ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

Σε έναν πρωτοπλανητικό δίσκο μπορεί να δημιουργηθεί στρέβλωση (warp). Αυτό μπορεί να συμβεί αν το αστέρι έχει συνοδό, αν περάσει αρκετά κοντά ένα άλλο αστέρι ώστε να επηρεάσει βαρυτικά τον δίσκο και αν ο δίσκος αλληλοεπιδράσει με αέριο σημαντικής μάζας. Αυτό που θα συμβεί είναι να μην έχει πια ο δίσκος σπειροειδής δομές, όπως παρατηρούμε σε μερικούς πρωτοπλανητικούς δίσκους. Αυτές οι δομές δείχνουν ότι συμπυκνώνεται αέριο και σκόνη σε πλανήτες. Η διακοπή των σπειρών σημαίνει ότι θα σχηματιστούν πλανήτες πολύ πιο δύσκολα. Η στρέβλωση του δίσκου θερμαίνει το αέριο, που πρέπει να είναι αρκετά ψυχρό ώστε να καταρρεύσει βαρυτικά στους πρωτοπλανήτες.

Η παραπάνω εξήγηση είναι πολύ κατατοπιστική. Το είδωλο που μας δείχνει ένας βαρυτικός φακός μας δίνει πληροφορίες για την κατανομή της σκοτεινής ύλης του φακού (το με διαφορά μεγαλύτερο συστατικό της συνολικής ύλη του). Ο βαρυτικός φακός είναι συνήθως ένα σμήνος γαλαξιών. Έτσι μπορούμε να κάνουμε προβλέψεις, τρέχοντας τα δεδομένα σε υπέρ- υπολογιστές, για τον χρόνο και το μέρος που θα εμφανιστεί το επόμενο είδωλο.

Να σημειώσουμε ότι στις εικόνες του 2019 δεν φαίνεται πια, όπως αναμενόταν, κανένα από τα 3 είδωλα της σουπερνόβα.

Ένα σπάνιο και πολύ χρήσιμο για τους αστρονόμους φαινόμενο είναι η παρατήρηση μιας σουπερνόβα σε έναν μακρινό γαλαξία μέσω βαρυτικού φακού. Η σουπερνόβα AT2016jka μας έχει δείξει μέχρι σήμερα 3 είδωλα. Μεταξύ των εμφανίσεών τους υπάρχει χρονική διαφορά, που έχει να κάνει με την πορεία του φωτός (καμπύλωση) της σουπερνόβα γύρω από τον βαρυτικό φακό (γαλαξιακό σμήνος MACSJ0138.0-2155). Αναμένουμε άλλο ένα είδωλο το 2037, από φωτόνια της έκρηξης σουπερνόβα που θα φτάσουν σε εμάς με μεγάλη χρονική καθυστέρηση (SN 4 με ροζ χρώμα στις παρακάτω εικόνες).

Στο μεγάλο Μαγγελανικό νέφος ανιχνεύτηκε μια μαύρη τρύπα με 11 ηλιακές μάζες, στο ανοιχτό σμήνος NGC 1850. Η ανακάλυψη έγινε μέσω του συνοδού αστέρα της, με 4,9 ηλιακές μάζες, που περιφέρεται του κοινού κέντρου βάρους του συστήματος σε 5 ημέρες (στενό διπλό αστρικό σύστημα). Το παραπάνω αστρικό σμήνος έχει ηλικία 100 εκατομμύρια έτη, που είναι αρκετά μικρή ώστε να φιλοξενεί αστέρια με την μάζα του συνοδού, χωρίς να έχουν εξελιχτεί σε λευκό νάνο. Τα αστέρια με πολύ μεγαλύτερη μάζα έχουν εξελιχτεί σε αυτό το σμήνος, μέσω εκρήξεων σουπερνόβα, σε αστέρες νετρονίων ή μαύρες τρύπες όπως αυτή του διπλού συστήματος. Να σημειώσουμε ότι πρόκειται για την πρώτη μαύρη τρύπα έξω από τον Γαλαξία μας που ανιχνεύτηκε χάρη στην κίνηση του συνοδού της. Σημείωση: Η εικόνα είναι καλλιτεχνική απεικόνιση

