ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

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.

Μία νέα έρευνα μας έδωσε πληροφορίες για το μεσογαλαξιακό φως (intra- group light). Πρόκειται για φως από αστέρια που υπάρχουν στον χώρο ανάμεσα στις ομάδες γαλαξιών ενός σμήνους. Τα χαρακτηριστικά τους είναι η μικρή μεταλλικότητα και η νεαρή τους ηλικία. Μάλλον είναι αστέρια από τις εξωτερικές περιοχές των γαλαξιών, που απομακρύνθηκαν από τους γαλαξίες τους. Αυτό μπορεί να συμβεί σε μια στενή προσέγγιση 2 γαλαξιών ή γαλαξία με νάνο γαλαξία. Ναι μεν διαφεύγουν από το βαρυτικό πεδίο του γαλαξία τους, αλλά παραμένουν δεσμευμένα στο γαλαξιακό σμήνος. Η μελέτη τους είναι εξαιρετικά δύσκολη, αφού το φως που εκπέμπουν είναι ελάχιστο σε σχέση με το φως των γαλαξιών. Αποτελούν όμως <μάρτυρες> γαλαξιακών προσεγγίσεων και συγχωνεύσεων.

74 εκλείψεις, ένα άφταστα ρεκόρ. Σίγουρα ένας ευτυχισμένος άνθρωπος, πρότυπου ταξιδιώτη -παρατηρητή εκλείψεων. Θα μας λείψει στην επόμενη έκλειψη

Μία νέα επισκόπηση ήρθε να ενισχύσει τα παραπάνω. Βρέθηκε ότι το 85% από ένα δείγμα 84 βραχύχρονων εκρήξεων ακτινών γ (SGRB, short gamma ray bursts) σημειώθηκε σε γαλαξίες με έντονη αστρογέννηση. Ο μηχανισμός για αυτά τα φαινόμενα είναι η συγχώνευση 2 αστέρων νετρονίων. Και αστέρια νετρονίων (πτώματα αστεριών μεγάλης μάζας) παράγονται βασικά σε γαλαξίες αστρογέννησης. Πολλές από αυτές τις εκρήξεις σημειώθηκαν στις εξωτερικές περιοχές των γαλαξιών τους, δηλαδή οι αστέρες νετρονίων βρέθηκαν εκτός γαλαξιακού δίσκου.

Στον σπειροειδή γαλαξία NGC3287 παρατηρήθηκε το 2013 η σουπερνόβα SN2013ge τύπου Ib, που σημαίνει έκρηξη σουπερνόβα κατάρρευσης αστρικού πυρήνα χωρίς Υδρογόνο στο φάσμα της. Το Υδρογόνο του αστεριού είχε απομακρυνθεί από την βαρυτική επίδραση ενός συνοδού αστέρα. Ενώ έχει ελαττωθεί ραγδαία η λαμπρότητά της, εντοπίζεται στην περιοχή της έκρηξης ένα σώμα με σταθερή λαμπρότητα. Πρόκειται για τον συνοδό αστέρα, που συσσώρευσε ένα μεγάλο μέρος από το Υδρογόνο του (ερυθρού γίγαντα) αστεριού που εξελίχτηκε σε σουπερνόβα. Ο συνοδός <επέζησε> της έκρηξης του μεγαλύτερου αδελφού του, και κάποτε θα εξελιχτεί και αυτός σε ερυθρό γίγαντα. Τελικό το σύστημα που ξεκίνησε ως διπλό αστέρι θα αποτελείται από 2 υπέρπυκνα αστρικά πτώματα.

Οι λευκοί νάνοι μας προσφέρουν διάφορα είδη εκρήξεων, όταν συσσωρεύουν υλικό από έναν συνοδό τους. Υπάρχουν οι νόβα, θερμοπυρηνική έκρηξη Υδρογόνου που συσσωρεύτηκε στη επιφάνεια του λευκού νάνου από τον συνοδό του. Οι σουπερνόβα Ia, όταν ο λευκός νάνος υπερβεί το όριο των 1,4 ηλιακών μαζών, με αποτέλεσμα να διαλύεται τελείως. Η σουπερνόβα Ia έχει 1 εκατομμύριο φορές την ισχύ μιας νόβα. Πρόσφατα ανακαλύφτηκε και η μικρονόβα. Όταν ένας λευκός νάνος έχει ισχυρό μαγνητικό πεδίο, εκτρέπει την ύλη που συσσωρεύει από τον συνοδό του στους πόλους του. Έτσι η θερμοπυρηνική έκρηξη τύπου νόβα θα είναι τοπική, με 1 εκατομμύριο φορές μικρότερη ισχύ από μια κλασσική νόβα. Μέχρι σήμερα έχουν παρατηρηθεί μικρονόβα σε 3 λευκούς νάνους.

