ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

Αυτή η πανελλήνια, μαζί με το συνέδριο αστρονομίας πέρυσι τον Οκτώβριο στην Πάτρα, ήταν τα 2 μεγάλα γεγονότα που έφεραν την ερασιτεχνική αστρονομία στην Ελλάδα πάλι στην κανονικότητα (μετά την περίοδο covid). Ελπίζω στις επόμενες πανελλήνιες να δραστηριοποιηθούν περισσότεροι οι νέοι σε ηλικία ερασιτέχνες αστρονόμοι. Η ερασιτεχνική αστρονομία στην Ελλάδα πρέπει να περάσει στην επόμενη γενιά, οι <δεινόσαυροι> του χώρου σαν εμένα πρέπει να περιοριστούμε στο να προσέχουμε μην μας πέσει κανένας αστεροειδής στο κεφάλι. Σε πολλές εθελοντικές δραστηριότητες όπως η προετοιμασία του χώρου της πανελλήνιας, η διάθεση τηλεσκοπίων για το κοινό, η οργάνωση και επιμέλεια της εξόρμησης κ.λπ., οι περισσότεροι εθελοντές ήταν οι ίδιοι με δέκα χρόνια παλαιότερα. Τότε λειτουργούσαμε ως μια πολύ καλή παρέα φίλων που μας ένωνε η αστρονομία, αλλά σήμερα η δυναμική της ερασιτεχνικής αστρονομίας βρίσκεται σε άλλο επίπεδο. Ο Πάρνωνας είναι πράγματι το ιερό βουνό της ερασιτεχνικής αστρονομίας. Αν κάποτε γραφτεί ένα βιβλίο για την ανάπτυξη της ερασιτεχνικής αστρονομίας στην Ελλάδα, ο Πάρνωνας θα είναι σίγουρα το σημείο αναφοράς του θέματος.

Ένας λευκός νάνος, ο HP99 159 στο μεγάλο νέφος του Μαγγελάνου, παρουσιάζει ισχυρές γραμμές Ηλίου στο φάσμα του. Φαίνεται να συσσωρεύει Ήλιο από τον συνοδό του και όχι Υδρογόνο, όπως συμβαίνει στις περισσότερες περιπτώσεις αλληλεπίδρασης διπλών αστεριών. Η θεωρία των εκρήξεων SNIa προβλέπει ότι ένας λευκός νάνος συσσωρεύει υλικό (βασικά Υδρογόνο) από τον συνοδό του μέχρι να αυξήσει την μάζα του πέρα από το όριο Chandrasekhar (1,4 ηλιακές μάζες). Τότε ακολουθάει η έκρηξη SNIa, που διαλύει τελείως τον λευκό νάνο. Όμως αυτές οι σουπερνόβα έχουν ως χαρακτηριστικό τους (όπως και οι σουπερνόβα αστρικής κατάρρευσης SNIb) την απουσία Υδρογόνου στο φάσμα τους. Κανονικά θα έπρεπε να αποτυπώνεται στο φάσμα το Υδρογόνο που υπάρχει στον δίσκο προσαύξησης γύρω από τον λευκό νάνο κατά την έκρηξη. Ο παραπάνω λευκός νάνος αποτελεί ένα μέρος της λύσης του προβλήματος. Ο αστέρας- συνοδός του έχει χάσει όλο το Υδρογόνο του και πλέον τροφοδοτεί τον λευκό νάνο με Ήλιο. Ενώ περιμένουμε να ανακαλύψουμε και άλλους λευκούς νάνους που συσσωρεύουν Ήλιο, μια πιθανή εκδοχή είναι αυτοί να καταλήγουν σε SNIax, που είναι μια πολύ ασθενέστερη έκρηξη σουπερνόβα από την κλασσική SNIa. Η τελευταία μπορεί να έχει ως βασικό μηχανισμό δημιουργίας την συγχώνευση 2 λευκών νάνων και όχι την συσσώρευση ύλης, κάτι που δικαιολογεί την απουσία Υδρογόνου. Ο ρυθμός καύσης του Υδρογόνου που συσσωρεύεται από τον συνοδό αστέρα στην επιφάνεια ενός λευκού νάνου είναι ιδιαίτερα σημαντικός για την παραπάνω θεωρία. Αν η καύση γίνεται ομαλά τότε το Ήλιο που προκύπτει δεσμεύεται στον λευκό νάνο, αυξάνοντας την μάζα του μέχρι το κρίσιμο όριο Chandrasekhar. Αν η καύση γίνεται βίαια, ακολουθούν εκρήξεις Νόβα με συνέπεια η μάζα που συσσωρεύτηκε στον λευκό νάνο να απομακρυνθεί από αυτόν. Σε αυτήν την περίπτωση ο λευκός νάνος δύσκολα θα φτάσει το κρίσιμο όριο μάζας.