Είναι γνωστό ότι ο ήλιος μας βρίσκεται μέσα σε μια τεράστια φούσκα καυτού ιονισμένου αερίου. Αυτές οι φούσκες δημιουργούνται από τα κρουστικά μέτωπα των εκρήξεων σουπερνόβα., και λίγο- πολύ κυριαρχούν στον γαλαξιακό δίσκο. Η τοπική μας φούσκα είναι αποτέλεσμα 15 περίπου εκρήξεων σουπερνόβα που έγιναν πριν από 14 εκατομμύρια έτη. Παρατηρούμε (χάρη στο GAIA) ότι όλα τα νεαρά αστέρια και οι περιοχές αστρογέννησης σε ακτίνα 500 έτη φωτός βρίσκονται στα όρια της φούσκας μας. Αυτό δείχνει ότι η διαστελλόμενη φούσκα συμπυκνώνει τα μοριακά νεφελώματα που συναντάει με αποτέλεσμα να σημειώνονται επεισόδια αστρογέννησης. Ο ήλιος μας, στην πορεία του γύρω από τον γαλαξιακό δίσκο, εισήλθε στην φούσκα πριν από 5 εκατομμύρια έτη. bubble.webp

Πριν από 10 δις έτη ο Γαλαξίας μας συγχωνεύτηκε με τον νάνο γαλαξία Gaia-Sausage-Enceladus (GSE). Αυτός ο νάνος είχε μισό δια αστέρια, ΄που σήμερα αποτελούν το 50% της αστρικής μάζας της άλως του Γαλαξία μας. Με τις μετρήσεις της διαστημοσυσκευής GAIA βρέθηκε ότι ο νάνος ήρθε σε απευθείας σύγκρουση με τον Γαλαξία μας, χωρίς να πει σε τροχιά γύρω του. Οι πιο γνωστοί νάνοι σε τροχιά γύρω από τον Γαλαξία μας είναι τα νέφη του Μαγγελάνου. Η επόμενη μεγάλη (πολύ μεγαλύτερη) σύγκρουση του Γαλαξία μας θα είναι με τον γαλαξία της Ανδρομέδας σε 5 δις έτη περίπου. Θα είναι μια πολύ μεγάλη συγχώνευση 2 σπειροειδών γαλαξιών, κάτι που δεν έχει συμβεί ξανά στον Γαλαξία μας.

Οι αστρονόμοι χρησιμοποιούν την συστοιχία τηλεσκοπίων ALMA για την επισκόπηση REBELS (reionization era bright emission line survey), που έχει σκοπό να ανακαλύψει γαλαξίες στο πρώτο δις έτη του σύμπαντος. Εκείνη την εποχή του ουδέτερο μετά την ψύξη του αέριο άρχισε να ιονίζεται ξανά από τα αστέρια μεγάλης μάζας και τους ενεργούς γαλαξιακούς πυρήνες. Οι αστρονόμοι ανακάλυψαν 2 γαλαξίες που έμειναν αόρατοι στο ορατό και υπέρυθρο φως, λόγω απορρόφησης της σκόνης. Μόνο στα χιλιοστόμετρα (μήκος κύματος) μπόρεσαν, με το ALMA, να ανακαλύψουν τους <αόρατους> γαλαξίες REBELS 12-2, 29-2. Τώρα γνωρίζουμε ότι κρύβονται πολλοί γαλαξίες εκείνης της εποχής στην σκόνη, αλλά αποτελεί μυστήριο η δημιουργία τόσο μεγάλης ποσότητας σκόνης στο πρώιμο σύμπαν. Να σημειώσουμε ότι σε τέτοιες <κοσμικές> παρατηρήσεις (που στοχεύουν πολύ μακρινά αντικείμενα) πάνα υπολογίζουμε την ερυθρολίσθηση των φασματικών γραμμών.

