ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

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.

Το διάβασα και εγώ, πρόκειται για μαύρες τρύπες στα όρια της μάζας (ή και έξω από αυτά) των αστρικών πτωμάτων τεράστιων αστεριών (πρώνη αστικών πυρήνων), και την τελική συγχώνευσή τους. Αυτά τα αστέρια είναι συνήθως διπλά, έτσι δεν αποτελεί έκπληξη η συγχώνευσή τους. Ισως η μεγάλη μάζα τους (αδράνεια) διατήρησε το σύστημα μετά τις 2 εκρήξεις σουπερνόβα που υπέστη. Η επιβεβαιώνεται η θεωρία ότι δεν σημειώνεται έκρηξη σουπερνόβα στα πολύ τεράστια αστέρια. Μπορεί να αύξησαν την μάζα τους συσσωρεύοντας ύλη από τα εξωτερικά στρώματα των ¨2 πρώην αστεριών, που είχαν διαφύγει αρχικά λόγω των ισχυρότατων αστρικών ανέμων. Οι εκρήξεις ακτίνων γ ανιχνεύονται και από τέτοιες αποστάσεις. Θα ήταν ωραίο μια τέτοια έκρηξη, που θεωρείται το πιο βίαιο γεγονός στο σύμπαν, να είναι το afterglow της εκπομπής βαρυτικών κυμάτων. Η θεωρητική πηγή ακτίνων γ σε αυτήν την περίπτωση δεν είναι μέσα στις 2 μαύρες τρύπες ή στην νέα μεγαλύτερη που δημιουργήθηκε, αλλά στον ορίζοντα γεγονότων (για αυτό και λέγεται μαύρη τρύπα), από το υλικό που συσσωρεύεται γύρω από αυτόν. Και έχουμε μετρήσει σε μερικές περιπτώσεις (ιδίως από την μαύρη τρύπα στο κέντρο του Γαλαξία μας, ή την πηγή X-Cycnus X-1) ακτινοβολία από τον ορίζοντα γεγονότων. Ισως να μοιάζει και με ένα μικρό κβάζαρ με πίδακες, αν αναλογιστούμε ότι οι δίσκοι προσαύξησης στους ορίζοντες γεγονότων πρέπει να συγχωνευτούν. Θα ήταν άλλη μια πηγή ακτινοβολίας, από τα σχετικιστικά ραδιοκύματα ως τις ακτίνες Χ που θα παράγονταν με την αλληλεπίδραση των πιδάκων με το γύρω νεφέλωμα (τόσο μεγάλα αστέρια πεθαίνουν πολύ γρήγορα, και συνήθως βρίσκονται ακόμα μέσα σε ευρύτερες περιοχές αστρογέννησης). Πάντως η επιβεβαίωση των αποτελεσμάτων είναι εκπληκτική, και το χρονικό σημείο πολύ σημαντικό, μιας και ετοιμάζεται ο δοκιμαστικός δορυφόρος ανίχνευσης βαρυτικών κυμάτων, που θα ανοίξει τον δρόμο για τους συμβολομετρικούς δορυφόρους ανίχνευσης βαρυτικών κυμάτων LISA.