Η σκόνη αποτελεί σημαντικό καταλύτη για τον χημικό εμπλουτισμό ενός γαλαξία. Σε αυτή σχηματίζονται μόρια, όπως το μοριακό Υδρογόνο και το νερό (πάγος). Σημαντικό είναι ότι η κοσμική ακτινοβολία καταστρέφει την σκόνη. Η μέση διάρκεια ζωής της σκόνης σε ένα νεφέλωμα είναι 1 εκατομμύριο έτη. Ακόμα, οι υψηλές θερμοκρασίες κοντά σε αστέρια και η ισχυρή ακτινοβολία, όπως κοντά σε έκρηξη σουπερνόβα, επίσης καταστρέφουν την σκόνη. Σε ένα πρωτοπλανητικό σύστημα η σκόνη μπορεί να διατηρηθεί μόνο πέρα από μια απόσταση από το αστέρι, δηλαδή η ύλη από το μοριακό νεφέλωμα που καταρρέει τελευταία προς τον δίσκο συσσώρευσης του πρωτοαστέρα.

Ο V Hya έχει εγκαταλείψει τον ασυμπτωτικό κλάδο και ετοιμάζεται να εξελιχτεί σε πλανητικό νεφέλωμα με έναν λευκό νάνο να το φωτίζει. Βρίσκεται σε απόσταση 1300 έτη φωτός. Αυτή η φάση του προ πλανητικού νεφελώματος (PPN, pre planetary nebular) διαρκεί μόλις λίγες χιλιάδες έτη στα δις έτη της συνολικής εξέλιξης ενός αστεριού μικρής μάζας. Ήδη φαίνεται η διπολική του μορφή, που σημαίνει ότι το αστέρι έχει συνοδό αρκετά μικρότερης μάζας. Με το ALMA είδαμε ότι υπάρχει μια εσωτερική πηγή εκπομπής υπέρυθρης ακτινοβολίας. Οι λευκοί νάνοι δεν εκπέμπουν ισχυρά στο υπέρυθρο, και μάλλον πρόκειται για εκπομπή από σκόνη που θερμαίνεται από τον λευκό νάνο. Πιο εξωτερικά αναπτύσσονται 6 δακτύλιοι, από υλικό που εκτοξεύτηκε από τον πρώην ερυθρό γίγαντα και τώρα λευκό νάνο, με χρονική διαφορά. Οι πίδακες που αναπτύσσονται από το αντικείμενο περιέχουν συμπυκνώματα, που οφείλονται στο περίαστρο της περιφοράς του συνοδού γύρω από τον λευκό νάνο.

Μία μελέτη έδειξε ότι ανάλογα με το διαθέσιμο αέριο στον Γαλαξία μας, η δημιουργία αστεριών θα μπορούσε να ήταν πιο έντονη. Δηλαδή ενώ στον Γαλαξία μας δημιουργούνται κάθε χρόνο αστέρια με συνολική μάζα 1,65 ως 1,9 ηλιακές, το αέριο που μετράμε στον Γαλαξία θα μπορούσε να δημιουργήσει 300 ηλιακές μάζες σε αστέρια το έτος. Η μελέτη έδειξε πόσο σημαντικά είναι κάποια μεγέθη όπως η μεταλλικότητα, η κατανομή του αερίου (προς το γαλαξιακό κέντρο) και η αναλογία ατομικού/ μοριακού αερίου. Πολύ σημαντική είναι η κινητική κατάσταση του Γαλαξία, δηλαδή αν υπάρχει σχετική ηρεμία (κακό για την αστρογέννηση) ή αν συγκρούονται συχνά μοριακά νέφη, όπως συμβαίνει στους γαλαξίες που αλληλοεπιδρούν με άλλους.