Είναι το πιο γνωστό διπλό αστέρι του ουρανού με 2 αστέρια διαφορετικού χρώματος. Ενώ τα πράγματα είναι σχετικά απλά για το μπλε αστέρι (Albireo B, φασματικού τύπου B8, 100.00 ετών, με 4 σχεδόν ηλιακές μάζες και θερμοκρασία 13000 Κ), τα πράγματα είναι πολύπλοκα για τον κόκκινο γίγαντα (Albireo A) με 5 ηλιακές μάζες. Πρόκειται ουσιαστικά για πενταπλό σύστημα. Αποτελείται από έναν ερυθρό γίγαντα (Aa) που όμως αναλύεται σε ερυθρό γίγαντα με συνοδό έναν ερυθρό νάνο (Ad). Ο ερυθρός γίγαντας φαίνεται να έχει επίσης συνοδό ένα αστέρι κυρίας ακολουθίας 2,5 ηλιακών μαζών (Ac1). Αυτό όμως φαίνεται να περιφέρεται γύρω από μια αστρική μαύρη τρύπα 5 ηλιακών μαζών (Ac2). Έτσι έχουμε 3 αστέρια κυρίας ακολουθίας (έναν κόκκινο νάνο και 2 αστέρια μεσαίας μάζας), έναν κόκκινο γίγαντα και μια αστρική μαύρη τρύπα. Με την πάροδο του χρόνου θα εξελιχτεί ο κόκκινος γίγαντας σε λευκό νάνο, τα 2 μεσαίας μάζας αστέρια σε κόκκινους γίγαντες και μετά σε λευκούς νάνους, και σε χρόνο πολύ μεγαλύτερο από την ηλικία του σύμπαντος, ο κόκκινος νάνος σε λευκό νάνο. Δηλαδή αυτός που δεν φαίνεται με τίποτα, ο πιο ασήμαντος του συστήματος, θα είναι και ο μόνος που μετά από δις έτη θα λάμπει, έστω και αμυδρά, από το σήμερα εντυπωσιακό πενταπλό αστρικό σύστημα.

Η αναλογία νερού με βαρύ νερό (H2O- HDO) είναι ο βασικός τρόπος να συγκρίνουμε το νερό της Γης με αυτό στους κομήτες και στους αστεροειδείς. Με το τηλεσκόπιο ALMA παρατηρούμε παρόμοια αναλογία σε πρωτοπλανητικούς δίσκους γύρω από νεογέννητα αστέρια. Αυτή η αναλογία είναι στη Γη 3 HDO προς 10.000 H2O, στον 67P/ Tschurjumkow-Gerasimenko 1 προς 1000 και στον πρωτοπλανητικό δίσκο του V883 Orionis, ένα αστέρι με ηλικία μόλις 500.000 έτη, 3 προς 1000. Φαίνεται στη Γη να υπάρχει ελάττωση του ισοτόπου HDO. Κάτι ανάλογο μετράμε και σε κομήτες της ομάδας του Δία (Jupiter family comets). Μάλλον στα ουράνια σώματα που βρέθηκαν κοντά στο όριο του χιονιού στο πρώιμο ηλιακό μας σύστημα (όριο απόστασης από το αστέρι, όπου παγώνει το νερό), έλαβε χώρα μια θερμική διαδικασία ελάττωσης (thermal processing) της αναλογίας του HDO.

Η δημιουργία υπερμεγεθών μαύρων τρυπών στα κέντρα των γαλαξιών αποτελεί ένα μυστήριο για τους αστρονόμους. Ακόμα και στο πρώιμο σύμπαν παρατηρούμε κεντρικές μαύρες τρύπες με εκατοντάδες εκατομμύρια ηλιακές μάζες. Ο πιο προφανής τρόπος ανάπτυξης αυτών είναι η συγχώνευση μαύρων τρυπών, μεγάλης και μεσαίας μάζας. Αυτή η διαδικασία μπορεί να συμβαίνει και στον Γαλαξία μας. Κοντά στην κεντρική μαύρη τρύπα Sag A* διακρίνεται, στα ραδιοκύματα, ένα μοριακό νέφος (Tadpole- γυρίνος). Αυτό φαίνεται να παραμορφώνεται -από σφαιρικό σε επιμήκης- λόγω της περιφοράς του γύρω από ένα υπέρπυκνο αντικείμενο με 100.000 ηλιακές μάζες. Στις ακτίνες Χ διακρίνονται 3 υπέρπυκνα αντικείμενα σε αυτή τη θέση, που πιθανότατα να είναι μαύρες τρύπες μεσαίας μάζας (οι ακτίνες Χ εκπέμπονται από τους δίσκους συσσώρευσης). Δηλαδή πολύ μεγαλύτερης μάζας από αστρικές μαύρες τρύπες αλλά και πολύ μικρότερης μάζας από κεντρικές μαύρες τρύπες γαλαξιών. Η κατάληξή τους θα είναι να συγχωνευτούν με την κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία μας.

