ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

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).

Στο νεφέλωμα Ταραντούλα, που βρίσκεται στο μεγάλο Μαγγελανικό νέφος, υπάρχει μια τεράστια περιοχή δημιουργίας αστεριών, που ονομάζεται 30 Doradus. Εκεί γεννήθηκαν 800.000 αστέρια στο τελευταίο επεισόδιο αστρογέννησης. Σε τέτοιες περιοχές τα αστέρια δημιουργούνται σε τοπικές συμπυκνώσεις, λόγω βαρυτικής κατάρρευσης τμημάτων του μοριακού νεφελώματος. Οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ότι αυτά τα συμπυκνώματα δεν έχουν τυχαία κατανομή, αλλά σχηματίζουν νήματα (μοιάζουν με τα κοσμικά νήματα των γαλαξιακών σμηνών) μέσα στο μοριακό νεφέλωμα.

Εδώ και πολύ καιρό οι αστρονόμοι ψάχνουν για αστρικές μαύρες τρύπες. Αυτές προέρχονται από εκρήξεις σουπερνόβα αστεριών μεγάλης μάζας. Αυτές οι εκρήξεις είναι ασύμμετρες, με αποτέλεσμα οι μαύρες τρύπες να δέχονται μια ώθηση. Ένας τρόπος να ανακαλύψουμε μια τέτοια μαύρη τρύπα είναι αυτή να λειτουργεί ως βαρυτικός φακός. Και πράγματι, ένα αστέρι σε απόσταση 20.000 έτη φωτός παρουσίασε τα εξής χαρακτηριστικά. Αύξησε την λαμπρότητά του για μεγάλο χρονικό διάστημα, 300 περίπου ημέρες, και η θέση του στον ουρανό εμφανίστηκε ελαφρά μετατοπισμένη, με 1000 φορές μικρότερη μετατόπιση από την μετατόπιση αστέρων κατά την ολική έκλειψη το 1919, όπου είχαμε την γνωστή επαλήθευση της θεωρίας της σχετικότητας από τον Eddington. Όμως με τα σημερινά μέσα αυτή η ελάχιστη μετατόπιση είναι μετρήσιμη. Αυτά τα φαινόμενα μπορούν να εξηγηθούν μόνο με την παρουσία μαύρης τρύπας με 7 ηλιακές μάζες. Η μαύρη τρύπα έχει μεγάλη ταχύτητα (45 km/s) σχετικά με τα αστέρια της περιοχής της, κάτι που οφείλεται στην αρχική ώθηση. bh.webp

Σε έναν γαλαξία στον Ηρακλή παρατηρήθηκε η σουπερνόβα AT2018cow. Η καμπύλη φωτός της ήταν ιδιαίτερη, με γρήγορη αύξηση και μέγιστο 100 φορές λαμπρότερο από τις συνηθισμένες σουπερνόβα κατάρρευσης αστρικού πυρήνα. Διαπιστώθηκε περίοδος μεταβλητότητας λαμπρότητας στις ακτίνες Χ στα 4,44 millisecond στο υπέρπυκνο αντικείμενο που δημιούργησε η σουπερνόβα. Αυτή η περίοδος αναλογεί σε αντικείμενο με μέγιστο μέγεθος 1300 χιλιόμετρα, που παραπέμπει σε αστέρα νετρονίων ή μαύρη τρύπα μαζί με τον δίσκο προσαύξησης. Για να υπάρχει τόσο μεγάλη σταθερότητα του κύκλου μεταβλητότητας πρέπει αυτή να συμβαίνει σε όλο το αντικείμενο. Σε τόσο μικρή περίοδο το πλήθος των κύκλων (ολοκληρωμένων περιόδων) που μετράμε είναι τεράστιο (εκατομμύρια κύκλοι), που μας δείχνει την σταθερότητα του κύκλου. Η μάζα του αντικειμένου, αν είναι αστέρας νετρονίων, μπορεί να φτάνει τις 3,4 περίπου μάζες του ήλιου. Αν είναι μαύρη τρύπα, η μέγιστη μάζα για αντικείμενο μεγέθους 1300 χιλιόμετρα εξαρτάται από την περιστροφή του δίσκου προσαύξησης. Αν αυτή είναι στην ίδια κατεύθυνση με την περιστροφή της μαύρης τρύπας, μπορεί να φτάνει τις 850 ηλιακές μάζες (ο δίσκος είναι πιο κοντά στην μαύρη τρύπα, άρα το μέγεθος του αντικειμένου μικρότερο). Στην αντίθετη περίπτωση, η μέγιστη μάζα θα είναι 95 ηλιακές.