Το pulsar PSR J0952-0607 σχεδόν έχει την μέγιστη μάζα που θα μπορούσε, για πάλσαρ. Ανήκει στις μαύρες χήρες, δηλαδή στους αστέρες νετρονίων που συσσωρεύουν μάζα από συνοδό αστέρι. Οι αστέρες νετρονίων αντισταθμίζουν την πίεση της βαρύτητας με την πίεση των νετρονίων. Αν αποκτήσουν μάζα πάνω από 2,35 φορές την μάζα του ήλιου μας, καταρρέουν σε μαύρες τρύπες. Το συγκεκριμένο πάλσαρ έχει κερδίσει αρκετή στροφορμή από τον συνοδό του, με αποτέλεσμα να περιστρέφεται 707 φορές το δευτερόλεπτο! Ανήκει στην κατηγορία των millisecond pulsars. Ο συνοδός αστέρας έχει πλέον μόλις 20 φορές την μάζα του Δία, οριακά θεωρείται ακόμα αστέρι.

Μία νέα έρευνα έδειξε ότι ένα στα 3 αστρικά πτώματα από σουπερνόβα κατάρρευσης αστρικού πυρήνα (SN cc,με πιο συνηθισμένες τις SN II) καταλήγουν εκτός του Γαλαξία μας. Πρόκειται για απομεινάρια αστεριών μεγάλης μάζας (πάνω από 8 ηλιακές μάζες), συνήθως αστέρες νετρονίων αλλά και αστρικές μαύρες τρύπες. Επειδή η έκρηξη σουπερνόβα είναι ασύμμετρη, το αστρικό πτώμα δέχεται μια δυνατή ώθηση, που σε πολλές περιπτώσεις είναι αρκετή ώστε να το θέσει εκτός Γαλαξία (ή τουλάχιστον στις παρυφές του). Στον σχετικό χάρτη αυτών των αστρικών πτωμάτων δεν φαίνεται η σπειροειδής μορφή του Γαλαξία (δεν υπάρχει συσσώρευση των αντικειμένων στην διεύθυνση των σπειρών), και ο Γαλαξίας μας , δηλαδή η κατανομή τους γύρω του, παρουσιάζει ένα έντονο <φούσκωμα>, ελαττώνοντας σημαντικά το πεπλατυσμένο του σχήμα. Τα δισεκατομμύρια παλαιά αστρικά πτώματα από εκρήξεις SN cc στις παρυφές του Γαλαξία είναι αόρατα (ψυχρά σώματα με ελάχιστη εκπομπή), και ο χάρτης δημιουργήθηκε με δεδομένα από προσομοίωση. Βασικά στοιχεία είναι η ταχύτητα των αστρικών πτωμάτων μετά την έκρηξη σουπερνόβα, και ότι η κατεύθυνσή τους είναι τυχαία.

Μέχρι πριν από λίγο καιρό οι αστρονόμοι πίστευαν ότι δεν μπορούν να δημιουργηθούν πλανήτες με τη μάζα του Δία γύρω από αστέρια μικρής μάζας. Οι πρωτοπλανητικοί δίσκοι σε αυτά τα αστέρια έχουν λιγότερη μάζα από ότι στα μεγαλύτερης μάζας αστέρια. Αυτό που φάνηκε με τα τηλεσκόπια ALMA είναι ότι γύρω από το νάνο αστέρι Teegardens garden, όπου έχει δημιουργηθεί ένας πλανήτης μεγάλης μάζας, ο πρωτοπλανητικός δίσκος παρουσιάζει μεγάλα κενά. Αυτά τα κενά επιβραδύνουν την μετανάστευση του πλανήτη προς το εσωτερικό (δεν υπάρχει η αλληλεπίδραση με αέριο και σκόνη, που θα αφαιρούσε στροφορμή από τον πλανήτη). Έτσι ο πλανήτης σε τροχιά μακριά από το αστέρι έχει τον χρόνο να συσσωρεύσει αρκετή ύλη.