Οι εκρήξεις σουπερνόβα αστρικής κατάρρευσης που γνωρίζουμε έχουν ως αιτία την βαρυτική κατάρρευση του αστρικού πυρήνα σιδήρου ενός εξελιγμένου αστεριού. Η πηγή ραδιοκυμάτων VT 1210+4956 ενός νάνου γαλαξία σε απόσταση 480 εκ. έτη φωτός είναι αρκετά ισχυρή και δεν ανιχνεύτηκε πριν από το 2005, παρά τις σχετικές παρατηρήσεις στην περιοχή της. Πρόκειται για μια νέα ράδιο-πηγή. Το 2014 ανιχνεύτηκε μια έκρηξη μικρής διάρκειας στις ακτίνες γ, από την ίδια πηγή. Το συμπέρασμα των αστρονόμων είναι ότι πρόκειται για διπλό αστρικό σύστημα, όπου συγχωνεύτηκαν τα 2 σώματα. Και τα 2 αστέρια είχαν αρχικά μάζα πολύ μεγαλύτερη από αυτή του ήλιου μας. Το μεγαλύτερης μάζας εξελίχτηκε σε μαύρη τρύπα ή αστέρα νετρονίων, μέσω έκρηξης σουπερνόβα. Αυτή η φάση είναι κρίσιμη για ένα διπλό σύστημα, επειδή το αστρικό πτώμα δέχεται μια ώθηση (λόγω ασύμμετρης έκρηξης SN) και μπορεί να σπάσει την βαρυτική συνοχή με τον συνοδό του. Στο στενό αυτό σύστημα ο αστέρας νετρονίων, 300 έτη πριν από το γεγονός που παρατηρούμε σήμερα, μπήκε στην ατμόσφαιρα του συνοδού του. Από τα εξωτερικά στρώματα του συνοδού εκτινάχτηκε αέριο που σχημάτισε έναν δακτύλιο γύρω από τα 2 συγχωνευμένα πια αστέρια. Όταν ο αστέρας νετρονίων έφτασε στην περιοχή του πυρήνα του συνοδού του, διέκοψε την θερμοπυρηνική σύντηξη. Τότε το αστέρι κατάρρευσε βαρυτικά, με επακόλουθο μια έκρηξη σουπερνόβα. Αυτή ήταν η πηγή της εκπομπής ακτινών γ που παρατηρήθηκαν το 2014 και τα ραδιοκύματα προέρχονται από την σύγκρουση του ωστικού κύματος της έκρηξης με την ύλη που εκτινάχτηκε από το αστέρι νωρίτερα. Ένα είδος σουπερνόβα που ήταν μόνο θεωρητικό ως σήμερα, μπορεί να επιβεβαιωθεί με τις παραπάνω παρατηρήσεις.

Πολλοί από τους εξωπλανήτες που ανακαλύψαμε (4800!) βρίσκονται γύρω από κόκκινους νάνους. Για να δέχονται αρκετή ακτινοβολία από έναν κόκκινο νάνο, ώστε να βρίσκονται στην κατοικήσιμη ζώνη, πρέπει οι πλανήτες του να είναι πολύ κοντά του, σε τροχιές πιο εσωτερικές από αυτή του Ερμή γύρω από τον ήλιο μας. Οι κόκκινοι νάνοι εκπέμπουν (βασικά στο υπέρυθρο) πολύ λιγότερη ακτινοβολία από τον ήλιο μας. Όμως οι αστρονόμοι παρατηρούν στους κόκκινους νάνους πολύ ισχυρές εκλάμψεις (superflares, εκτινάξεις μεγάλης ποσότητας σωματιδίων υψηλής ενέργειας), που θα μπορούσαν να μεταβάλλουν ή ακόμα και να απομακρύνουν την ατμόσφαιρα ενός κοντινού πλανήτη. Έτσι θεωρούσαμε τους πλανήτες γύρω από κόκκινους νάνους αφιλόξενους για την ανάπτυξη ζωής. Μία νέα μελέτη έδειξε ότι, αντίθετα με τον ήλιο μας σε εποχή μεγάλης δραστηριότητας, οι πολύ ισχυρές εκλάμψεις των κόκκινων νάνων σημειώνονται στις πολικές περιοχές τους. Θεωρητικά οι πλανήτες στο μεσημβρινό επίπεδο των κόκκινων νάνων δεν κινδυνεύουν από αυτές τις εκλάμψεις.

