η εικόνα της ενισχύεται και πολλαπλασιάζεται από ένα γαλαξιακό σμήνος που το φως του μας έρχεται από 5 δις έτη φωτός. Μάλιστα η ευθυγράμμιση του γαλαξία με το σμήνος και εμάς είναι τόσο καλή, ώστε να έχουμε ένα σταυρό του Αινστάιν (τετραπλή απεικόνιση του γαλαξία με μεγάλη συμμετρία). Η πρώτη λάμψη της σουπερνόβα σε ένα από τα 4 είδωλα παρουσιάστηκε το 1995, χωρίς να παρατηρηθεί. Μια ομάδα του Tommaso Treu από το University of California υπολόγισε ότι το αργότερο το πρώτο τρίμηνο του 2016 πρέπει να φανεί η σουπερνόβα σε 2 άλλα είδωλα, εκτός του σαυρού. Πρέπει να εμφανιστεί 1/3 αμυδρότερη από τα 4 είδωλα που παρατηρήθηκαν τον Νοέμβριο του 2015. Τελικά η ομάδα του Patrick Kelly από το ίδιο πανεπιστήμιο ανακάλυψε ένα τέτοιο είδωλο στις 10 Δεκεμβρίου 2015. Αντίθετα, λήψεις στις 30 Οκτωβρίου δεν έδειξαν κάτι ανάλογο. Η σουπερνόβα αυτής τη ημερομηνίας είναι σύμφωνη με την Refsdal (από τον ομώνυμο αστρονόμο που προέβλεψε τις πολλαπλές απεικονίσεις σουπερνόβα μέσω βαρυτικών φακών) σε χρονική στιγμή, θέση και λαμπρότητα. Μένει η φασματοσκοπική επιβεβαίωση. Το γαλαξιακό σμήνος λειτουργεί ως βαρυτικός φακός, παρεκτρέποντας το φως της σουπερνόβα, με αποτέλεσμα να υπάρχει χρονική καθυστέρηση ανάμεσα στα διαφορετικά είδωλα. Ανάλογα την διαδρομή του φωτός εμφανίζεται κάποιο είδωλο πρώτο. Η μεγάλη βαρύτητα του σμήνος επίσης επιβραδύνει το φως (καθυστέρηση Saphiro), έτσι δεν σημαίνει ότι το φως από το είδωλο που έφτασε πρώτο κινήθηκε πιο ευθύγραμμα, δηλαδή με μικρότερη διαδρομή. Αν μπορέσουμε να έχουμε μεγαλύτερη ακρίβεια στην μέτρηση των αποστάσεων, στην περίπτωσή μας του γαλαξία και του βαρυτικού φακού, θα μπορέσουμε με το φαινόμενο Refsdal να μετρήσουμε κοσμολογικές παραμέτρους όπως η σταθερά του Hubble.

Με την βοήθεια αρχείων από το τηλεσκόπιο Hubble ερευνητές ανακάλυψαν τεράστια αστέρια να έσβησαν χωρίς έκρηξη σούπερνοβα, τις λεγόμενες Unnova. Αυτά τα αστέρια καταρρέουν σε μαύρη τρύπα. Η πίεση των νετρίνων που δημιουργούνται κατά την κατάρρευση του αστρικού πυρήνα από σίδηρο, δεν μπορεί να <αποκρούσει> την ύλη που ακολουθεί τον αστρικό πυρήνα (η πίεση του ασύλληπτου αριθμού νετρίνων, που δημιουργούνται από την κατάρρευση των ηλεκτρονίων στους πυρήνες σιδήρου, κάνει το εξωτερικό του πυρήνα αστρικό υλικό να αναπηδά, δημιουργώντας έτσι την έκρηξη σουπερνόβα). Ακόμα περισσότερο περιπλέκει τα πράγματα το γεγονός ότι βρίσκουμε πολλούς αστέρες νετρονίων 1,4 ηλιακών μαζών και μαύρες τρύπες 5 ηλιακών μαζών και πάνω. Οι ερευνητές έψαξαν για μεγάλα αστέρια (υπεργίγαντες) που σε μεταγενέστερες φωτογραφίες φαίνεται να έσβησαν. Να σημειώσουμε ότι μέχρι τώρα δεν έχει βρεθεί καμία σουπερνόβα να προέρχεται από υπεργίγαντα με πάνω από 16,5 ηλιακές μάζες, στις λίγες περιπτώσεις που έχουμε εικόνα του αστεριού πριν την έκρηξη. Οι γαλαξίες που έψαξαν είναι σε απόσταση μεταξύ 32 και 91 εκ. έτη φωτός, ώστε να χωράνε ολόκληροι στο πεδίο του Hubble και να αναλύονται τα μεγάλα αστέρια, και να τους έχει φωτογραφίσει τουλάχιστον 3 φορές, με το αντικείμενο να φαίνεται στις 2 λήψεις πριν την εξαφάνισή του. Έτσι δεν μπορεί να έχει εκραγεί ως σουπερνόβα. Τελικά βρέθηκε μια περίπτωση Unnova και άλλη μία από το τηλεσκόπιο Large Binocular Telescope. Οι 2 αυτές περιπτώσεις είναι μόνο η αρχή για την επιβεβαίωση της θεωρίας. (Thomas Reynolds, Cambridge)