Σκέφτομαι κάτι διαφορετικό. Τα βαρυτικά κύματα μεταδίδονται με την ταχύτητα του φωτός στο κενό. Άρα προηγούνται της όποιας ακτινοβολίας από το γεγονός που τα προκάλεσε. Η ακτινοβολία που θα εκπέμψει αυτή η περιοχή κατά το γεγονός της εκπομπής βαρυτικών κυμάτων θα έχει μια χρονική καθυστέρηση, λόγω αλληλεπιδράσεων με την ύλη στην περιοχή της συγχώνευσης των μαύρων τρυπών και με την μεσοαστρική και μεσογαλαξιακή ύλη (ποτέ δεν φτάνει την ταχύτητα του φωτός στο κενό). Σε τόση μεγάλη απόσταση αυτή η καθυστέρηση πρέπει να είναι μετρήσιμη. Μπορεί να επαληθευτεί η ανίχνευση των βαρυτικών κυμάτων από ένα , μια λάμψη με χρονική καθυστέρηση (μάλλον στις ακτίνες γ, ίσως ως GRB, gamma ray burst). Αν το σήμα προέρχεται από την έναρξη της διαδικασίας της συγχώνευσης των μαύρων τρυπών, θα ακολουθήσουν και άλλα από την ίδια πηγή? Έχουμε παρατηρήσει μαύρες τρύπες να περιφέρονται αρκετά ασύμμετρα γύρω από το κοινό κέντρο βάρους τους, μιας και δεν έχουν ίδια μάζα (πρόκειται για κεντρικές μαύρες τρύπες γαλαξιών που συγχωνεύτηκαν). Μπορεί η εκπομπή να προέρχεται από την φάση που πλησιάζουν οι μαύρες τρύπες και να επαναλαμβάνεται σε κάθε περι- ... μαυρότρυπο (όπως λέμε περίαστρο)? Αν το σήμα προέρχεται από την τελική φάση της συγχώνευσης, τότε ήταν ένα και μοναδικό, αλλά θα είχαμε και GRB.

Αυτό το ποσοστό βγαίνει λίγο έμμεσα. Δεν σημαίνει ότι τα 7 από τα 10 αστέρια που παρατηρούμε είναι κόκκινοι νάνοι. Είναι πολύ αμυδροί, άρα ανιχνεύονται δύσκολα. Πιστεύουμε ότι υπάρχουν τόσοι πολλοί, επειδή 1) Ζουν για... πάντα (τρις ετη), άρα όσοι δημιουργήθηκαν από την αρχή του σύμπαντος υπάρχουν ακόμα. 2) Σήμερα γεννιούνται πολύ περισσότερα μικρά από μεγάλα αστέρια. Αυτό συμβαίνει επειδή η πρώτη ύλη δημιουργίας τους (μοριακά νεφελώματα) είναι πιο πλούσια σε βαρύτερα στοιχεία από παλαιότερες εποχές του σύμπαντος, κάτι που δυσκολεύει την κατάρρευση μεγάλων τμημάτων των νεφελωμάτων. Τα μικρά τμήματα των νεφελωμάτων (θραύσματα) μας δίνουν και μικρά αστέρια. Υπολογίζουμε ότι η μέση μάζα των τμημάτων που καταρρέουν είναι μισή ηλιακή μάζα. Ένα ακόμα χαρακτηριστικό των κόκκινων νάνων είναι ότι συνήθως είναι μονά, ενώ τα μεγάλα αστέρια είναι συνήθως διπλά. Ετσι εξελίσσονται αργά χωρίς αλληλεπίδραση με συνοδό αστέρα, που θα μπορούσε να επιταχύνει την αστρική τους εξέλιξη.

Στους γαλαξίες μετράμε και την ερυθρολίσθηση, δηλαδή αν μας πλησιάζουν ή απομακρύνονται από εμάς, και πόσο γρήγορα. Υπάρχει μια περίπτωση, στους βαρυτικούς φακούς, που βλέπουμε το ίδιο αντικείμενο σε διαφορετικούς χρόνους.

Μπραβο Αντώνη, η διεθνής αναγνώριση και τα θερμά συγχαρητήρια τόσων φίλων είναι η καλύτερη επιβράβευση.

Τέτοια φαινόμενα, όπως η συγχώνευση 2 μαύρων τρυπών σε μακρινό γαλαξία, δεν είναι παρατηρήσιμα, λόγω σπανιότητας και μεγάλης χρονικής διάρκειας. Ισως κάποια στιγμή μετρήσουμε ακτινοβολία γ και σχετικιστική ακτινοβολία που να σχετίζεται με τέτοιο φαινόμενο, δηλαδή το παρατηρήσουμε έμμεσα. Ισως να μπορούμε να ανιχνεύσουμε σχετικά βαρυτικά κύματα. Η θεωρία πάντως προβλέπει την συγχώνευση των 2 μ. τρυπών.