Ο TOI-2109b είναι ο θερμότερος και με την μεγαλύτερη ταχύτητα περιφοράς εξωπλανήτης. Έχουμε ανακαλύψει πάνω από 5000 πλανήτες σε άλλα αστέρια. Η περιφορά του γύρω από το αστέρι, τύπου F (με αισθητά μεγαλύτερη μάζα και λαμπρότητα από αυτή του ήλιου μας), διαρκεί μόλις 16 ώρες! Η απόσταση του πλανήτη με 5 φορές τη μάζα του Δία από το αστέρι είναι μόλις 2,7 εκατομμύρια χιλιόμετρα. Το πολύ σύντομο έτος του, μόλις 16 ώρες, είναι συντομότερο από την περιστροφή του αστεριού. Έτσι αναμένεται στα επόμενα 10 εκατομμύρια έτη να πέσει πάνω στο αστέρι. Οι παλιρροιακές δυνάμεις έχουν ως αποτέλεσμα να μεταφέρει στροφορμή στο αστέρι, με αποτέλεσμα να διαγράφει όλο και πιο εσωτερικές τροχιές.

Αν μπορούσαμε να δούμε τον ουρανό στα ραδιοκύματα θα παρατηρούσαμε πολλές εκλάμψεις. Τα τελευταία 15 έτη οι αστρονόμοι εντόπισαν τις πηγές εκπομπής 600 τέτοιων εκλάμψεων. Οι FRB προκαλούνται από τα μάγνεταρ, τους αστέρες νετρονίων που δημιουργήθηκαν πρόσφατα και έχουν το πιο ισχυρό μαγνητικό πεδίο του σύμπαντος, πολύ πιο ισχυρό από τους απλούς αστέρες νετρονίων. Προέρχονται από την βαρυτική κατάρρευση αστρικού πυρήνα (σουπερνόβα), και διατηρούν το μαγνητικό πεδίο τους τόσο ισχυρό για 10.000 έτη. Η πηγή FRB20200120E έδωσε έκλαμψη διάρκειας 60 δισεκατομμυριοστού του δευτερολέπτου, αλλά λογικά δεν μπορεί να προέρχεται από μάγνεταρ, επειδή βρίσκεται μέσα σε σφαιρωτό σμήνος. Τα σφαιρωτά περιέχουν μόνο παλαιά (μικρής μάζας) αστέρια, που δεν εξελίσσονται με σουπερνόβα. Μία πιθανότητα είναι να προέρχεται η έκλαμψη από πάλσαρ, δηλαδή αστέρα νετρονίων με κανονικό μαγνητικό πεδίο ή ένας λευκός νάνος να συσσώρευσε υλικό από συνοδό, να υπερέβη το όριο Chandrasekhar και να κατέρρευσε σε αστέρα νετρονίων, αν αυτή η σουπερνόβα τύπου Ia μπορεί να έχει ως αποτέλεσμα την δημιουργία αστέρα νετρονίων. Ακόμα, στα σφαιρωτά σμήνη παρατηρούμε τους blue straggler, αστέρια που προέρχονται από την συγχώνευση 2 αστεριών, αλλά είναι δύσκολο να φτάσουν σε μάζα πάνω από 8 ηλιακές, που απαιτείται για την έκρηξη σουπερνόβα. Μία άλλη παράμετρος είναι να χρησιμοποιηθούν αυτές οι εκρήξεις ραδιοκυμάτων στην μελέτη του μεσογαλαξιακού αερίου. Περνώντας μέσα από αυτό τα ραδιοκύματα μεταβάλλονται, όπως το ορατό φως στο ουράνιο τόξο.