ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

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.

Ο λαμπρότερος γαλαξίας. Ο γαλαξίας WISE J224607.57-052635.0 έχει z =4,6. Αρα το φως του μας έρχεται από πριν 12,5 δις ετη. Η λαμπρότητα του είναι 300 τρις φορές αυτή του Ηλίου, φυσικά στο υπέρυθρο. Αυτος ο γαλαξίας ανήκει στην νεα κατηγορία ELIRG (extreme luminous infrared galaxies), που είναι ακόμα πιο λαμπροί από τους U(ultra)LIRG. Οι τελευταίοι είναι κλασσικοί γαλαξίες αστρογεννησης, όπως ο Μ82. Η μεγάλη λαμπρότητα του οφείλεται στην υπερμεγέθη μ. τρύπα στο κέντρο του, που υπολογίζεται να έχει δισεκατομμύρια ηλιακές μάζες. Αυτή ακτινοβολεί έντονα, λογο μεγάλης συσσώρευσης αερίων στον ορίζοντα γεγονότων της, και ετσι θερμαίνει την σκόνη γύρω της, κανοντας την να λάμπει στο υπέρυθρο. Η μάζα της φαίνεται να ξεπερνάει τα ορια της θεωρίας, ίσως να είχε μεγάλη αρχική μάζα η να περιστρέφεται πολύ αργα, με συνέπεια την πιο αποτελεσματική τροφοδοσία της. Tsai, C.-W. et al.

Οντως βλεπουμε το νεαρο συμπαν στις μακρινες αποστασεις. Οταν λεμε βλεπουμε το νεαρο συμπαν σημαινει μετραμε εμμεσα και μαεσα, σε διαφορα μηκη κυματος, οχι βλεπουμε με τα ματια μας. Ψαξε για τον κωνο φωτος, θα σου δωσει μια ιδεα του τι μπορουμε να δουμε(οσο πιο κοντα τοσο πιο προσφατα η οσο πιο μακρια τοσο παλαιοτερα).

Ισως αναμενεται να αυξησει παλι λαμπροτητα, μιας και ειναι καθαρα θεμα του αν μας την κρυβει το συννεφο σκονης, εφοσων εξελισεται μακομα το φαινομενο. Δεν ξερω πως εξελισεται σημερα η λαμπροτητα της, βρηκα μονο καμπυλες μεχρι και τον Απριλιο.

Η Νοβα Sgr 2015 No2 στον Τοξότη, κοντα στο Μ22, έφτασε τα 4 mag φαινόμενη λαμπρότητα στις 22-3-15. Σε λίγες ημέρες η φ. λαμπρότητα έπεσε στα 6 mag, κάτι που είναι φυσικό για γρήγορες Νοβα. Όμως μετα από 2 εβδομάδες ξανανέβηκε στα 4,5 mag, και τον ιδιο Απρίλιο αύξησε παλι λαμπρότητα. Τελικά μάλλον πρόκειται για αργη, τύπου DQ Ηρακλή Νοβα. Η ανωμαλία στην λαμπρότητα οφείλεται στο ισχυρο μαγνητικο πεδίο του λ. νάνου, που εμποδίζει την ροη υλης σε αυτόν να είναι ομαλή. Ετσι δημιουργείται συσσώρευση σκόνης σε νέφη που σκοτεινιάζουν την Νοβα για κάποιες ημέρες, μέχρι να τα διαλύσει η ακτινοβολίες γ και υπεριώδης του λ. νάνου. Οι αργες Νοβα συμβαινουν σε λ. νανους που εχουν ακομα μικρη μαζα, μακρια απο το κρισημο οριο Chandrasekhar. Ειναι πιο σπανιες, γιατι συμβαινουν σε πio αραια διαστηματα, λογο αργης απορροφησης υλης απο τον λ. νανο. Ο λ. νανος αυξανει την μαζα του σε καθε εκρηξη Νοβα και τελικα ξεπερναει το κρισημο οριο και μας δινει μια εκρηξη σουπερ Νοβα Ia. Πηγη Schroeder K- Smitt J Telescop Tigre Mexico.