Το Κβαζαρ PCG 1302-102 βρίσκεται στην Παρθένο και απέχει 3,5 δις έτη. Πρόκειται για έναν ενεργό ελλειπτικό γαλαξία, με 2 μαύρες τρύπες να περιφέρονται η μια γύρω από την άλλη σε απόσταση 0,06-0,22 έτη φωτός. Οι 2 μαύρες τρύπες κινούνται μέσα από έναν δίσκο σκόνης και αερίων, με αποτέλεσμα να συσσωρεύουν πολύ ύλη. Αυτή δεν πέφτει κατευθείαν στις μαύρες τρύπες, λόγω της διατήρησης στροφορμής της, αλλά συσσωρεύεται σε δίσκους συσσώρευσης. Το υλικό εκεί θερμαίνεται πάρα πολύ, με αποτέλεσμα να εκπέμπει ακτινοβολία μεγάλης ενέργειας. Η πιο λαμπρή από τις 2 μαύρες τρύπες (λόγω του δίσκου συσσώρευσης) είναι η μικρότερη και κινείται με 20000 km/s γύρω από το κοινό κέντρο μάζας τους, σχεδόν με το 7% της ταχύτητας του φωτός! Η μικρότερης μάζας μ. τρύπα κινείται πιο κοντά στην πυκνότερη από ύλη περιοχή και έτσι συσσωρεύει περισσότερη ύλη, για αυτό λάμπει και περισσότερο. Λόγω μεγάλης ταχύτητας της μ. τρύπας είναι έντονο το φαινόμενο ντοπλερ, ανάλογα το αν κινείται προς εμάς η απομακρύνεται. Το φως από την μ. τρύπα ενισχύεται από σχετικιστικά φαινόμενα. Στο ορατό το σύστημα εμφανίζει μεταβλητότητα. Αν αυτή οφείλεται σε σχετικιστικά φαινόμενα, πρέπει να εμφανίζεται στο υπεριώδες δυόμιση φορές ενισχυμένη. Αυτό πράγματι το επιβεβαίωσαν οι μετρήσεις του Galex και του Hubble. Στα επόμενα εκατομμύρια έτη αναμένεται να συγχωνευτούν οι δύο μαύρες τρύπες.

Η επισκόπηση Dark Energy Survey (DES),που έχει ως στόχο την μελέτη της προέλευσης και κατανομής της σκοτεινής ενέργειας, ανακάλυψε πλήθος υποψήφιων ακραία αμυδρών νάνων γαλαξιών (ultra- faint dwarf galaxies)κοντά στον Γαλαξία μας. Αυτά τα αντικείμενα έχουν διάμετρο ανάμεσα σε 55 και 590 έτη φωτός και βρίσκονται σε απόσταση 80000- 700000 έτη φωτός από εμάς. Τα μικρότερα από αυτά περιέχουν μόλις 500 αστέρια, πλήθος που παραπέμπει σε ανοιχτό σμήνος. Το μέγιστο της λαμπρότητάς τους φτάνει μόλις το 1 δισεκατομμυριοστό αυτής του Γαλαξία μας. Από τα φάσματά τους είδαμε ότι περιέχουν πολύ περισσότερη ύλη από την ορατή- κάτι που σημαίνει ότι περιβάλλονται από πολύ σκοτεινή ύλη. Βρίσκονται κοντά στα Μαγγελανικά νέφη, κάτι που μας κάνει να πιστεύουμε ότι πρόκειται για δορυφόρους των 2 αυτών δορυφόρων γαλαξιών, που είναι σύμφωνο με την θεωρία της κατανομής της σκοτεινής ύλης.