Γύρω από το στενό διπλό αστρικό σύστημα YY Hydrae, σε απόσταση 1500 έτη φωτός από εμάς, έχει αναπτυχθεί ένα κοινό κέλυφος ύλης . Αυτό δημιουργήθηκε από την ύλη που μεταφέρεται από το δευτερεύον αστέρι (τύπου Κ6, με επιφανειακή θερμοκρασία 4000 Κ) στο πρωτεύον (λευκός νάνος με επιφανειακή θερμοκρασία 66.000 Κ). Η φάση του κοινού κελύφους έχει πολύ μικρή διάρκεια στην συνολική αστρική εξέλιξη, και συμβαίνει μόνο σε διπλά αστέρια με στενή τροχιά και το ένα να έχει μάζα τουλάχιστον 1 ηλιακή. Ουσιαστικά το ένα αστέρι γεμίζει τον λοβό Roche του, μεταφέροντας μάζα στον συνοδό του. Στην περίπτωση του YY Hydrae ο λευκός νάνος θερμαίνει πολύ την πλευρά του συνοδού που βλέπει προς αυτόν (στους 20.000 Κ), με αποτέλεσμα να εμφανίζεται πιο λαμπρή από την άλλη του πλευρά (όπως η ημέρα και η νύχτα σε έναν πλανήτη). Ο λευκός νάνος εντοπίζεται μόνο φασματοσκοπικά, λόγω του μικρού του μεγέθους. Το κοινό κέλυφος έχει μάζα 1- 2 ηλιακές, και η μάζα του πρωτεύον αστεριού στην κύρια ακολουθία ήταν 2,5- 4 ηλιακές (σημερινός λευκός νάνος). Η ύλη που διαφεύγει του συστήματος και αρχικά δημιουργεί το κοινό κέλυφος μεταφέρει και στροφορμή, με αποτέλεσμα να γίνεται όλο και πιο στενό το σύστημα. Μόνο έτσι μπορούν να δημιουργηθούν στενοί διπλοί με 2 λευκούς νάνους που παρατηρούμε στον Γαλαξία μας. Βέβαια το δευτερεύον αστέρι στο YY Hydrae θα χρειαστεί αρκετά δις έτη ακόμα ώστε να εξελιχτεί σε λευκό νάνο.

Μια νέα μελέτη έδειξε ότι ο Γαλαξίας μας .. έκρυβε χρόνια, περίπου 2 δις! Χάρη στο εντυπωσιακό δείγμα αστεριών που μελέτησε η διαστημοσυσκευή GAIA γνωρίζουμε τις ηλικίες ενός μεγάλου πλήθους υπογιγάντων (αστέρια που μόλις εγκατάλειψαν την κύρια ακολουθία προς τον κλάδο των γιγάντων). Πρόκειται για μια σύντομη φάση αστρικής εξέλιξης. Έτσι σε συνδυασμό με την λαμπρότητα ενός αστεριού και την μεταλλικότητα μπορούμε να συμπεράνουμε τις ηλικίες τους με μεγάλη ακρίβεια. Για την έρευνα χρησιμοποιήθηκαν μετρήσεις από 250.000 τέτοια αστέρια! Από ότι φαίνεται 800 εκατομμύρια έτη μετά την μεγάλη έκρηξη σχηματίστηκαν τα αστέρια που σήμερα φιλοξενεί κυρίως ο παχύς δίσκος του Γαλαξία μας. Μετά από 2 δις έτη (ηλικία αρκετών σφαιρωτών σμηνών του Γαλαξία μας) η σύγκρουση με τον νάνο γαλαξία GAIA- Sausage Enceladus είχε ως αποτέλεσμα να δημιουργηθεί ο λεπτός δίσκος, η σημερινή ενεργή περιοχή αστρογέννησης.

Το κοσμολογικό μας μοντέλο επαληθεύτηκε από ακόμα ένα παρατηρησιακό δεδομένο. Το σύμπαν είχε θερμοκρασία περίπου 3000Κ (όσο και οι λάμπες αλογόνου) 380.000 χρόνια μετά την δημιουργία του. Αυτή η θερμοκρασία επέτρεψε στα ηλεκτρόνια να δεσμευτούν στους ατομικούς πυρήνες (βασικά πρωτόνια, οι πυρήνες του Υδρογόνου). Η θεωρία προβλέπει ότι σε ηλικία 1 δις έτη η θερμοκρασία του σύμπαντος ήταν κάτω από 20Κ. Αυτό επιβεβαιώθηκε με την μελέτη ενός γαλαξία αστρογέννησης (HFLS3) που το φως του μας έρχεται από την εποχή που το σύμπαν είχε ηλικία 880.000 έτη. Γύρω από τον γαλαξία υπήρχε τότε ένα μεγάλο ψυχρό (16Κ) αραιό νέφος που περιείχε υδρατμούς (H2O). Ενώ μέσω της ανάλυσης του φάσματος φάνηκε η απορρόφηση του φωτός του γαλαξία, η πλάτυνση των γραμμών απορρόφησης έδειξαν ότι το σύμπαν τότε είχε λίγο μεγαλύτερη θερμοκρασία από το νέφος.