Πρόκειται για μια αρκετά τυχαία ανακάλυψη, από δεδομένα του αρχείου του (σήμερα παροπλισμένου λόγω του πολέμου στην Ουκρανία) ρωσικού διαστημικού τηλεσκοπίου ακτινών Χ Spektr- R. Η ερυθρολίσθηση της πηγής (J0921+0007) μετρήθηκε z= 6,56, δηλαδή από την εποχή που το σύμπαν ήταν μόλις 800 εκατομμυρίων ετών. Η ύλη στον δίσκο συσσώρευσης γύρω από την κεντρική μαύρη τρύπα 250 εκατομμυρίων ηλιακών μαζών θερμαίνεται αρκετά ώστε να εκπέμπει στις ακτίνες Χ. Η πηγή ακτινών Χ επιβεβαιώθηκε και με το τηλεσκόπιο Chandra.

Θερμά συγχαρητήρια. Θέλουμε να κάνουμε μια σχετική έρευνα στη Λέσβο, αν μπορούμε να ακολουθήσουμε το παράδειγμα του Αίνου. Ελπίζω να το ξεκινήσουμε σύντομα.

Δεν ξέρουμε τι είναι αυτό που βλέπουμε δίπλα στην Ανδρομέδα. Φαντάζει παράδοξο για την σύγχρονη αστρονομία, αλλά μια ομάδα ερασιτεχνών αστρονόμων ανακάλυψε μια τεράστια (στο πεδίο) δομή δίπλα στον γαλαξία της Ανδρομέδας. Με την χρήση φίλτρων Οξυγόνου (ψάχνοντας για αμυδρά άγνωστα πλανητικά νεφελώματα του Γαλαξία μας) μερικοί ανεξάρτητοι αστροφωτογράφοι (δεν πρόκειται για σφάλμα του εξοπλισμού) απεικόνισαν με τις κάμερές τους ένα τόξο που αν βρίσκεται πραγματικά δίπλα στον γαλαξία της Ανδρομέδας, έχει τεράστιες διαστάσεις. Δεν συνδέεται με καμία αστρική ροή του γειτονικού μας γαλαξία (δηλαδή αστέρια από διαλυμένο νάνο γαλαξία). Το πιο πιθανό είναι να πρόκειται για μια δομή του δικού μας Γαλαξία, απλά στο πεδίο όπου βρίσκεται η Ανδρομέδα. Δεν είναι πλανητικό (δεν είναι ορατό στο Υδρογόνο), δεν είναι υπόλειμμα σουπερνόβα (δεν φαίνεται ούτε στο υπεριώδες αλλά και ούτε στα ραδιοκύματα). Φαίνεται μόνο στο Οξυγόνο, τουλάχιστον στις φωτογραφίες όσων ερασιτεχνών προσπάθησαν να το απεικονίσουν. Περιμένουμε τα αποτελέσματα από παρατηρήσεις μεγάλων επαγγελματικών τηλεσκοπίων, ώστε να μάθουμε την απόσταση (αν είναι μέσα στον Γαλαξία μας ή όχι) και την πιθανή προέλευση του μυστηριώδες αυτού αντικειμένου. Τα επαγγελματικά τηλεσκόπια κατά κανόνα παρατηρούνε πολύ μικρές περιοχές του ουρανού (πολύ μικρά πεδία). Έτσι μπορεί να <ξέφυγε> της προσοχής των αστρονόμων μια τόσο εκτεταμένη δομή. Στην φωτογραφία φαίνεται ως μπλε σύννεφο πάνω από τον γαλαξία της Ανδρομέδας Drechsler, M et al. Discovery of extensive OII emission near M31

Η καλύτερη εξήγηση για τα αστέρια Wolf- Rayet είναι ότι πρόκειται για εξελιγμένα αστέρια σε διπλά αστρικά συστήματα μεγάλής μάζας υπό βαρυτική αλληλεπίδραση. Φαινομενικά η εξέλιξη των Wolf- Rayet είναι σαν ένα αστέρι μεγάλης μάζας μετά την καύση του Υδρογόνου στον πυρήνα αντί να εγκαταλείψει την κύρια ακολουθία στο διάγραμμα H/R να <επανατοποθετείται> πάνω αριστερά σε αυτήν, ψηλότερα και από τα αστέρια φασματικού τύπου O. Τα αστέρια Wolf- Rayet έχουν λαμπρότητα 100.000 φορές την ηλιακή και παρουσιάζουν ισχυρές φασματικές γραμμές εκπομπής, με κυρίαρχες αυτές του στοιχείου Ήλιο, αλλά και των Άζωτο, Άνθρακα. Σε μερικά τέτοια αστέρια παρατηρούμε να αναπτύσσεται μια σπείρα σκόνης γύρω τους. Αυτό συμβαίνει όταν αλληλοεπιδρούν οι αστρικοί άνεμοι των 2 αστεριών. Το αστέρι που έχει εξελιχτεί σε Wolf- Rayet παρασέρνει τον αστρικό άνεμο του συνοδού του, που έχει ανακατευτεί και με τον δικό του αστρικό άνεμο. Δημιουργούνται οι κατάλληλες συνθήκες σε αυτή την <ουρά> για τον σχηματισμό σκόνης. Οι αστρικοί άνεμοι των Wolf- Rayet είναι εμπλουτισμένοι σε Άνθρακα και άλλα βαρύτερα χημικά στοιχεία, απαραίτητα για την δημιουργία σκόνης. Συμβάλλουν σημαντικά στον εμπλουτισμό της μεσοαστρικής ύλης σε σκόνη.