Στον νότιο αστερισμό διαβήτης βρίσκεται η πηγή ακτίνων Χ Circinus X-1. Πρόκειται για ένα στενό διπλό σύστημα, με έναν αστέρα νετρονίων να περιφέρεται γύρω από ένα κανονικό αστέρι. Αυτό το σύστημα παρουσιάζει ισχυρά ξεσπάσματα ακτινοβολίας Χ, με το τελευταίο να παρατηρήθηκε το 2013. 4 μήνες μετά το τελευταίο ξέσπασμα παρατηρήσαμε ότι δημιουργήθηκαν δακτύλιοι γύρω από το σύστημα (στις ακτίνες Χ). Αυτοί οι δακτύλιοι είναι μια ηχώ από ένα πλούσιο σε σκόνη νέφος, που αντανακλάει τις ακτίνες Χ. Με την χρήση ραδιοτηλεσκόπιου μετρήθηκε η απόσταση αυτού του νέφους σκόνης. Να σημειώσουμε ότι η ηχώ αυτή είχε 1-3 μήνες καθυστερημένη άφιξη σε εμάς, σε σχέση με την άμεση εκπομπή ακτίνων Χ από το σχετικό ξέσπασμα. Τα παραπάνω δεδομένα μας βοήθησαν να εκτιμήσουμε την απόσταση της πηγής στα 30700 έτη φωτός. Αυτό σημαίνει ότι στις προηγούμενες μετρήσεις, που τοποθετούσαν την πηγή πιο κοντά μας, υποτιμήθηκε η λαμπρότητά της. ΄ The astrophysical Journal 806

Χονδρικά, σε ένα Κβαζαρ (χαρακτηριστική κατηγορία γαλαξιών με ενεργό κέντρο (AGN)), ο υπέρ- λαμπρός αυτός γαλαξιακός πυρήνας επισκιάζει την λάμψη όλου του υπόλοιπου γαλαξία. Αυτό συμβαίνει όταν συσσωρεύεται πολύ ύλη στην κεντρική μαύρη τρύπα. Σε κάποια φάση της γαλαξιακής εξέλιξης μεταναστεύει υλικό από τον δίσκο στο εσωτερικό του γαλαξία. Τότε κυριαρχεί στον γαλαξία ο ενεργός πυρήνας, που παρουσιάζει τεράστιους πίδακες εκροής. Αυτή η φάση ατονεί κάποια στιγμή, έτσι <ξαναηρεμεί> το κέντρο του γαλαξία. Φυσικά η μαύρη τρύπα συσσωρεύει πάντα υλικό, αλλά ο βαθμός της συσσώρευσης δεν είναι συνέχεια ο ίδιος, εξαρτάται απο την διαθέσιμη ύλη στην κεντρική περιοχή του γαλαξία. Στον γαλαξία που αναφερόμαστε, η μαύρη τρύπα δεν τρέφεται πλέον αρκετά, ώστε να διατηρήσει ο γαλαξίας AGN (ενεργό γαλαξιακό πυρήνα).

Ανοιχτά σμήνη Ενώ γνωρίζουμε τη ύπαρξη 3000 ανοιχτών σμηνών στον γαλαξία μας, η ανάλυση των δεδομένων των παρατηρήσεων μας επιτρέπει να γνωρίζουμε κάποια στοιχεία (ηλικία, απόσταση και διάμετρο) για μόλις 1250 από αυτά. Μας βοηθάνε εδώ πολύ οι ισόχρονες, δηλαδή τα σημεία αποκοπής κάθε σμήνος από την κύρια ακολουθία του διαγράμματος H/R, που μας δείχνουν την ηλικία του σμήνος (όλα τα αστέρια ενός ανοιχτού σμήνους έχουν περίπου την ίδια ηλικία). Ένα πρόβλημα, πέρα από την απορρόφηση του αστικού φωτός από την σκόνη, μιας και τα ανοιχτά σμήνη βρίσκονται στον <σκονισμένο> δίσκο του Γαλαξία μας, είναι η μεγάλη διασπορά των αστεριών με την πάροδο του χρόνου. Έτσι στις Υάδες παρατηρούμε, μέσω των κινήσεων και των ταχυτήτων των αστέρων, να έχουν βαρυτική σύνδεση μόλις το 1/3 από τα αστέρια που αρχικά σχημάτισαν το σμήνος. Ενώ η απόσταση του κέντρου του σμήνος των Υάδων απέχει 150 έτη φωτός από εμάς, στα 650 εκατομμύρια ζωής του σμήνος μερικά αστέρια του έφτασαν να βρίσκονται 100 έτη φωτός μακριά από το σμήνος! Ένα σημαντικό συμπέρασμα από τη μελέτη των ανοιχτών σμηνών είναι η τιμή της αρχικής λειτουργίας της μάζας, δηλαδή πόσα αστέρια συγκεκριμένης μάζας δημιουργούνται από ένα μοριακό νέφος που παρουσιάζει αστρογέννηση (initial mass function). Έτσι γνωρίζουμε ότι δημιουργούνται ελάχιστα μεγάλα αστέρια, σε σχέση με τα μικρά, κάτι που εξαρτάται πολύ από την μεταλλικότητα του νέφους και τις φυσικές συνθήκες του.