Στο Blazar PKS 2131-021,που το φως του χρειάστηκε 9 δις έτη να φτάσει ως εμάς, υπάρχουν 2 κεντρικές μαύρες τρύπες, με μάζα η καθεμιά εκατοντάδες εκατομμύρια ηλιακές. Περιφέρονται η μία γύρω από την άλλη σε περίπου 2 χρόνια και αναμένεται να συγχωνευτούν σε 10000 έτη. Η μεταξύ τους απόσταση είναι μόλις 8 ημέρες φωτός. Τα Blazar είναι ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες που ο ένας πίδακας <δείχνει> το ηλιακό μας σύστημα. Έτσι μπορούμε να μετρήσουμε την μετατόπιση της ύλης του πίδακα προς το μπλε (αντίθετα με την ερυθρολίσθηση των αντικειμένων που απομακρύνονται από εμάς). Οι περιοδικές ταλαντεύσεις του πίδακα σε βάθος 20ετίας επέτρεψαν στους αστρονόμους να συμπεράνουν ότι πρόκειται για γαλαξία με 2 κεντρικές μαύρες τρύπες (πιθανότατα από συγχώνευση 2 γαλαξιών). Από ότι φαίνεται ο μηχανισμός των ενεργών γαλαξιακών πυρήνων μπορεί να αναπτυχθεί και σε δίδυμες κεντρικές μαύρες τρύπες. Δηλαδή η ανάπτυξη ενός δίσκου συσσώρευσης που να έχει ως αποτέλεσμα την δημιουργία πιδάκων γαλαξιακού μεγέθους.

Μετά τους πλανήτες και μερικούς δορυφόρους , σειρά έχουν να ανακαλυφτούν οι κομήτες γύρω από άλλα αστέρια. Στο αστέρι B Pictoris σε απόσταση 63 έτη φωτός, ανιχνεύτηκαν 30 κομήτες. Έχουν παρόμοιο μέγεθος με αυτούς του ηλιακού μας συστήματος, με πυρήνες 3- 14 χιλιομέτρων. Το αστέρι έχει ηλικία μόλις 20 εκατομμύρια έτη και ακόμη περιβάλλεται από έναν αραιό δίσκο σκόνης και αερίου. Η ιδανική θέση του (το βλέπουμε κάθετα στον άξονά του, άρα ότι υπάρχει στον δίσκο περνάει ανάμεσα σε εμάς και το αστέρι) μας βοηθάει στην ανακάλυψη αυτών των αντικειμένων. Μάλιστα είναι οι ουρές των κομητών που έμμεσα μας τους αποκαλύπτουν, χάρη στο διαστημικό τηλεσκόπιο TESS. Τα επόμενα χρόνια θα γνωρίζουμε ένα μεγάλο πλήθος αντικειμένων σε άλλα αστρικά συστήματα. Μόνο το GAIA αναμένεται να δώσει μετρήσεις για δεκάδες χιλιάδες εξωπλανήτες.

Με την βοήθεια ενός βαρυτικού φακού (ένα γαλαξιακό σμήνος ) φαίνεται η απεικόνιση ενός αστεριού που το φως του έκανε 13 δις έτη για να φτάσει σε εμάς. Πιθανότατα να πρόκειται για έναν ερυθρό γίγαντα αστεριού πολύ μεγάλης μάζας, όπως ήταν τα αστέρια πρώτης γενιάς του σύμπαντος. Υπάρχει και η πιθανότητα διπλών αστεριών μεγάλης μάζας. Το αστέρι ονομάστηκε Earendel και φυσικά έχει εκραγεί προ πολλού με έκρηξη σουπερνόβα.