Οι Green peas (αρακάς) είναι σφαιρικοί γαλαξίες με διάμετρο μόλις 5000 έτη φωτός και μάζα μόλις το 1% του δικού μας Γαλαξία. Μπορούμε να πούμε ότι είναι κάτι ανάμεσα σε νάνο γαλαξία και σε σφαιρωτό σμήνος. Πήραν το όνομά τους από το σχήμα αλλά και το χρώμα τους- τα κοντινά μας εμφανίζονται πρασινωπά. Αυτό οφείλεται στο ιονισμένο από νεαρά αστέρια Οξυγόνο τους. Με το James Webb οι αστρονόμοι ανακάλυψαν τέτοιους γαλαξίες στο νεαρό σύμπαν, με παρόμοιο φάσμα, αλλά φυσικά πολύ χαμηλότερης μεταλλικότητας. Και φυσικά δεν είναι πράσινα, αλλά λόγω ερυθρολίσθησης τουλάχιστον κόκκινα (το James Webb παρατηρεί στο υπέρυθρο) Το παράδοξο είναι ότι και σήμερα αυτοί οι πολύ μικροί γαλαξίες παρουσιάζουν αστρογέννηση. Μάλλον εμπλουτίζονται από μεσογαλαξιακό αέριο ανανεώνοντας έτσι την πρώτη ύλη για την δημιουργία αστεριών.

Στην Κασσιόπη υπάρχει το νεφέλωμα σουπερνόβα Pa 30. Μέσα σε αυτό φαίνεται ένα ιδιαίτερο αστέρι, που κατάφερε να επιβιώσει από την σουπερνόβα. Αυτές οι σπάνιες σουπερνόβα τύπου Iax προέρχονται από την συγχώνευση 2 λευκών νάνων. Οι 2 λευκοί νάνοι δεν διαλύονται τελείως, όπως συμβαίνει στις SN Ia, αλλά σχηματίζουν ένα πολύ καυτό αστέρι. Μην ξεχνάμε ότι οι λευκοί νάνοι αποτελούνται από εκφυλλισμένη ύλη. Το αστέρι αυτό λοιπόν ονομάζεται αστέρι του Parker και ανήκει στην κατηγορία των αστεριών Zombie. Έχει θερμοκρασία 200.000 βαθμούς και ο αστρικός του άνεμος έχει ταχύτητα 16000 km/s, ένα σημαντικό κλάσμα της ταχύτητας του φωτός. Έτσι δημιουργείται ένα ισχυρότατο κρουστικό μέτωπο με την ύλη γύρω από το αστέρι (ύλη από την έκρηξη σουπερνόβα), με αποτέλεσμα το νεφέλωμα να έχει ιδιαίτερη δομή.

Πότε κορυφώνεται η καμπύλη φωτός? Υπάρχει σχετική πρόγνωση?

Στον Γαλαξία μας θα έπρεπε να παρατηρούμε περίπου 1500 υπολείμματα (νεφελώματα) σουπερνόβα. Αυτό προκύπτει από τον αριθμό αστεριών μεγάλης μάζας που δημιουργούνται στον Γαλαξία, αλλά και την συχνότητα των εκρήξεων SN Ia. Όμως τα νεφελώματα από σουπερνόβα που παρατηρούμε είναι μόλις μερικές εκατοντάδες. Τα νεφελώματα σουπερνόβα χάνουν πολύ σύντομα την λαμπρότητά τους, και επειδή βρίσκονται κατά κανόνα στον γαλαξιακό δίσκο (περιοχή γέννησης αστεριών μεγάλης μάζας) καλύπτονται από σκόνη και αέριο. Μία νέα επισκόπηση στα ραδιοκύματα με το όνομα Australian Square Kilometre Array Pathfinder (ASKAP) φαίνεται να γεμίζει αυτό το κενό παρατήρησης. Αρχικά ένα νεφέλωμα σουπερνόβα λάμπει στις ακτίνες Χ, λόγω μεγάλης θερμοκρασίας, με αποτέλεσμα να απελευθερώνονται ηλεκτρόνια από τους ατομικούς πυρήνες του αερίου του. Μετά από μερικές δεκάδες χιλιάδες χρόνια το αέριο σε ένα τέτοιο νεφέλωμα ψύχεται αρκετά. Ακολουθεί η επανασύνδεση των ατόμων με τα ηλεκτρόνια που απελευθερώθηκαν, με επακόλουθο την ακτινοβολία επανασύνδεσης, ιδίως στα ραδιοκύματα (ουδέτερο Υδρογόνο), μέχρι να μην ξεχωρίζει πια το νεφέλωμα από το υπόβαθρο. Στην <φωτογραφία> της παραπάνω επισκόπησης διακρίνονται πολλά υπολείμματα σουπερνόβα που δεν παρατηρούνται στο ορατό φως.