Μια 3D προσομοίωση πρωτοπλανητικού δίσκου έδωσε ένα πολύ ενδιαφέρον αποτέλεσμα. Τα πρωτοαστέρια (αστέρια που δεν έχουν ολοκληρώσει την δημιουργία τους) παρουσιάζουν 2 πίδακες εκροής αερίου από τους πόλους τους. Αυτό έχει να κάνει με την συσσώρευση αερίου από το αρχικό νεφέλωμα, και αποτελεί μια μικρογραφία των ενεργών γαλαξιακών πυρήνων. Το νέο είναι ότι μια σημαντική ποσότητα σκόνης παρασύρεται από τους πίδακες, αλλά δεν απομακρύνεται από το αστέρι. Πέφτει στις εξωτερικές περιοχές του πρωτοπλανητικού δίσκου, όπως συμβαίνει με την στάχτη μετά από έκρηξη ηφαιστείου, που πέφτει στις περιοχές γύρω από το ηφαίστειο. Έτσι υπάρχει υλικό για την δημιουργία πλανητών μεγάλης μάζας στον εξωτερικό πρωτοπλανητικό δίσκο. Η ύπαρξη σκόνης στον εξωτερικό δίσκο έχει επιβεβαιωθεί από το ALMA, μάλιστα σε μορφή δακτυλίων, κάτι που επιβεβαιώνει την παραπάνω θεωρία.

Ήταν η μόνη ολική έκλειψη ηλίου που ξέραμε ότι θα την χάσουμε, όχι λόγω COVID αλλά επειδή συνέβη στην Ανταρκτική. Δείτε τα βινταέκια, είναι εντυπωσιακή, με ωραία Bailys, όμορφο στέμμα και μια τεράστια ηλιακή προεξοχή (ώρα 1 στον ηλιακό δίσκο). Στο δεύτερο Diamont ring φαίνεται ακόμα καθαρά η προεξοχή!

Χρόνια πολλά Ανδρέα

Οι αστρονόμοι ανακάλυψαν δυο κεντρικές μαύρες τρύπες στον γαλαξία NGC 7727. Η μία έχει εκατομμύρια ηλιακές μάζες και η δεύτερη 6,3 εκατομμύρια ηλιακές μάζες. Ο γαλαξίας αυτός απέχει 90 εκατομμύρια έτη φωτός από εμάς και οι 2 μαύρες τρύπες απέχουν μόλις 1600 έτη φωτός η μία από την άλλη (όσο το Ring nebular από την Γη μας). Κάποτε θα συγχωνευτούν σε μια μαύρη τρύπα, και θα εκπέμψουν βαρυτικά κύματα.

Παραθέτω ένα ενδιαφέρων link, που βοηθάει αρκετά https://phys.org/news/2021-11-comet-a1-leonard-brightens-december.html

Δεν έχουν καμία σχέση με τον γνωστό μας πολικό αστέρα! Πρόκειται για μια ιδιαίτερη κατηγορία κατακλυσμικών αστέρων. (από την Wikipedia, Οι κατακλυσμικοί μεταβλητοί αστέρες αποτελούνται από έναν λευκό νάνο και ένα δευτερεύον αστέρι. Είναι τόσο κοντά μεταξύ τους ώστε η βαρύτητα του λευκού νάνου παραμορφώνει το δευτερεύον αστέρι, συσσωρεύοντας ύλη από αυτόν). Οι κατακλυσμικοί- <πολικά> αστέρια χαρακτηρίζονται από το ισχυρό μαγνητικό πεδίο του λευκού νάνου. Ενώ οι λευκοί νάνοι στους συνηθισμένους κατακλυσμικούς συσσωρεύουν μάζα από τον συνοδό αστέρα μέσω ενός δίσκου προσαύξησης στον ισημερινό τους, στα <πολικά> αστέρια το ισχυρό μαγνητικό πεδίο εμποδίζει την ανάπτυξη του δίσκου. Ο <πολικός> λευκός νάνος συσσωρεύει ύλη από τους πόλους του μέσω ροής ύλης από τον συνοδό του. Το νέο είναι ότι παρατηρήθηκε για πρώτη φορά μια τέτοια ροή ύλης, στον J1832.4-1627, επιβεβαιώνοντας την μέχρι σήμερα θεωρητική πρόβλεψη.

