ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

Ευχαριστώ πολύ για τον σύνδεσμο της διατριβής του Κ. Λιάκου, έβαλα σκοπό να τη διαβάσω (362 σελίδες!).

Μία ιδιαίτερη κατηγορία διπλών αστεριών είναι αυτά που παρουσιάζουν διάβαση. Δηλαδή η τροχιά τους γύρω από το κοινό κέντρο βάρους τους είναι ευθυγραμμισμένη με τη Γη, και βλέπουμε το ένα αστέρι να αποκρύπτει το άλλο. Σε μια νέα έρευνα βρέθηκαν 57 τέτοια συστήματα όπου το ένα αστέρι να είναι μεταβλητός (EA type eclipsin binary). Οι διπλοί με διάβαση μας αποκαλύπτουν στοιχεία όπως η μάζα και η απόσταση των τροχιών των 2 αστεριών γύρω από το κοινό κέντρο μάζας. Οι μεταβλητοί αστέρες μας αποκαλύπτουν στοιχεία για την εσωτερική δομή τους. Οι περισσότεροι από τα παραπάνω συστήματα (43) είναι τύπου semi- detached, δηλαδή το ένα αστέρι έχει εξελιχτεί σε γίγαντα και γέμισε τον λοβό Roche, άρα μεταφέρει ύλη στον συνοδό από το σημείο L1 (σημείο εξισορρόπησης της βαρύτητας των 2 αστεριών που βρίσκεται ανάμεσα στα 2 αστέρια). Περίπου το 20% των διπλών αστεριών με διάβαση που γνωρίζουμε είναι μεταβλητοί. Για να παρατηρήσουμε διάβαση σε ένα διπλό σύστημα, πρέπει να είναι στενό, δηλαδή με μικρή απόσταση ανάμεσα στα 2 αστέρια. Τότε η αλληλεπίδραση είναι πιο έντονη, με χαρακτηριστικό την μεταφορά ύλης από τον δότη προς τον δέκτη αστέρα. Πολλά τέτοια συστήματα, με αστέρια μικρής και μεσαίας μάζας, θα αναπτύξουν πλανητικά νεφελώματα.

Το με διαφορά καλύτερο τηλεσκόπιο έκανε πάλι το θαύμα του. Φυσικά πρόκειται για έναν βαρυτικό φακό, που μας επιτρέπει να δούμε ένα από τα πρώτα αστέρια του σύμπαντος. Το σμήνος γαλαξιών WHL0137-08 έτυχε να είναι απόλυτα ευθυγραμμισμένο με το αστέρι Earendel στην γραμμή θέασής μας, κάνοντάς το να εμφανίζεται χιλιάδες φορές λαμπρότερο από ότι είναι. Η εικόνα του αστεριού (με μάζα 50- 500 φορές αυτή του ηλίου μας) έρχεται από την εποχή που το σύμπαν είχε ηλικία μικρότερη από 1 δις έτη. Τότε η απόστασή του από τον πρώτο- Γαλαξία μας ήταν 4 δις έτη φωτός, αλλά σήμερα απέχουμε 28 δις έτη φωτός! Φυσικά το αστέρι έχει εξελιχτεί, μέσω έκρηξης σουπερνόβα, σε μαύρη τρύπα, λίγα εκατομμύρια έτη μετά την δημιουργία του.

Ο νάνος γαλαξίας Leo I έχει 30 φορές λιγότερη μάζα από τον δικό μας. Παρόλα αυτά έχει μια κεντρική μαύρη τρύπα με 3,3 εκατομμύρια ηλιακές μάζες (αυτή στον δικό μας Γαλαξία έχει μάζα 4,3 εκατομμύρια ηλιακές μάζες). Είναι πρώτη φορά που βρίσκουμε σε έναν νάνο γαλαξία τόσο μεγάλης μάζας μαύρη τρύπα. Ένα άλλο χαρακτηριστικό του είναι ότι δεν περιέχει σκοτεινή ύλη, τουλάχιστον σε σημαντική ποσότητα. Δηλαδή οι κινήσεις των αστεριών του δικαιολογούνται από την βαρυονική μάζα του. Εκτιμάται ότι σε μια παλαιά συνάντηση με γαλαξία μεγάλης μάζας η σκοτεινή του ύλη συγχωνεύτηκε στον μεγάλο γαλαξία. Αυτό που σήμερα παρατηρούμε στον νάνο γαλαξία είναι μάλλον η κεντρική περιοχή του αρχικού γαλαξία, που διέφυγε από τη συγχώνευση (ίσως με την βαρυτική αλληλεπίδραση και τρίτου γαλαξία). Πάντως δεν φαίνεται να γλιτώνει την συγχώνευση με τον δικό μας Γαλαξία, που σημαίνει ότι η κεντρική του μαύρη τρύπα θα συγχωνευτεί με αυτή του Γαλαξία μας.