Οι υπερμεγέθης μαύρες τρύπες στα κέντρα ορισμένων γαλαξιών, εκατομμυρίων ως και δισεκατομμυρίων ηλιακών μαζών, αποτελούν μόλις το 0,2- 0,5 της συνολικής μάζας του γαλαξία τους. Όμως στον CID-947, με z= 3,33, η μαύρη τρύπα (7 δις ηλιακών μαζών) αποτελεί το 10% της συνολικής μάζας του γαλαξία. Η μεγάλη του ερυθρολίσθηση μας δείχνει ότι πρόκειται για νεαρό γαλαξία, όταν το σύμπαν είχε ηλικία μόλις 2 δις έτη. Έτσι, ενώ μέχρι τώρα πιστεύαμε ότι οι κεντρικές μαύρες τρύπες μεγαλώνουν μαζί με τον γαλαξία τους, σε αυτήν την περίπτωση πρώτα η υπερμεγέθης μαύρη τρύπα έφτασε στην μέγιστη μάζα της, και ο γαλαξίας <κτίζεται> ακόμα γύρω της. Να σημειώσουμε ότι φασματοσκοπικά παρατηρούμε έντονη αστρογέννηση στον γαλαξία. Η μαύρη τρύπα δεν φαίνεται να συσσωρεύει πλέον σημαντικές ποσότητες ύλης (ο γαλαξίας δεν παρουσιάζει ενεργό πυρήνα), όπως έκανε με μεγάλη ένταση μέχρι τότε. Αυτό μας δείχνει ότι η αναλογία της μάζας της κεντρικής μαύρης τρύπας με τη συνολική του γαλαξία θα αποκατασταθεί, αφού εκτιμάται η συνολική μάζα του γαλαξία να φτάσει το 1 τρις ηλιακές. Trakhtenbrot, EHT Zuerich.

Το υλικό από έναν περιαστρικό δίσκο προσαύξησης καταναλώνεται με δυο τρόπους. Από ένα μέρος του θα δημιουργηθούν οι πλανήτες, και το υπόλοιπο θα αυξήσει την μάζα του αστεριού, πέφτοντας αργά σε αυτό. Η προσαύξηση στα πρωτοαστέρια είναι πολύ αποτελεσματική, κάτι που δεν έχει ακόμα κατανοηθεί πλήρως. Το μυστικό στην κατανόηση της λειτουργίας του δίσκου προσαύξησης είναι να βρούμε τι κινεί το υλικό του προς τα μέσα. Ενας πιθανός μηχανισμός είναι το ιξώδες μέσα στον δίσκο. Τα σωματίδια που βρίσκονται πιο κοντά στο αστέρι, μέσα στον δίσκο, κινούνται πιο γρήγορα από τα εξωτερικά σωματίδια. Αυτή η διαφορά ταχύτητας δημιουργεί τριβή, με συνέπεια την επιβράδυνση των εσωτερικών σωματιδίων. Αυτό έχει ως αποτέλεσμα τα εσωτερικά σωματίδια να μεταβαίνουν σε πιο εσωτερικές τροχιές γύρω από το αστέρι. Αυτό το ιξώδες επιδράει σε όλα τα επίπεδα του δίσκου και επιτρέπει να πέσει ένα μέρος της ύλης του δίσκου στο αστέρι. Το πρόβλημα είναι ότι η θερμοκρασία και η πυκνότητα του υλικού δεν δικαιολογεί τέτοιο ιξώδες, που να αντιστοιχεί στους ρυθμούς προσαύξησης που παρατηρούμε. Ο μηχανισμός αστάθειας μαγνητικών περιστροφών (magneto rotations- instability, MRI) μας λέει ότι αν υπάρχουν μαγνητικά πεδία στον δίσκο, αυτά ενώνουν τις διάφορες περιοχές του. Αν και οι θερμοκρασίες στον δίσκο είναι χαμηλές σε σχέση με αυτές στα αστέρια, αρκούν ώστε να δημιουργηθούν ελεύθερα ηλεκτρόνια και ιόντα, ακόμη και από την ακτινοβολία του άστρου. Οι κινήσεις τους καθορίζονται από τα μαγνητικά πεδία. Τα πεδία αυτά συγκρατούν τα ιόντα <δεμένα> μεταξύ τους, με αποτέλεσμα τα εξωτερικά στον δίσκο ιόντα να αποκτούν όμοιες ταχύτητες με τα εσωτερικά, τα οποία επιβραδύνονται ανάλογα από το πεδίο. Αυτός ο μηχανισμός είναι πιο αποτελεσματικός για τους ρυθμούς προσαύξησης που παρατηρούμε στα πρωτοαστέρια. Η ύπαρξη των μαγνητικών πεδίων στους δίσκους ανιχνεύεται χάρη στους κόκκους σκόνης. Αυτοί ευθυγραμμίζονται με το μαγνητικό πεδίο, αυξάνοντας την πολικότητα του φωτός που εκπέμπουν, όπως παρατηρήθηκε στο νεαρό αστέρι HL Tauri. Πηγη Nature514