Όλοι μας έχουμε θαυμάσει τις φωτογραφίες του τηλεσκοπίου James Webb που απεικονίζουν τους πιο αρχαίους γαλαξίες, με το φως να χρειάστηκε 13 δις έτη να φτάσει από εκεί μέχρι το διαστημικό τηλεσκόπιο. Όμως η σημερινή απόσταση αυτών των γαλαξιών είναι πολύ μεγαλύτερη, περίπου 40 δις έτη φωτός, λόγω της συμπαντικής διαστολής. Ακόμα και σε απόσταση 13 δις έτη φωτός το φαινόμενο μέγεθος ενός γαλαξία θα ήταν πάρα πολύ μικρό, πολύ μικρότερο από την ικανότητα ανάλυσης των ισχυρότερων τηλεσκοπίων που διαθέτουμε. Ευτυχώς η εικόνα που μας έρχεται σήμερα αντιστοιχεί στο φαινόμενο μέγεθος της εποχής που το φως έφυγε από τον όποιο μακρινό γαλαξία, που τότε ήταν πολύ πιο κοντά μας. Έτσι ένας αρχαίος γαλαξίας έχει αρκετά μεγάλο φαινόμενο μέγεθος για τα τηλεσκόπιά μας. Το καλύτερο παράδειγμα για το παραπάνω φαινόμενο είναι οι χάρτες της κοσμικής ακτινοβολίας μικροκυμάτων υποβάθρου (CMB). Κάθε κόκκινη κουκκίδα στον χάρτη του δορυφόρου Planc (πυκνότερη περιοχή) και κάθε μπλε κουκκίδα (πιο αραιή σε ύλη περιοχή) αντιστοιχεί σε μέσο μέγεθος (χώρο) 200.000 έτη φωτός, την εποχή της εκπομπής της CMB. Αυτό το μέγεθος του χώρου (κουκκίδα στον χάρτη) στο σημερινό σύμπαν είναι πάνω από 200 εκατομμύρια έτη φωτός, λόγω της συμπαντικής διαστολής. Χώρος που ξεπερνάει κατά πολύ την διάσταση ακόμα και των μεγαλύτερων σμηνών γαλαξιών. Το φως στην CMB έχει μετατόπιση προς το ερυθρό z= 1100, που σημαίνει ότι ο χώρος στο σύμπαν μεγάλωσε κατά 1100 φορές. Αν κάθε κουκκίδα του χάρτη απεικόνιζε 200 εκατομμύρια έτη φωτός και όχι 200.000 έτη φωτός δεν θα είχαμε ανάλυση πυκνότερων- αραιότερων περιοχών στο σύμπαν, αλλά θα επικρατούσε η ομοιογένεια της μεγάλης συμπαντικής κλίμακας.

Χάρη στην επισκόπηση του Dark Energy Spectoscopic Instrument (DESI) οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ένα ρεύμα αστεριών στον Γαλαξία της Ανδρομέδας. Παρόμοια αστρικά ρεύματα έχουμε ανακαλύψει στον δικό μας Γαλαξία. Η παραπάνω επισκόπηση μέτρησε τις ταχύτητες 7500 αστεριών στην εσωτερική άλω του γειτονικού μας γαλαξία. Βρέθηκαν αυτά τα αστέρια να έχουν κοινή κίνηση που μάλιστα παραπέμπει σε εξωγαλαξιακή προέλευση. Πριν από 2 δις έτη ο γαλαξίας της Ανδρομέδας συσσώρευσε έναν άλλο γαλαξία. Τα αστέρια της εσωτερικής άλως της Ανδρομέδας προέρχονται κυρίως από αυτόν τον γαλαξία. Και στον δικό μας Γαλαξία η εσωτερική άλως του αποτελείται βασικά από αστέρια που προέρχονται από άλλον γαλαξία, αλλά από συγχώνευση που συνέβη πολύ παλαιότερα, πριν από 8-10 δις έτη. Άλλη μια ομοιότητα του Γαλαξία μας με τον γαλαξία της Ανδρομέδας.

Είμαι από τους τυχερούς που έχω τα βιβλία του. Άφησε πολύ σημαντικό έργο.