Σε απόσταση 400 ετών φωτός ο CW Leonis αποτελεί ένα από τα γνωστά αστέρια Άνθρακα, με μάζα 0,9 φορές αυτή του ήλιου μας. Βρίσκεται προς το τέλος της εξέλιξής του, στον ασυμπτωτικό κλάδο. Ο πυρήνας του αποτελείται από Άνθρακα και Οξυγόνο, και στα εξωτερικά στρώματα καίει Ήλιο και Υδρογόνο. Θα απωλέσει μέσω ισχυρών αστρικών ανέμων τα εξωτερικά του στρώματα και τελικά θα μείνει ένας καυτός λευκός νάνος, ουσιαστικά ο γυμνός πυρήνας του αστεριού. Γύρω του αναπτύσσεται ένα νεφέλωμα, όχι ακόμα το πλανητικό νεφέλωμα, αλλά πιο αραιό και κοντά στο αστέρι. Εκεί διακρίνουμε περίπλοκες δομές, που οφείλονται στην επίδραση μαγνητικού πεδίου στα φορτισμένα σωματίδια του νεφελώματος. Σε αυτή την δομή διακρίνονται ακτίνες φωτός, που μπορούν να διαφύγουν μέσα από κενά (αραιές περιοχές).

Η επισκόπηση GLOSTAR βασίζεται στην συνεργασία της συστοιχίας ραδιοτηλεσκοπίων Carl Jansky και του ραδιοτηλεσκόπιου του Effelsberg. Η χαρτογράφηση ενός μεγάλου μέρους του ουρανού στα ραδιοκύματα αποκάλυψε 1500 πηγές εκπομπής. Οι καινούργιες ανακαλύψεις από αυτές περιλαμβάνουν100 περίπου περιοχές αστρογέννησης και 90 υπολείμματα σουπερνόβα. Μάλιστα τα τελευταία λύνουν το μυστήριο της έλλειψης τέτοιων αντικειμένων, που έπρεπε να παρατηρούμε περισσότερα από τα μέχρι πρότινος γνωστά μας. Τα υπολείμματα σουπερνόβα ήταν εκεί (άρα σημειώθηκαν και ανάλογες εκρήξεις στο πρόσφατο παρελθόν του Γαλαξία μας), απλά δεν τα είχαμε δει. Η παραπάνω επισκόπηση είναι ένα δείγμα πόσο μπορεί να βελτιωθούν οι τεχνικές παρατήρησης. Ένα ακόμη δείγμα αποτελεί η χρήση ενός βελτιωμένου λογισμικού (Exo miner) στην αξιοποίηση των (περίπου δεκαετίας) δεδομένων της διαστημοσυσκευής Kepler, με την οποία επιβεβαιώθηκαν 300 υποψήφιοι εξωπλανήτες!

Οι γαλαξίες εξελίσσονται, συνήθως σε δις έτη, σε <κόκκινους> χωρίς σημαντική αστρογέννηση, αφού καταναλώσουν το αέριο που έχουν διαθέσιμο για δημιουργία αστεριών. Έτσι η εικόνα των γαλαξιών με έντονη αστρογέννηση στο νεαρό σύμπαν θεωρείται απολύτως λογική. Όμως ένα σμήνος γαλαξιών, το MAGAZ3NE 095924+022537 MA περιέχει πολλούς <κόκκινους> γαλαξίες. Το φως κάνει 11,8 δις έτη να έρθει από το σμήνος σε εμάς, δηλαδή η εικόνα του είναι από ηλικία σύμπαντος μόλις 2 δις έτη. Γενικά παρατηρούμε ότι οι γαλαξίες εξελίσσονται σε <κόκκινους> μέσω συγχωνεύσεων που έχουν ως αποτέλεσμα την εκρηκτική αστρογέννηση (γρήγορη κατανάλωση του αερίου στη δημιουργία αστεριών), και την σύντομη φάση του ενεργού πυρήνα. Μετά συνήθως μένει ένας ελλειπτικός <κόκκινος> γαλαξίας. Όμως σε τόση νεαρή ηλικία του σύμπαντος πρέπει να επιταχύνθηκε πολύ αυτή η διαδικασία, που κανονικά χρειάζεται μερικά δις έτη, ώστε σε ένα σμήνος να έχουμε μεγάλο πληθυσμό γερασμένων γαλαξιών. Ακόμα δεν υπάρχει καμία εξήγηση, και δεn έχει παρατηρηθεί άλλο γερασμένο σμήνος στο νεαρό σύμπαν.