Quasar quartett Μεχρι τωρα γνωριζαμε τα Κβαζαρ να εχουν αποσταση εκατονταδων εκ. ετων φωτος αναμεσα τους. Εχουμε ανακαλυψει περιπου μισο εκατομμυριο Κβαζαρ, μεταξυ των οποιων μολις 100 διπλα και ένα τριπλο Κβαζαρ. Τωρα βρεθηκε ένα τετραπλο συστημα σε ένα νεφος που ονομαστηκε νεφελωμα τζακποτ! Αφου επιβεβαιωθηκε ότι δεν προκειται για την δραση καποιου βαρυτικου φακου, με την βοηθεια του νεφους Lyman- Alpha σε ερυθρολισθηση z= 2 (ηλικια συμπαντος 4 δις ετη) παρατηρηθηκε ένα τεραστιο πυκνο κρυο νεφελωμα υδρογονου. Το κουαρτετο των Κβαζαρ το κανει να λαμπει μεσω της υπεριωδης ακτινοβολιας του. Μεσα στο νεφος δημιουργειται ένα γαλαξιακο σμηνος, με 4 από τους γαλαξιες να περνανε την φαση του Κβαζαρ. Οι πρωτογαλαξιες στο νεφος αυτο είναι σε κοντινες μεταξυ τους αποστασεις και αλληλεπιδρουν βαρυτικα. Ετσι σε καποιους από αυτους οι κεντρικες μ. τρυπες τροφοδοτουνται με πολύ αεριο και σκονη, κινητοποιοντας την διαδικασια του ενεργου γαλαξιακου πηρηνα. Βαση της θεωριας το αεριο του νεφους θα επρεπε να είναι ζεστο και αραιο. Αρα η εχουμε μια καινουργια διαδικασια δημιουργιας Κβαζαρ η το νεφος τελικα δεν συσχετιζεται με το κουαρτετο, αλλα απλα ιονιζεται από την ακτινοβολια του. Να σημειωσουμε οτι η φαση του ενεργου γαλαξιακου πηρηνα (συνηθως Κβαζαρ) διαρκει για μολις 10 εκ. ετη, αρα ειναι πολυ σπανιο να την παρατηρησουμε σε καποιον γαλαξια. πηγη Hennawi et al.

Εχουμε την χαρα να απολαυσουμε 2 ομιλιες του αστρονομου Χαριτων Τομπουλιδη, διδακτωρ του πανεπιστημιου της Στοκχολμης, στην αιθουσα του υπουργειου Αιγαιου (απεναντυ απο τα δικαστηρια) το Σαββατο 23-5 με θεμα <στο βασειλιο των αστεριων και των πλανητων>, στις 19΄30 και την Κυριακη 24-5 με θεμα <μια φορα και εναν καιρο...τρεις εκρηξεις δημιουργιας η καταστροφης?>,στις 11΄00. Το Σαββατο θα ακολουθησει παρατηρηση με τηλεσκοπιο και την Κυριακη με ηλιακο τηλεσκοπιο. Ευκαιρια για πολυ αστρονομικη συζητηση!

Ποσες ιντσες ειναι? Εχει το κουτι του για ασφαλη μεταφορα?

O αστρονομος που ηγειται της ερευνας αυτων των αστερων ειναι ο Stephan Geier. Δεν ειναι θεωρητικα μοντελα, αλλα παρατηρησημοι αστερες με αυτες τις ιδιοτητες, αποτελεσματα στενων διπλων συστηματων. Αν ψαξεις Stephan Geier blue subdwarfs θα βρεις αρκετες πληροφοριες.

Οι μετρησεις αυτες εγιναν στη διαρκεια ενος συνεδριου των συνεργατων των τηλεσκοπιων Magic στο νησι La Palma τον Νοεμβριο του 2012. Αν αναζητησεις στο διαδυκτιο σχετικα με τον γαλαξια IC310 θα βρεις σχετικες εργασιες. Το αρθρο που διαβασα ειναι στο Sterne und Weltraum 4-2015.