Μια ακραία μεγάλης διάρκειας έκρηξη ακτίνων γ από μάγνεταρ. Πριν από 3 έτη το Swift ανακάλυψε μια έκρηξη ακτίνων γ με διάρκεια 4 ώρες (συνήθως έχουν διάρκεια δευτερόλεπτα ή λεπτά).Τώρα βρέθηκε ότι η έκρηξη αυτή προήρθε από μια σούπερ νόβα Ic, με πηγή ενέργειας ένα ταχύτατα (περιστροφή 12 ms)περιστρεφόμενο μάγνεταρ (GRB111209A). Βάση της λάμψης σε δεύτερο χρόνο στο ορατό (afterglow)εκτιμήσαμε την απόστασή της σε z= 0,68. Οι σ. νόβα τύπου Ic δημιουργούνται όταν καταρρέει ένα μεγάλο αστέρι σε μάγνεταρ. Η έκρηξη αυτή (SN 2011kl)ήταν τόσο λαμπρή, ώστε να μην εξηγείται η λαμπρότητά της μόνο με την διάσπαση του Νικελίου 56. Ο αστέρας νετρονίων που προέκυψε πρέπει να έχει πολύ ισχυρό μαγνητικό πεδίο, που αλληλοεπίδρασε με το γύρω αέριο, που εκτινάχτηκε από την έκρηξη. Αυτό θερμάνθηκε τόσο από αυτή την διαδικασία, που απελευθέρωσε τεράστιες ποσότητες ακτινοβολίας γ. Έτσι εξηγείται και η μεγάλη λαμπρότητα της έκρηξης, αλλά και η διάρκεια την έκρηξης ακτίνων γ. (Nature 523).

Η μεγαλη λαμπροτητα στο υπερυθρο προερχεται απο τη σκονη γυρω απο τα νεογεννητα αστρα, που εχουν απορροφησει την υπεριωδης ακτινοβολια των αστερων και εκπεμπουν στο υπερυθρο. Στη μαζικη αστρογεννηση γεννιουνται και πολλα μεγαλα αστερια, σε πολυ μεγαλυτερη αναλογια απο οτι στον γαλαξια μας. Αυτα συντομα(σε κοσμικο χρονο) δινουν εκρηξεις σουπερνοβα, κατι που αυξανει την λαμπροτητα του γαλαξια. Αυτη η εικονα ειναι μαλλον ενα βημα πριν την δημιουργια ενος τεραστιου ελλειπτικου γαλαξια. Η αστρογεννηση θα μεταφερθει απο τον δισκο στην κοιλια του γαλαξια, με αποτελεσμα αυτη να ειναι το λαμπροτερο μερος του. Γενικα, σε ερυθρολισθηση z=2- 3, οπου ανηκει και ο εν λογω γαλαξιας, εχουμε την εξαρση της αστρογεννησης στο συμπαν.