Terra astronomy. Με αυτόν τον όρο εννοούμε την αστρονομική έρευνα με δεδομένα που βρίσκουμε στην Γη. Μπορεί να είναι η αναλογία κάποιων ισότοπων, που μας δίνουν πληροφορίες για το μοριακό νέφος όπου δημιουργήθηκε ο ήλιος. Μπορεί όμως να είναι και ιστορικά δεδομένα παρατήρησης. Ένα χαρακτηριστικό παράδειγμα είναι οι καταγραφές εκρήξεων σουπερνόβα, όπως αυτή του 1054 μ.Χ. που σήμερα παρατηρούμε το νεφέλωμά της στον Ταύρο, το νεφέλωμα του Καρκίνου. Οι ιστορικές παρατηρήσεις αυτής της σουπερνόβα μας βοηθάνε στην μελέτη της διαστολής αυτού του νεφελώματος. Οι παρατηρήσεις του Ρωμαίου Hygenius και άλλων παρατηρητών της Μεσογείου, περιλαμβανομένου και του Πτολεμαίου τον 2ο αιώνα π.Χ. συμφωνούν με παρατηρήσεις της ίδιας εποχής από κινέζους αστρονόμους για το χρώμα του Μπετελγκέζ. Και τον αναφέρουν όλες σαν κίτρινο- πορτοκαλί. Δηλαδή να μοιάζει με τον Κρόνο. Αντίθετα, ο Αντάρης αναφέρεται και τότε σαν κόκκινος, όμοιος στο χρώμα του Άρη. Ειδικά οι Κινέζοι περιγράφουν τον Μπετελγκέζ κίτρινο, τον Αντάρη κόκκινο και τον Σείριο άσπρο. Γιατί οι αρχαίοι πολιτισμοί έβλεπαν διαφορετικό χρώμα στον Μπετελγκέζ από εμάς σήμερα? Φαίνεται ότι ο Μπετελγκέζ εξελίχτηκε προς τα δεξιά στο διάγραμμα H/R τα τελευταία χιλιάδες χρόνια. Οι υπεργίγαντες ως εξελιγμένα αστέρια μεγάλης μάζας υπερβαίνουν μια περιοχή του διαγράμματος στον κλάδο των υπεργιγάντων που ονομάζεται κενό Hertzsprung σε μικρό σχετικά χρονικό διάστημα. Όλη η εξέλιξη των αστεριών μεγάλης μάζας είναι σύντομη, μόλις μερικών εκατομμυρίων ετών. Σε ένα διάγραμμα H/R συνήθως δεν βρίσκουμε αστέρια σε αυτό το κενό, κάτι που δείχνει την μικρή σε χρόνο παραμονή των αστεριών εκεί. Για την σχετική μελέτη τοποθετήθηκαν αστέρια με φαινόμενη λαμπρότητα από 3,3 mag στο σχετικό διάγραμμα. Μέχρι αυτή την λαμπρότητα μπορεί το ανθρώπινο μάτι να ξεχωρίσει με βεβαιότητα χρώματα στα αστέρια (μην ξεχνάμε ότι τότε παρατηρούσαν μόνο με τα μάτια τους!). Ο Αντάρης βρίσκεται πολύ περισσότερο χρόνο στην φάση του κόκκινου υπεργίγαντα από τον Μπετελγκέζ, πάντα οι άνθρωποι τον έβλεπαν κόκκινο. Το κενό από αστέρια στο διάγραμμα που αναφερόμαστε βρίσκεται ανάμεσα στον Μπετελγκέζ και τον Κανόπους. Ήδη οι Άραβες και αργότερα ο Brahe αναφέρουν τον Μπετελγκέζ πια ως κόκκινο. Πηγή¨ Colour evolution of Betaigeuse and Antares over 2 millenia, derived from historical records.

Με το Hubble οι γαλαξίες που παρατηρούμε σε πολύ μικρή ηλικία του σύμπαντος κατατάσσονται κυρίως ως ανώμαλοι (άμορφοι). Όμως τα πράγματα είναι διαφορετικά με το James Webb. Με αυτό το τηλεσκόπιο οι γαλαξίες στο νεαρό σύμπαν εμφανίζονται σε μεγάλο βαθμό σπειροειδείς. Αυτό οφείλεται σε 2 παράγοντες. Ο πρώτος είναι ότι το Hubble παρατηρεί στο ορατό φως. Αυτό σημαίνει ότι σε τόση μεγάλη ερυθρολίσθηση λαμβάνει το υπεριώδες των μακρινών γαλαξιών, που μέχρι να φτάσει εδώ έχει αυξήσει το μήκος κύματος σε ορατό. Δηλαδή βλέπει τις περιοχές των γαλαξιών με μεγάλη ενέργεια, όπως οι περιοχές έντονης αστρογέννησης. Το James Webb παρατηρεί στο υπέρυθρο, που ήταν ορατό φως όταν ξεκίνησε από αυτούς τους μακρινούς γαλαξίες. Έτσι μπορεί να παρατηρήσει τους δίσκους των γαλαξιών, συνήθως περιοχές που εκπέμπουν βασικά στο ορατό φως. Ο δεύτερος λόγος είναι ότι για τόσο μακρινά και αμυδρά αντικείμενα δεν επαρκεί η ανάλυση του Hubble, ώστε να έχουμε μια πλήρης εικόνα. Το μακρινό σμήνος γαλαξιών που έδωσε την ευκαιρία σύγκρισης των 2 διαστημικών τηλεσκοπίων είναι το SMACS 0723. Ο συνδυασμός των παρατηρήσεων από τα 2 διαστημικά τηλεσκόπια μας δίνει ένα καλό εύρος στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα.