Υπάρχει μια κατηγορία αστέρων, οι μπλε υπονανοι, που είναι αστέρια με μικρή μάζα και μέγεθος (από το 1/3 ως το 1/10 της ακτίνας του ηλίου), αλλα μεγάλη επιφανειακή θερμοκρασία (30000 Κ), που αποτελούνται κυρίως από ήλιο. Έχουν φασματικές γραμμές Ο, Β. Η λαμπρότητα τους είναι τάξεις μεγέθους μικρότερη από τα μεγάλα αστέρια κυρίας ακολουθίας Ο, Β. Έχουν απωλέσει το υδρογόνο τους και πάλλονται (μεταβλητοί). Ο λογος είναι η αλληλεπίδραση με έναν συνοδό (συνήθως σε πολύ στενές τροχιές), που τα απογύμνωσε από τα εξωτερικα στρώματα υδρογόνου. Ο συνοδός είναι αστέρι μικρής μάζας η και μεγάλος πλανήτης! Δεν μπορούμε να δούμε το φάσμα του, κάτι που θα γινόταν αν είχε μάζα μεγαλύτερη της μισής ηλιακής. Η εξαίρεση είναι ο συνοδός να είναι ενας λευκος νάνος. Ουσιαστικά γεμίζουν ο λοβος Roche του ενός από τους δυο μικρούς σε μέγεθος άστρων, όταν αυτος εξελίσσεται σε κόκκινο γίγαντα. Τότε ο συνοδός (ίσως και οι ίδιοι οι πλανήτες του, αν είναι πολλαπλάσιας μάζας του Δια και σε κοντινή τροχιά) καταφέρνουν να αποσπάσουν τα εξωτερικα του στρώματα και να αφήσουν πισω τον πηρηνα ηλίου. Οι μπλε υπονανοι μας εμφανίζονται (παρατηρησιακα) συνήθως σε 3 κατηγορίες. Σε διπλά συστήματα με καφέ νάνο, οι γρήγορα περιστρεφόμενοι χωρίς συνοδό που απορρόφησαν τον συνοδό τους (ετσι απέκτησαν μεγαλύτερη στροφορμη) και αργα περιστρεφόμενοι χωρίς συνοδό, ο οποίος εξατμίστηκε στην διαδικασία (μεγάλος πλανήτης). Οι μπλε υπονανοι με συνοδό λ. νάνο έχουν πολύ μικρούς χρόνους τροχιάς και ίσως είναι προάγγελοι εκρήξεων σ. νόβα Ια. Κάποιοι μπλε υπονανοι είναι τα πιο γρήγορα αστέρια του γαλαξία μας, με αρκετή ταχύτητα ώστε να διαφύγουν του γαλαξία. Αυτοι ίσως προέρχονται από ασύμμετρη έκρηξη Ια του συνοδού τους.

Ο γαλαξίας IC310 στον Περσεα είχε μια αναλαμπή στις ακτίνες γ που μετρήσαμε στην δευτερεύουσα ακτινοβολία Cherenkov στις 13-11-2014. Η αναλαμπή προέρχεται από ροη υλης στον δίσκο προσαύξησης της μ. τρύπας και είχε έντονη μεταβλητότητα. Οσο πιο γρήγορες είναι οι μεταβολές τις λαμπρότητας από μια πηγή, τόσο πιο μικρή είναι αυτή. Οι παραπάνω μεταβολές ήταν σε χρονική διάρκεια ενός λεπτού, κάτι που αντιστοιχεί σε πηγή εκπομπής μολις από το 1/5 του ορίζοντα γεγονότων της μ. τρύπας (λογο πεπερασμένης ταχύτητας του φωτός, η μεταβολή αυτη δεν μπορει να καλύψει όλον τον ορ. γεγονότων). Ενώ σε άλλες περιπτώσεις (Blazar) ο μικρός χρόνος οφειλόταν στη μικρή κλιση της δέσμης προς την γραμμή θέασης σε αυτην την κατηγορια ενεργων γαλαξιακων πηρηνων, κάτι που ενισχύει την δέσμη και συστέλλει τον χρόνο της μεταβλητότητας, για σχετικιστικούς λόγους. Στην περίπτωση μας όμως εχουμε κλιση 10 -20 μοίρες. Ετσι η μονη εξήγηση είναι ότι η εκπομπή έγινε από μια περιοχή μικρότερη του ορίζοντα γεγονότων που έχει να κανει με την ροη πλάσματος σε ηλεκτρικο πεδίο, όμοια με τις διεργασίες στα magnetars (παλσαρ με εξαιρετικά μεγαλο μαγνητικο πεδίο).