Αντίθετα με ότι πιστεύαμε, οι περισσότεροι νάνοι γαλαξίες που βρίσκονται κοντά και αλληλοεπιδρούν βαρυτικά με τον δικό μας Γαλαξία τον προσεγγίζουν για πρώτη φορά. Μέχρι τώρα νομίζαμε ότι πρόκειται για δορυφόρους, με την έννοια ότι περιφέρονται γύρω από την Γαλαξία μας εδώ και δις έτη. Όμως οι μετρήσεις από το GAIA για 40 νάνους γαλαξίες δείχνουν ότι έχουν πολύ μεγάλη ταχύτητα ώστε να περιφέρονται γύρω από τον Γαλαξία μας. Ο Γαλαξίας μας έχει συσσωρεύσει νάνους γαλαξίες στο παρελθόν, που άφησαν ως σημάδια αστρικές ροές (streams), δηλαδή <ουρές> από αστέρια με κοινή προέλευση (ταχύτητα, κατεύθυνση, μεταλλικότητα). Φαίνεται οι νάνοι γαλαξίες να συσσωρεύονται στον Γαλαξία μας πριν γίνουν δορυφόροι, δηλαδή να διαμελίζονται από τις πρώτες βαρυτικές επαφές μαζί του. Ακόμα και το μεγάλο Μαγγελανικό νέφος βρίσκεται σε πρώτη προσέγγιση του Γαλαξία μας.

Ο γαλαξίας NGC 4921 σε απόσταση 320 εκατομμυρίων ετών φωτός, στην κώμη της Βερενίκης, παρουσιάζει μια ιδιαίτερη εξέλιξη. Στα γαλαξιακά σμήνη συσσωρεύεται μεσογαλαξιακό αέριο προς την κεντρική τους περιοχή. Όταν ένας γαλαξίας περάσει μέσα από αυτό το αέριο, μπορεί να απωλέσει δικό του αέριο, σκόνη αλλά και αστέρια, λόγω πίεσης εμβολής (ram pressure). Ιδίως η απώλεια σε σκόνη και αέριο μπορεί να είναι τόσο σημαντική, ώστε να υποβαθμιστεί και ακόμα να διακοπεί η δημιουργία αστεριών στον γαλαξία. Ο γαλαξίας τότε εμφανίζεται κόκκινος, λόγω απουσίας νεαρών αστεριών μεγάλης μάζας (red and dead galaxy). Όμως σε αυτόν τον γαλαξία παρατηρούμε ότι συσσωρεύει πάλι ένα μέρος της ύλης που απώλεσε. Η διαφορά ταχυτήτων της ύλης του που έμεινε πίσω <κολλημένη> στο μεσογαλαξιακό αέριο με την ταχύτητα του γαλαξία δεν επάρκεσε ώστε η ύλη αυτή να αποκτήσει ταχύτητα διαφυγής από τον γαλαξία. Έτσι φαίνεται όλη η σκόνη του γαλαξία να έχει συσσωρευτεί στην μία του πλευρά. Εκεί σχηματίζονται πολύ μεγάλης μάζας μοριακά νέφη, λόγω της πίεσης του εισερχόμενου αερίου, και αυτή η πλευρά του παρουσιάζει έντονη αστρογέννηση.

Σε κάποιους λευκούς νάνους η σύντηξη Υδρογόνου στην επιφάνεια τους κάνει να φαίνονται νεότεροι. Το 98% των αστεριών του σύμπαντος θα εξελιχτούν σε λευκούς νάνους. Μετράμε την ηλικία των λευκών νάνων από την επιφανειακή θερμοκρασία τους, που μειώνεται με την πάροδο του χρόνου. Όμως αν ένας λευκός νάνος συσσωρεύει αρκετό Υδρογόνο από συνοδό αστέρα, σημειώνεται θερμοπυρηνική σύντηξη, που αυξάνει την επιφανειακή θερμοκρασία. Έτσι καθυστερεί η ψύξη του λευκού νάνου. Μία μελέτη στα σφαιρωτά σμήνη Μ13 και Μ3 έδειξε ότι στο πρώτο υπάρχουν 2 πληθυσμοί λευκών νάνων, οι <κανονικοί> και αυτοί με κέλυφος από Υδρογόνο. Αντίθετα, δεν βρίσκουμε τον δεύτερο πληθυσμό στο Μ3. Επειδή οι λευκοί νάνοι ανιχνεύονται μέχρι κάποια θερμοκρασία (γενικά είναι πολύ αμυδροί, επειδή είναι πολύ μικροί, και ανιχνεύονται όταν εκπέμπουν στο υπεριώδες), φαίνεται ότι υπάρχει μεγαλύτερος πληθυσμός στο Μ13. Και τα 2 σφαιρωτά έχουν παρόμοια ηλικία (11,5 δις έτη), και φυσικά πολλά εξελιγμένα αστέρια. Ο συνθήκες στο Μ13 είχε ως αποτέλεσμα να υπάρχουν περισσότεροι λευκοί νάνοι που συσσωρεύουν ύλη από συνοδό (στενοί διπλοί) από ότι στο Μ3.