Ο ανιχνευτής νετρίνων IceCube στην Ανταρκτική ανίχνευσε νετρίνα υψηλής ενέργειας που προέρχονται από τον σπειροειδή γαλαξία M77 το κήτος. Αυτός ο γαλαξίας σε απόσταση 47 εκατομμύρια έτη φωτός είναι μεν σπειροειδής σαν τον δικό μας, αλλά με ενεργό γαλαξιακό πυρήνα. Ανήκει στην κατηγορία Seyfert II. Γύρω από την κεντρική μαύρη τρύπα του έχει αναπτυχθεί ένας δίσκος προσαύξησης. Η μεγάλη μάζα του δίσκου δεν επιτρέπει στο υλικό του να πέσει μέσα στην μαύρη τρύπα, αλλά αυτό διατηρώντας την στροφορμή του περιφέρεται γύρω της με μεγάλη ταχύτητα. Έτσι θερμαίνεται μέσω τριβής και εκπέμπει σχετικιστική ακτινοβολία. Σε αυτόν τον τύπο ενεργού πυρήνα ο δίσκος μας κρύβει την κεντρική μαύρη τρύπα (βλέπουμε τον δίσκο από το πλάι). Όμως τα νετρίνα που εκπέμπονται από αυτήν την περιοχή μεγάλης ενέργειας δεν έχουν πρόβλημα να περάσουν μέσα από τον δίσκο και να φτάσουν ως τη Γη.

Για πρώτη φορά ανιχνεύτηκε διοξείδιο του Άνθρακα σε εξωπλανήτη. Το James Webb χάρη στον εξελιγμένο φασματογράφο του μπόρεσε να ανιχνεύσει άμεσα το αέριο στον πλανήτη WASP 39b, όταν αυτός πέρασε μπροστά από το αστέρι του. Αυτός ο πλανήτης βρίσκεται σε απόσταση 700 έτη φωτός από τη Γη. Έχει 1,3 φορές το μέγεθος του Δία και ολοκληρώνει μια περιφορά γύρω από το αστέρι του σε μόλις 4 γήινες ημέρες. Λόγω της μεγάλης εγγύτητας στο αστέρι του έχει επιφανειακή θερμοκρασία 900 C. Η ανακάλυψη διοξειδίου του Άνθρακα στην ατμόσφαιρα του πλανήτη, που αποτελείται βασικά από Υδρογόνο και Ήλιο, επιτρέπει στους αστρονόμους να βγάλουν συμπεράσματα για την αναλογία Άνθρακα και Οξυγόνο στον πλανήτη.

Η σύγκρουση- συγχώνευση 2 λευκών νάνων είναι από ότι γνωρίζουμε ο βασικός μηχανισμός των εκρήξεων SN Ia. Οι 2 λευκοί νάνοι συγχωνεύονται σε ένα σώμα, Αν η συνολική μάζα τους ξεπερνάει το όριο Chandrasekhar, σημειώνεται η παραπάνω έκρηξη χωρίς να αφήσει αστρικό υπόλειμμα. Υπάρχει όμως μια κατηγορία εκρήξεων SN Ia, [που αφήνει υπόλειμμα. Αυτές ονομάζονται SN Iax και έχουν μικρότερη λαμπρότητα από τις κλασσικές SN Ia. Στην Κασσιόπη παρατηρήθηκε ένα πολύ αραιό νεφέλωμα, το PA 30. Μία νέα μελέτη έδειξε ότι προέρχεται από μια έκρηξη SN Iax που έγινε ορατή στην Γη το 1181 μ.Χ. Κινέζοι και Γιαπωνέζοι παρατηρητές της εποχής κατέγραψαν την εμφάνιση ενός <νέου> αστεριού με φαινόμενη λαμπρότητα σαν αυτή του Βέγκα. Μέσα στο νεφέλωμα διακρίνεται ένα παράξενο αστέρι με επιφανειακή θερμοκρασία 400.000 βαθμούς. Το φάσμα του νεφελώματος δεν δείχνει Υδρογόνο, αλλά Θείο και Αργό, και η διαστολή του συμφωνεί με την ηλικία βάση της εποχής που παρατηρήθηκε η Σουπερνόβα. Είναι η πρώτη φορά που παρατηρείται ένα τέτοιο αντικείμενο, επιβεβαιώνοντας την θεωρία των εκρήξεων SN Iax.