Για να κατανοησουμε την προελευση του νερου στη Γη, μας ειναι πολυ χρησημη η αναλογια του δευτεριου με το υδρογονο στο μοριο του νερου. Στη Γη μας η αναλογια αυτη ειναι 1 προς 6420. Μια αναλογια που αντιστοιχει σε αυτην που εχει το νερο στους αστεροειδης, και οχι στους κομητες(ειναι αρκετα μικροτερη εκει). Η σχετικα μεγαλη αυτη αναλογια πετυχαινεται στα κρυα (10Κ) πυκνα κεντρα των μοριακων νεφων.Μπορει να φτασει το 1 προς 1000 και ειναι δεικτης θερμοκρασιας ενος τετοιου νεφους. Γενικα θεωρουμε οτι οσο πιο κρυο το περιβαλλον, τοσο πιο μεγαλη αναλογια δευτεριου εχουμε στο νερο. Ρολο παιζει και ο ιονισμος που δημιουργει το ιον H3+ σε βαρος του δευτεριου. Οι κρυοι πηρηνες των νεφων και οι πλανητικοι δισκοι ειναι αρκετα προστατευμενοι απο την γαλαξιακη κοσμικη ακτινοβολια που ειναι ο κυριος παραγονας αυτου του ιονισμου του υδρογονου. Το νερο στον Δια και στον Κρονο εχει αναλογια δευτεριου με υδρογονο 1 προς 50000. Σε μια προσομοιωση του σεναριου οτι το νερο δημιουργηθηκε στον πλανητικο δισκο μετα την συγκροτηση του πρωτοαστερα η τελικη αναλογια ειναι αυτης της ταξης, κατι που αποκλειει να προηλθε απο μια τετοια διαδικασια το νερο στη Γη. Ετσι καταληγουμε οτι το 7- 50 % του νερου μας προηρθε κατευθειαν απο τον κρυο πηρηνα του μοριακου νεφους, και αργοτερα αναμειχτηκε με νερο απο τον πλανητικο δισκο, ωστε να φτασει την σημερινη αναλογια υδρογονου- δευτεριου. Αυτο μας λεει οτι νερο πρεπει να υπαρχει σε ολα τα κρυα πυκνα κεντρα των μοριακων νεφων, αρα και σε ολα τα πλανητικα συστηματα.

Απο τις μετρησεις μακρινων σ. νοβα Ια συμπεραινουμε οτι εδω και 6 δις ετη το συμπαν διαστελλεται επιταχυνομενα. Ετσι εχουμε πλεον την θεωρια της απωστικης σκοτεινης ενεργειας, δηλαδη οτι αυτη επικρατησε οταν το συμπαν διασταλλει αρκετα (πριν 6 δις ετη) και εχει ως αποτελεσμα την επιταχυνση της διαστολης του απο τοτε. Απλα οι ... κοσμολογοι της εποχης που εξεταζουμε ισως θα ειχαν ως πιθανοτερο σεναριο την ολοενα και επιβραδυνση της διαστολης του συμπαντος ,την παυση διαστολης και μετα την πορεια συστολης- καταρρευσης του. Ακομα δεν ειναι βεβαιη η τιμη της σκοτεινης ενεργειας, ισως οι σ. νοβα Ια να μην ειχαν παντα την σχετικα ιδια λαμπροτητα, αλλα και οι μετρησεις της μικροκυματικης ακτινοβολιας υποβαθρου υποστηριζουν την υπαρξη της σκοτεινης ενεργειας. Η ακτινοβολια αυτη τοτε που λεμε δεν θα ηταν στα μικροκυματα, αλλα σε πιο μικρο μηκος κυματος. Παντως η πιο εμφανη διαφορα θα ηταν στην εικονα του νυχτερινου ουρανου, οπως αναφεραμε πιο πανω, και στην χημικη συσταση των πλανητων (λιγοτερα βαρεια στοιχεια), αρα και στην (πιθανη) διαδικασια δημιουργιας της ζωης.

Συμφωνα με τις σημερινες μετρησεις δεν θα βλεπαμε επιταχυνομενη, αλλα επιβραδυνομενη διαστολη του συμπαντος.