Τα αστρικά σμήνη κοντά στην κεντρική μαύρη τρύπα του γαλαξία της Ανδρομέδας παρουσιάζουν μεγάλη ασυμμετρία, σαν να βρίσκονται σε έναν ελλειπτικό δίσκο. Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι ο γαλαξίας της Ανδρομέδας πριν από δις έτη συγχωνεύτηκε με έναν μικρότερο μεν, αλλά σημαντικής μάζας γαλαξία, με αποτέλεσμα να ενωθούν οι 2 κεντρικές μαύρες τρύπες τους. Όταν συμβαίνει κάτι τέτοιο, η υπερμεγέθης κεντρική μαύρη τρύπα που προκύπτει απελευθερώνει μια ώθηση (kick). Αυτή συμπαρασέρνει τις τροχιές των κοντινών της αστεριών με αποτέλεσμα να γίνουν έκκεντρες. Στη διαδικασία σύγκρουσης οι 2 κεντρικές μαύρες τρύπες των γαλαξιών που συγχωνεύονται πλησιάζουν όλο και πιο πολύ. Επιταχύνουν την περιφορά τους γύρω από το κοινό κέντρο βάρους τους. Σε αυτή την διαδικασία εκπέμπουν ισχυρά βαρυτικά κύματα, που απομακρύνει στροφορμή από τις 2 μαύρες τρύπες. Αυτά αποτελούν την αιτία της ασυμμετρίας των αστρικών σμηνών που παρατηρούμε στην Ανδρομέδα.

Θα είναι ορατός λίγο πριν το ξημέρωμα, και από μέσα Δεκεμβρίου δυτικά μετά το ηλιοβασίλεμα, αν δεν κάνω λάθος.

Υπολογίζουμε ότι στον Γαλαξία μας υπάρχουν 100 εκατομμύρια αστέρες νετρονίων. Στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα έχουμε ανακαλύψει μόλις 3000. Αυτοί περιστρέφονται σχετικά γρήγορα, με αποτέλεσμα να εκπέμπουν ακτινοβολία, στις ακτίνες Χ και στα ραδιοκύματα, με 2 διαφορετικούς μηχανισμούς. Στην ανίχνευσή τους συμβάλλει και ο προσανατολισμός τους προς τη Γη. Για να ανιχνεύσουμε σήμα στα βαρυτικά κύματα από έναν αστέρα νετρονίων θα πρέπει να έχει μια ανωμαλία στην επιφάνειά του. Οι αστέρες νετρονίων τείνουν να είναι τέλειες σφαίρες. Η πλήρης συμμετρία προς τον άξονα περιστροφής δεν επιτρέπει την εκπομπή βαρυτικών κυμάτων. Ένας <λόφος> ύψους 1 εκατοστού στην επιφάνεια ενός αστέρα νετρονίων θα είχε ως αποτέλεσμα την εκπομπή ανιχνεύσιμων βαρυτικών κυμάτων. Αυτός μπορεί να δημιουργηθεί μέσω της συσσώρευσης μάζας από συνοδό αστέρα. Αυτό ισχύει για τους 500 γνωστούς μας αστέρες νετρονίων με την πιο γρήγορη περιστροφή. Το σήμα θα ήταν συνεχές για πολύ μεγάλο διάστημα (όσο θα υπήρχε ο <λόφος>), με μικρή μεταβολή, λόγω φυσικής επιβράδυνσης της περιστροφής του. Το ότι δεν έχουμε ανιχνεύσει κάποιο τέτοιο σήμα, σημαίνει ότι οι επιφανειακές ανωμαλίες στους γνωστούς μας αστέρες νετρονίων δεν ξεπερνούν τα μερικά χιλιοστόμετρα! Η παραπάνω μελέτη αποτελεί ένα παράδειγμα των χρήσιμων συμπερασμάτων στην αστρονομία από την ... μη παρατήρηση φαινομένων που θέλουμε να ανιχνεύσουμε. Σημείωση¨στην εικόνα ο λόφος είναι πολύ μεγαλύτερος από ότι θα ήταν στην πραγματικότητα!