Εχουμε ανακαλύψει σε μερικά διπλά συστήματα αστεριών την ύπαρξη πλανητών. Τα αστέρια στα συστήματα αυτά είναι πολύ κοντα μεταξύ τους, και οι πλανήτες περιφέρονται γύρω από το κοινο κέντρο βάρους των δυο αστεριών. Το σύστημα NN Serpentis, στον Οφι, σε απόσταση 1670 ετη φωτός, αποτελείται από εναν λ. νάνο με μιση ηλιακή μάζα, θερμοκρασίας 57000 βαθμών Κελβιν, αρα ηλίκιας περίπου 1 εκατομμύρια ετη, και εναν κόκκινο νάνο με 10% της ηλιακής μάζας. Εκεί εχουμε ανακαλύψει 2 αεριώδες πλανήτες με 7 και 1,7 φορές τη μάζα του Δια. Οι τροχιές τους, 15 και 7 ετη αντίστοιχα, δεν είναι πολύ κοντα στα αστέρια τους (3-5 AU), κάτι φυσικό για διπλά αστέρια. Μονο σε τέτοια απόσταση υπάρχουν σε αυτά οι κατάλληλες συνθήκες για την δημιουργία πλανητών. Όταν το ένα από τα δυο αστέρια σε ένα τέτοιο σύστημα γίνει ερυθρός γίγαντας,<καταπίνει> τον συνοδό του. Σε αυτή τη φάση το σύστημα χάνει μάζα, λογο ισχυρού αστρικού ανέμου, και ετσι οι πλανήτες απομακρύνονται σε πιο εξωτερικές τροχιές. Αρα οι 2 πλανήτες θα έπρεπε να έχουν σήμερα ακόμα πιο εξωτερικές τροχιές (9 και 14 AU). Οι σχετικά εσωτερικές τροχιές τους μας δείχνουν ότι ειναι μάλλον πλανήτες δεύτερης γενιάς. Σε ένα τέτοιο σύστημα μπορεί μέρος απο το υλικο, που διέφυγε με τον δυνατο αστρικο άνεμο του κόκκινου γίγαντα, να σχημάτισε έναν δακτύλιο εξωτερικα του συστήματος. Η ταχύτητα του υλικού σε αυτό το σύστημα δεν ήταν αρκετή για να διαφύγει ολο, ετσι εκτιμούμε οτι σχηματίστηκε ενας τέτοιος δακτύλιος με 140 φορές τη μάζα του Δια. Εκεί μπορεί να δημιουργήθηκαν πλανήτες δεύτερης γενιάς, με τον ιδιο τρόπο που δημιουργούνται και κανονικά οι πλανήτες σε έναν πρωτοαστερα. Το παραπάνω διπλό σύστημα έχει μικρή μάζα και τα αστέρια ειναι σε κοντινές τροχιές, κάτι που ενισχύει αυτήν την θεωρία. Αν είναι πράγματι δεύτερης γενιάς, η μικρή τους ηλικία (1 εκατομμύριο ετη) σημαίνει ότι είναι ακόμα θερμοί, αρα μπορεί να ανιχνευτούν με τα ραδιοτηλεσκόπια ALMA. Σχετικα αρθρα΄Planet formation in NN Serpentis"