Ενα ενδιαφερον θεμα ειναι οτι τοτε ακομα δεν θα βλεπαμε επιταχυνομενη διαστολη του συμπαντος. Τα νεφελωματα ηταν πιο φτωχα σε μεταλλα σε σχεση με σημερα, κατι που εχει αποτελεσμα την τοτε γεννηση πιο πολλων μεγαλων αστεριων σε σχεση με σημερα. Θα ειχαμε πολλα νεαρα σφαιρωτα σμηνη και πολλες σ. νοβα ΙΙ. Πολλοι νανοι γαλαξιες θα ηταν σε φαση συγχωνευσης με τον δικο μας.

Το προηγουμενο βραδυ το απολαυσαμε και εμεις λιγο εξω απο το Ρεικιαβικ.

Συγνωμη για τη διπλη καταχωρηση, δεν την ειδα οτι μπηκε τελικα σε αυτην την ενοτητα!

Γυρισαμε στην Ελλαδα απο αλλη μια επιτυχημενη παρατηρηση ολικης εκλειψης ηλιου.Ειμασταν απο τους ελαχιστους τυχερους που βρεθηκαν στο σωστο σημειο στα νησια Φεροε, ωστε η συνηθης εκει συννεφια να μην μας κρυβει τον ηλιο και το φεγγαρι. Το στεμμα ηταν πολυ εκτεταμενο, ο δισκος καταμαυρος (μεγαλο κοντραστ) και οι προεξοχες θυμιζαν ... χαντρες. Γνωριζαμε απο πρωτο χερι για την εντονη ηλιακη δραστηριοτητα (παρατηρησαμε το υπεροχο βορειο σελλας απο Ισλανδια λιγες μερες πριν). Νιωθω ιδιαιτερα τυχερος που εκανα το <πεντε στα πεντε> στις ολικες εκλειψεις ηλιου, κατι που δεν θα μπορουσε χωρις την θαυμασια παρεα μας. Για αλλη μια φορα θελω να επισημανω οτι τιποτε δεν συγκρινεται με μια ολικη ηλιακη εκλειψη, αξιζει να την κυνηγησετε!

Ελπιζω να βρεθει καποιος να στειλει τον υπευθυνο αυτης της πραξης σπιτι του, ειναι επικυνδινος για την παιδεια και την κοινωνια μας. Το μαθαμε οταν γυρισαμε απο τα Φεροε στην Κοπενχαγη, και η αντιθεση αυτης της ειδησης με το θαυμα που παρακολουθησαμε το πρωι ηταν αδιανοητη για εμας. Την επομενη φορα μπορει να δωσουν οδηγια να καουν τα βιβλια αστρονομιας. Πρεπει οι γονεις να αντιδρουν σε τετοιες περιπτωσεις σκοταδισμου.

Η γνωστη ελληνικη παρεα κυνηγων ολικων ηλιακων εκλειψεων πετυχε για αλλη μια φορα την αποστολη της. Ειμασταν μερικοι απο τους ελαχιστους που ειχαν την τυχη να δουνε την ολικοτητα, στο μερος με τις περισσοτερες ημερες νεφοκαλυψης τον χρονο (η τυχη βοηθαει τους τολμηρους!). Για αλλη μια φορα η επιλογη του σημειου παρατηρησης ηταν τελεια, αν αναλογιστουμε οτι στο μεγαλυτερο μερος των Φαροε ειχε συννεφια κατα την εκλειψη. Η εικονα ηταν μαγικη, ο δισκος φαινοταν εντονα μαυρος, ειχαμε πολυ πλουσιο στεμμα και οι προεξοχες θυμιζαν... κοκκινες χαντρες! Τα δυο και κατι λεπτα ολικοτητας ποτε δεν ειναι αρκετα, αλλα εστω και μια στιγμη του κορυφαιου επιγειου αστρονομικου φαινομενου μενει σε καποιον για ολη του τη ζωη. Η εκλειψη αυτη ηταν η πεμπτη ολικη ηλιου για μενα. Ελπιζω να εχω την τυχη να ζησω πολλες ακομη (την ολικοτητα την ζεις, δεν την βλεπεις μονο).