Μέχρι τώρα έχουν παρατηρηθεί μόλις 5 ORC (Odd Radio Circle). Πρόκειται για αντικείμενα μεγέθους 1 εκατομμυρίων ετών φωτός (πολύ πιο μεγάλα από έναν γαλαξία), που ανιχνεύονται μόνο στα ραδιοκύματα. Μόλις το 2020 βρέθηκε το πρώτο από αυτά. Φαίνεται να φιλοξενούν πάντα έναν γαλαξία στο εσωτερικό τους. Υπάρχουν 3 πιθανά σενάρια για την προέλευσή τους. Μπορεί να είναι ίχνη από μεγάλες εκρήξεις σε κεντρικές περιοχές γαλαξιών, όπως μετά από μια συγχώνευση 2 μαύρων τρυπών πολύ μεγάλης μάζας, που είχε ως αποτέλεσμα την δημιουργία κρουστικού κύματος. Μπορεί επίσης να είναι η κορυφή ενός πολύ μεγάλου γαλαξιακού πίδακα. Αυτοί οι πίδακες παρατηρούνται στους ενεργούς γαλαξίες, και περιέχουν φορτισμένα σωματίδια με πολύ μεγάλες ταχύτητες. Η τρίτη εκδοχή είναι κρουστικά κύματα από γαλαξία αστρογέννησης. Τα πολλά αστέρια μεγάλης μάζας που δημιουργούνται σε μικρό χρονικό διάστημα απομακρύνουν ύλη από έναν τέτοιο γαλαξία, μέσω των ισχυρών αστρικών ανέμων τους. Ακόμα και σήμερα ανακαλύπτονται εντελώς άγνωστα αντικείμενα στο σύμπαν.

Σχεδόν όλες οι γνωστές μαύρες τρύπες ανήκουν σε 2 κατηγορίες. Τις αστρικές, με ως 100 ηλιακές μάζες, και τις μεγάλες στα κέντρα των γαλαξιών, με εκατομμύρια ως δις ηλιακές μάζες. Υπάρχει ένα μεγάλο κενό ανάμεσα στις 2 κατηγορίες, και σπάνια παρατηρείται μαύρη τρύπα ενδιάμεσης μάζας. Μία τέτοια παρατηρήθηκε, από τις κινήσεις των κοντινών της αστεριών, στον γαλαξία της Ανδρομέδας. Έχει μάζα 100.000 ηλιακές και φιλοξενείται σε ένα ιδιαίτερα μεγάλης μάζας <σφαιρωτό σμήνος>, το B023-G078, με μάζα 6,2 εκατομμύρια ηλιακές. Το πιο πιθανό είναι να πρόκειται για την κεντρική περιοχή ενός νάνου γαλαξία που συσσωρεύτηκε στον γαλαξία της Ανδρομέδας και όχι για σφαιρωτό που δημιουργήθηκε μέσα στον γαλαξία. Αυτό το σενάριο ενισχύεται από τους διαφορετικούς αστρικούς πληθυσμούς που φιλοξενεί, με διαφορετικές αναλογίες χημικών στοιχείων. Τα σφαιρωτά σμήνη σπάνια φτάνουν το 1 εκατομμύριο ηλιακές μάζες και παρουσιάζουν μεγάλη ομοιογένεια αστεριών.

Το VY Canis Majoris είναι ένας ερυθρός υπεργίγαντας. Το μέγεθός του είναι στις 15.000 αστρονομικές μονάδες, δηλαδή όσο όλο το ηλιακό μας σύστημα! Η μάζα του μάλλον είναι ΄πολύ μεγαλύτερη από ότι νομίζαμε, και ίσως να είναι από τα αστέρια με την μεγαλύτερη μάζα του Γαλαξία μας. Αστέρια τόσο μεγάλης μάζας μπορεί να μην καταλήγουν σε έκρηξη σουπερνόβα, αλλά βαρυτική κατάρρευση σε μαύρη τρύπα με έναν μέχρι σήμερα άγνωστο μηχανισμό. Οι αστρονόμοι παρατηρούν την απώλεια μάζας του υπεργίγαντα. Όλα τα αστέρια μεγάλης μάζας βιώνουν σημαντική απώλεια μάζας στην φάση του υπεριγίγαντα. Αυτή φαίνεται να συμβαίνει σε συμπυκνώματα που οφείλονται στην συναγωγή (convection cells) στο εσωτερικό του αστεριού. Τόσο μεγάλης μάζας αστέρια είναι πλήρως συναγωγής (η συναγωγή κυριαρχεί σε όλο το εσωτερικό τους).