Πολλές φορές χρησιμοποιούμε τα αστέρια για την εκτίμηση της ηλίκιας του γαλαξία μας. Τα αστέρια έχουν ένα χημικό αποτύπωμα, με το οποίο μπορούμε να παρακολουθήσουμε την εξέλιξη του γαλαξία. Τα αστέρια μεγάλης μάζας (που ήταν πολλά στον νεαρο γαλαξία), μετα την σύντομη ζωή τους, εμπλουτίζουν την μεσοαστρικη υλη με στοιχεία α (στοιχεία που προέρχονται από την σύντηξη με έναν πηρηνα ηλίου, π.χ. ο άνθρακας συντήκεται σε οξυγόνο). Η ζωη τους τερματιζεται με εκρηξη σ. νοβαΙΙ, που δεν εμπλουτιζει την μεσοαστρικη υλη σε σιδηρο(αυτος καταρρεει σε αστ. νετρονιων η μ. τρυπα). Η αφθονία αυτων των στοιχείων υπερτερεί στην εξέλιξη των αστέρων μεγάλης μάζας. Τα μικρότερα αστέρια, αν ο λ. νάνος που θα καταλήξουν, εκραγεί ως σ. νόβα Ια, θα εμπλουτίσουν την μεσοαστρικη υλη σε σίδηρο. Ετσι, ο λογος στοιχείων α με σίδηρο είναι τρόπος χρονολόγησης. Η ηλικία των αστέρων μετριέται πολύ καλά (80% ακρίβεια) με φασματοσκοπικές (που μας δινουν την χημικη συσταση) και αστρομετρικες μετρήσεις. Μετραμε τους παλμους του αστερα, οπως κανει ενας σεισμογραφος για την Γη (αστροσεισμολογια). Οι παλμοι, λογο αναταραξεων κοντα στην επιφανεια, αποτυπονωνται στην καμπυλη του φωτος του αστερα. Αυτο μας βοηθαει να βρουμε την μαζα και την ακτινα του αστερα. Ετσι εχουμε αναπτύξει μια στατιστική σχεση ανάμεσα στην ηλικία των αστεριών και την αναλογία στοιχείων α με σίδηρο. Υπάρχουν καμπύλες που δείχνουν την διαφορετική αναλογία στον λεπτο με τον παχύ δίσκο. Όμως βρέθηκε μια ομάδα αστεριών(που τώρα είναι ερ. γίγαντες), των οποίων η ηλικία βάση αστρομετρικων και φασματοσκοπικών μετρήσεων, δεν ταιριάζει με την αναλογία των στοιχείων τους. Να σημειώσουμε ότι αυτή δεν μεταβάλλεται στην ατμόσφαιρα του αστεριού, μονο σε πολύ προχωρημένο στάδιο της εξέλιξης του. Ετσι εχουμε αυτά τα αστέρια να παρουσιάζουν μεγάλη αναλογία σιδήρου για την ηλικία τους(2-3 δις ετη). Τα κοντινά μας αυτά αστέρια ίσως προέρχονται από υλη νάνου γαλαξία, που συσσωρεύτηκε στον δικο μας, κάτι που υποστηρίζεται από το γεγονός ότι τα περισσότερα βρίσκονται στις εσωτερικές περιοχες του δίσκου, αρα κάπου συγκεκριμένα. Η άλλη εκδοχή είναι να πρόκειται για αστέρια που άλλαξε η χημική τους ταυτότητα λογο συσσώρευσης υλης από συνοδό αστέρα.

Ο WR 122 βρίσκεται στον Αετό. Αυτό το αστέρι Wolf- Rayet έχει γύρω του ένα νέφος από σκόνη και αέρια, που δυσκολεύει την παρατήρηση του. Τώρα είδαμε ότι πρόκειται για ένα δακτύλιο με κλιση προς εμάς 12 μοίρες, και πάχος 2 ετη φωτός. Το πιο πιθανο είναι ο αστέρας αυτος να είναι διπλος. Ετσι το υλικο που έχασε ο WR 122 οσο ήταν κόκκινος γίγαντας, δεν απορροφηθηκε ολο από τον συνοδό του, αλλα λιγο από αυτό δημιούργησε τον δακτύλιο. Ο κόκκινος γίγαντας, χωρίς το εξωτερικο στρώμα υδρογόνου, έχει πλέον ως εξωτερικο στρώμα το παλια πιο εσωτερικο του, που ειναι από ήλιο, και συντήκει άνθρακα και οξυγόνο. Ο αστρικος του άνεμος, που περιέχει πολύ σκόνη, συγκρούεται με τον αστρικο άνεμο του συνοδού του. Ετσι δημιουργούνται συμπυκνώματα, που υποστηρίζουν τον δακτύλιο.