Η απεικόνιση του κοσμικού ιστού (cosmic web), δηλαδή των νηματοειδών συγκεντρώσεων γαλαξιών και γαλαξιακών σμηνών με τα <κενά> (voids) ανάμεσά τους, μας είναι πια γνωστή. Τώρα μια νέα μελέτη που βασίζεται στην θέση των γαλαξιών σχετικά με τον νοητό άξονα ενός νήματος, καταλήγει στο συμπέρασμα ότι τα νήματα αυτά περιστρέφονται. Δηλαδή παρατηρείται ερυθρολίσθηση ή μετατόπιση προς το κυανό των γαλαξιών, ανάλογα σε ποια πλευρά του άξονα βρίσκονται. Στην έρευνα μελετήθηκαν χιλιάδες νήματα που ο προσανατολισμός τους μας επιτρέπει την διάκριση της περιστροφής τους με την παραπάνω μέθοδο. Σε ένα περιστρεφόμενο γαλαξία κάποια αστέρια κινούνται προς εμάς, παρουσιάζοντας φασματική μετατόπιση προς το κυανό, και κάποια απομακρύνονται, παρουσιάζοντας μετατόπιση προς το ερυθρό. Αυτό συμβαίνει ανάλογα την θέση τους στον γαλαξιακό δίσκο που παρατηρούμε. Το ίδιο παρατηρούμε και στους γαλαξίες στα κοσμικά νήματα. Έτσι γνωρίζουμε ότι τα κοσμικά νήματα έχουν στροφορμή, αλλά δεν ξέρουμε γιατί συμβαίνει αυτό! Ίσως απέκτησαν στροφορμή με την ανάπτυξή τους, όπως συμβαίνει, σε πολύ μικρότερη κλίμακα, στα μοριακά νεφελώματα. Πάντως το σύμπαν δεν πρέπει να περιστρέφεται σαν όλο, επειδή τότε θα υπήρχε ένας άξονας, κάτι που αντιβαίνει στην κοσμολογική αρχή που λέει ότι το σύμπαν είναι ομογενές και ισότροπο.

Υπάρχουν ενδείξεις ότι o γαλαξίας Arp 187 φιλοξενούσε ενεργό γαλαξιακό πυρήνα (AGN) μέχρι πριν από 3000 έτη. Οι παρατηρήσεις με τα τηλεσκόπια ALMA δείχνουν 2 εκτεταμένους λοβούς μακριά από την μεγάλης μάζας κεντρική μαύρη τρύπα του γαλαξία. Στην περιοχή της μαύρης τρύπας δεν ανιχνεύεται καμία δραστηριότητα, όπως θα συνέβαινε αν αυτή συσσώρευε αρκετό υλικό, ώστε να εκπέμπει ακτινοβολία σαν AGN. Εκτιμάται ότι η τροφοδοσία της κεντρικής μαύρης τρύπας ελαττώθηκε σημαντικά πριν από 3000 έτη, και οι λοβοί αποτελούν την <ηχώ> φωτός του AGN. Η ακτινοβολία από τον ενεργό πυρήνα έχει μια χρονική καθυστέρηση μέχρι να διαπεράσει τα πυκνά νεφελώματα του γαλαξία, τα οποία ιονίζει με αποτέλεσμα να λάμπουν και στα ραδιοκύματα. Η φάση του ενεργού γαλαξιακού πυρήνα είναι σύντομη στην εξέλιξη κάθε γαλαξία, και εδώ μπορούμε να μελετήσουμε το τέλος της σε έναν γαλαξία.

Ο μικρότερος σε μέγεθος λευκός νάνος που έχουμε ανακαλύψει έχει διάμετρο 4300 χιλιόμετρα, και είναι μόλις 800 χιλιόμετρα μεγαλύτερος από τη Σελήνη και 600 χιλιόμετρα μικρότερος από τον Ερμή. Έχει όμως την μεγαλύτερη μάζα λευκού νάνου που γνωρίζουμε, 1,35 φορές την μάζα του ηλίου μας. Η ύλη στους λευκούς νάνους είναι κυρίως εκφυλλισμένη, με αποτέλεσμα μικρότερη μάζα να σημαίνει...μεγαλύτερο μέγεθος! Ο ZTF J1901+1458 βρίσκεται στο κοντά όριο της μάζας Chandrasekhar. Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι αυτός ο λευκός νάνος είναι αποτέλεσμα συγχώνευσης 2 σχετικά μικρής μάζας λευκών νάνων.