Στο τριπλό αστρικό σύστημα GW Orionis παρατηρούμε 3 πρωτοπλανητικούς δίσκους. Ο πιο εξωτερικός παρουσιάζει κλίση 38 μοίρες προς τους άλλους 2 εσωτερικούς. Υπάρχουν ενδείξεις ότι στο κενό ανάμεσα στους εσωτερικούς και στον εξωτερικό δίσκο μπορεί να υπάρχει ένας αεριώδης γίγαντας πλανήτης. Η απόστασή του από τα 2 εσωτερικά αστέρια θα είναι 100 φορές την απόσταση Γης- Ήλιου. Ενώ τα 2 εσωτερικά αστέρια περιφέρονται γύρω από το κοινό κέντρο μάζας του συστήματος σε 241 ημέρες, το εξωτερικό αστέρι χρειάζεται έντεκα χρόνια για μια περιφορά. Θα είχε ενδιαφέρον να δούμε πως θα εξελιχτούν αυτοί οι 3 πρωτοπλανητικοί δίσκοι, αν δεν χρειαζόταν να περιμένουμε μερικά εκατομμύρια έτη.

Στον σπειροειδή γαλαξία NGC 7727 που βρίσκεται στον Υδροχόο σε απόσταση 89 εκατομμυρίων ετών φωτός, παρατηρούμε 2 κεντρικές μαύρες τρύπες με μεταξύ τους απόσταση 1600 έτη φωτός. Η μία έχει 154 εκατομμύρια και η άλλη 6,3 εκατομμύρια ηλιακές μάζες. Η δεύτερη ανήκε σε έναν μικρότερο γαλαξία που συγχωνεύτηκε από τον NGC7727. Οι 2 κεντρικές μαύρες τρύπες δεν παρουσιάζουν πίδακες, που σημαίνει ότι συσσωρεύουν υλικό με χαμηλό ρυθμό. Στα επόμενα 250 εκατομμύρια έτη θα συγχωνευτούν οι 2 μαύρες τρύπες, σημαίνοντας το τέλος μιας γαλαξιακής συγχώνευσης που διάρκεσε δις έτη.

Στη Γη μας παρατηρούμε ότι τα βαρύτερα χημικά στοιχεία βυθίζονται προς τον πυρήνα της. Έτσι η Γη απέκτησε έναν πυρήνα Σιδήρου- Νικελίου (τα ακόμη πιο βαριά χημικά στοιχεία υπάρχουν σε πολύ μικρές ποσότητες). Αν συνέβαινε το ίδιο στα αστέρια, θα αποκτούσαν κατά την δημιουργία τους μια <μπίλια> από Ήλιο στο κέντρο του πυρήνα. Το Ήλιο υπάρχει σε σχετικά μεγάλη ποσότητα στην ύλη (μοριακό νεφέλωμα) από την οποία δημιουργούνται τα αστέρια. Αυτό θα εμπόδιζε να ξεκινήσει η θερμοπυρηνική σύντηξη του Υδρογόνου, και την ομαλή μετάβαση του αστεριού στην κύρια ακολουθία του διαγράμματος H/R. Στα αστέρια μεγάλης μάζας ο χρόνος να φτάσουν στην κύρια ακολουθία (καύση Υδρογόνου σε Ήλιο στον πυρήνα) είναι πολύ μικρότερος από αυτόν της βύθισης βαρύτερων στοιχείων προς τον πυρήνα. Στα αστέρια σαν τον ήλιο μας, που χρειάζονται 10 εκατομμύρια χρόνια να μπουν στην κύρια ακολουθία, η έντονη συναγωγή στο εσωτερικό έχει ως αποτέλεσμα την ανάμειξη του υλικού του αστεριού, με αποτέλεσμα να μην συμβαίνει αποτελεσματική βύθιση του Ήλιου προς τον πυρήνα. Τα πράγματα είναι διαφορετικά στους λευκούς νάνους. Εκεί συναντάμε ατμόσφαιρες Ηλίου ή Υδρογόνου (ανάλογα αν το αστέρι απώλεσε το εξωτερικό στρώμα Υδρογόνου πριν γίνει λευκός νάνος) με ελάχιστα ίχνη βαρύτερων στοιχείων. Η βύθιση των βαρύτερων στοιχείων πετυχαίνει εκεί για 3 λόγους. Οι λευκοί νάνοι έχουν πολύ ισχυρό βαρυτικό πεδίο, 10.000 φορές αυτό του ηλίου μας. Η διαδρομή από την επιφάνεια ως το κέντρο είναι πολύ μικρότερη από ότι σε ένα τυπικό αστέρι, και τέλος, οι λευκοί νάνοι δεν παρουσιάζουν καμία δραστηριότητα για δις έτη, έτσι υπάρχει <άπειρος> χρόνος ώστε να βυθιστούν τα βαρύτερα στοιχεία στο εσωτερικό τους.

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