Δεν είναι κάποιο αστέρι, αλλά μια φούσκα αερίου κοντά στο κέντρο του Γαλαξία. Η ταχύτητά της είναι στα 100.000 km/s, το 1/3 της ταχύτητας του φωτός. Περιφέρεται γύρω από την κεντρική γαλαξιακή μαύρη τρύπα σε μόλις 70 λεπτά! Είναι εντυπωσιακό που η φούσκα διατηρεί την συνοχή της κινούμενη με τέτοια ταχύτητα. Η φούσκα έγινε αντιληπτή από μία έκλαμψη στις ακτίνες Χ. Μαγνητικά φαινόμενα θερμαίνουν το αέριο της φούσκας ώστε να δημιουργηθούν εκλάμψεις στις ακτίνες Χ. . Ακολούθησε ανίχνευση της έκλαμψης στα ραδιοκύματα, όταν το αέριο ψύχθηκε αρκετά. Αυτή παρατηρήθηκε από το ALMA.

Εδώ και μερικά έτη οι αστρονόμοι μπόρεσαν να αποδείξουν ότι τα πλανητικά νεφελώματα με πολύπλοκα σχήματα και 2 άξονες φιλοξενούν διπλά ή πολλαπλά αστικά συστήματα. Με την βοήθεια του τηλεσκοπίου Webb ανακαλύφτηκε ένα πολλαπλό αστρικό σύστημα στο πλανητικό νεφέλωμα southern ring. Εκτός από τον λευκό νάνο υπάρχουν άλλα 3 ή 4 αστέρια στο σύστημα. Όλα αλληλοεπιδρούν βαρυτικά μεταξύ τους. Οι συνοδοί ενός λευκού νάνου φαίνονται πιο εύκολα στο υπέρυθρο λόγω της σκόνης στο πλανητικό νεφέλωμα, <ειδικότητα> του James Webb.

Πάντως ο γαλαξίας της Ανδρομέδας δεν φιλοξενεί υπερμεγέθης κεντρική μαύρη τρύπα. όπως συμβαίνει σε γαλαξίες μετά από μεγάλες συγχωνεύσεις. Έχει διατηρήσει την σπειροειδή δομή του, άρα το υλικό (αστέρια κα αέριο) από τις συγχωνεύσεις συσσωρεύτηκε με ομαλό ρυθμό χωρίς να καταρρεύσει ο γαλαξιακός δίσκος. Ίσως να πέρασε στο παρελθόν την φάση του ενεργού γαλαξία, αναπτύσσοντας ισχυρούς πίδακες από τους πόλους του. Αυτοί οι πίδακες αναπτύσσονται όταν έχει συσσωρευτεί περισσότερη ύλη στην κεντρική μαύρη τρύπα ενός γαλαξία από ότι μπορεί αυτή να απορροφήσει. Τότε σχηματίζεται ένας δίσκος συσσώρευσης και αναπτύσσονται κάθετοι στον δίσκο πίδακες από σχετικιστικά σωματίδια. Αν ήταν κάθετο το επίπεδο του γαλαξία της Ανδρομέδας στον δικό μας Γαλαξία (που σήμερα τουλάχιστον δεν είναι) θα μας <πετύχαινε> ένας τέτοιος πίδακας, εξασθενημένος βέβαια από την αλληλεπίδραση με την εξωτερική ύλη του γαλαξία της Ανδρομέδας.

Τα σημερινά εξελιγμένα παρατηρητήρια, επίγεια ή στο διάστημα, μας προσφέρουν τόσα δεδομένα που δεν μπορούμε να τα επεξεργαστούμε. Οι αστρονόμοι ανακαλύπτουν φαινόμενα ακόμη και σε δεδομένα 15 ετών, μόλις βρουν ευκαιρία να τα αναλύσουν. Αυτό το πρόβλημα μπορεί να μετριαστεί σημαντικά με την ανάπτυξη έξυπνων αλγόριθμων όπως το SNIascore. Σε ενάμιση χρόνο έχει κατατάξει 1000 εκρήξεις σουπερνόβα από την επισκόπηση ZNT. Αφού ξεχωρίσει τις πραγματικές σουπερνόβα από άλλες φωτεινές πηγές, μπορεί να αξιολογήσει την SED (spectral energy distribution, φασματική διασπορά ενέργειας) με την βοήθεια μιας άλλης μηχανής (SEDM, Spectral energy distribution machine) και να κατατάξει τις σουπερνόβα ως τύπου Ia ή II. Όσο μεγαλώνει το πλήθος των σουπερνόβα που έχουμε κατατάξει, κερδίζουμε και καλύτερη γνώση για την κατανομή τους, την διασπορά λαμπρότητας και την συχνότητά τους στον αστρικό πληθυσμό.