Η χτεσινή ομιλία του Κυρίου Αποστολάτου ήταν εξαιρετική. Μεταξύ άλλων μας ξεκαθάρισε ότι δεν επηρεάζεται το μήκος κύματος του λέιζερ των ανιχνευτών από τα βαρυτικά κύματα. Αυτό που έχω απορία είναι αν τα βαρυτικά κύματα έχουν ένα είδος ερυθρολίσθησης, δηλαδή αν μεγαλώνει το μήκος κύματός τους λόγω της συμπαντικής διαστολής. Η βαρύτητα είναι ιδιότητα του χωροχρόνου, άρα αν μεταβάλεται ο χώρος (διαστολή του σύμπαντος) ίσως επηρεάζονται και αυτά. Από την άλλη, αν κινούνται με την ταχύτητα του φωτός στο κενό, ταχύτητα που δεν φτάνει ούτε το ίδιο το φως επειδή δεν υπάρχει πραγματικό κενό στο σύμπαν, ίσως να μην επηρεάζονται από την συμπαντική διαστολή. Να θέσω ένα παράδειγμα, υπάρχουν περιοχές στο σύμπαν από τις οποίες δεν μπορούμε να λάβουμε ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία, επειδή βρίσκονται έξω από τον κώνο φωτός μας, δηλαδή η διαστολή του σύμπαντος στην απόσταση που βρίσκονται αυτές οι περιοχές ξεπερνάει την ταχύτητα του φωτός. Μπορούμε να περιμένουμε βαρυτικά κύματα από μια τέτοια περιοχή (για παράδειγμα, από έναν γαλαξία που με την διαστολή του σύμπαντος βρίσκεται 20 δις έτη φωτός μακριά μας)?

Μετά την χτεσινή ομιλία του φίλου μου Θανάση Ευαγγελόπουλο στην συνάντηση του ΣΕΑ με θέμα τα βαρυτικά κύματα, κατανόησα μερικά σημαντικά σημεία του θέματος. Μάλλον η συγχώνευση των 2 οριζόντων γεγονότων πρέπει να συνέβη πριν αρκετό καιρό, με αποτέλεσμα παρά το ότι πρόκειται για πολύ δυναμικό γεγονός, να μην παρατηρήθηκε τίποτα. Τα βαρυτικά κύματα πρέπει να εκπέμπονται στον ορίζοντα γεγονότων (όχι έξω από αυτόν, όπου συσσωρεύεται η ύλη) και όχι στην μοναδικότητα στο κέντρο της μαύρης τρύπας, όπου δεν έχει νόημα να μιλάμε για χώρο ή χρόνο και την στρέβλωση του. Αν πράγματι εκπέμπονται στον ορίζοντα, ίσως μας δίνουν πληροφορίες για το μέγεθος του ορίζοντα, άρα και τη μάζα της μαύρης τρύπας. Ακόμα, τα βαρυτικά κύματα μπορούν να παρουσιάσουν συμβολή όπως όλα τα κύματα. Δεν αφήνουν σημάδια στην ύλη που διαπερνούν, έτσι αντίθετα με την μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου, που εκφράζει τις διακυμάνσεις της θερμοκρασίας της ύλης λόγω της αλληλεπίδρασης με την ακτινοβολία, δεν υπάρχει ανάλογο υπόβαθρο βαρυτικών κυμάτων. Ελπίζω τα συμπεράσματά μου να είναι σε σωστή κατεύθυνση.

Τελικά λέμε το ίδιο. Εγώ αναφέρωμαι στις έμμεσες μετρήσεις έξω από τον ορίζοντα γεγονότων. Αυτή ακριβώς είναι η μεγάλη αξία της ανίχνευσης των βαρυτικών κυμάτων, να δούμε γεγονότα που είναι αόρατα στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα. Με αποκορύφωμα την εποχή αμέσως μετά την μεγάλη έκρηξη μέχρι τον επαναιονισμό.

Bellatrix, δεν βοηθάει να λες <τα έχεις μπερδέψει λίγο>, δεν γράφω για πανελλήνιες, όχι πια στην ηλικία μου! Αν υπάρχει κάτι συγκεκριμένο που σου φαίνεται λάθος, βοηθάει εμένα και την συζήτηση να το επισημάνεις. Ξέρω ότι έθεσα πολλά θέματα ταυτόχρονα, αλλά δεν θέλω να επεκταθώ πολύ γιατί τα μεγάλα κείμενα κουράζουν. Απλά θέλω να τονίσω ότι η τελική και αναμφισβήτητη επιβεβαίωση στην αστρονομία έρχεται πολλές φορές με ανεξάρτητη μέτρηση του ίδιου φαινομένου. Για παράδειγμα, η μέτρηση αποστάσεων επαληθεύεται πολύ καλά με μια δεύτερη ανεξάρτητη, με άλλη μέθοδο, μέτρηση. Μετρήσεις διαφορετικής μεθόδου κατέρριψαν την προηγούμενη (έμμεση) ανακάλυψη βαρυτικών κυμάτων. Έτσι, αν το φαινόμενο της συγχώνευσης των μαύρων τρυπών αφήνει και κάποιο άλλο μετρήσιμο ίχνος, θα ήταν ότι καλύτερο. Να επισημάνω ότι η συζήτηση που συμμετέχουμε είναι πολύ διαφωτιστική, και με βοήθησε να μάθω πολλά για το θέμα. Για μένα είναι ένα χαρακτηριστικό δείγμα της δυναμικής του αστροβοξ.