ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

Σε έναν λευκό νάνο παρατηρήθηκε ένας πίδακας υλικού που οφείλεται στο μαγνητικό του πεδίο. Η γωνία του λευκού νάνου και της ροής υλικού από τον συνοδό αστέρα του μας επιτρέπει να έχουμε αυτήν την εντυπωσιακή παρατήρηση. Κανονικά η ύλη που διαφεύγει από τον συνοδό -δότη αστέρα συσσωρεύεται στον λευκό νάνο. Αυτό οδηγεί σε μια έκρηξη σουπερνόβα Ia. Όμως στο λευκό νάνο J0240, η ύλη (ή ένα μεγάλο μέρος της) που συσσωρεύει από τον ερυθρό γίγαντα συνοδό του εκτινάσσεται μακριά μέσω ενός πίδακα. Αυτό οφείλεται στο ισχυρό μαγνητικό πεδίου του ταχύτατα περιστρεφόμενου λευκού νάνου.

Καλή αρχή και καλές παρατηρήσεις. Ελπίζω να έχετε σκοτάδι στα μέρη σας!

Σε κάποιους λευκούς νάνους παρατηρούμε έναν δακτύλιο με σκόνη. Αυτή η σκόνη προέρχεται από διαλυμένους πλανήτες και αστεροειδείς του αστεριού. Ένα αστέρι μικρής- μεσαίας μάζας αρχικά εξελίσσεται σε ερυθρό γίγαντα και μετά, στον ασυμπτωτικό κλάδο, χάνει τα εξωτερικά του στρώματα (κυρίως από Υδρογόνο και Ήλιο). Αυτή η ύλη σχηματίζει ένα πλανητικό νεφέλωμα. Οι αστεροειδείς σε ένα τέτοιο αστέρι αποκτάνε χαοτικές τροχιές και συγκρούονται συχνά. Βέβαια πολλά πλανητικά νεφελώματα προέρχονται από αλληλεπίδραση διπλών αστεριών, αλλά πάλι από υλικό που διαφεύγει ενός ή και των 2 αστεριών, στον κλάδο των γιγάντων. Αυτό που παρατηρούμε είναι ότι υπάρχει μια καθυστέρηση στην ανάπτυξη δακτυλίου σκόνης γύρω από λευκό νάνο. Αυτό οφείλεται στη μεγάλη επιφανειακή θερμοκρασία του (30000 Κ). Η σκόνη διαλύεται σε τέτοιες θερμοκρασίες, με αποτέλεσμα ο δακτύλιος να σχηματιστεί μόνο όταν ψυχρανθεί αρκετά ο λευκός νάνος. Κάτι παρόμοιο θα συμβεί στο πλανητικό μας σύστημα. Ο ήλιος θα διασταλεί ως ερυθρός γίγαντας και ο Δίας θα μεταναστεύσει προς τα έξω. Οι εσωτερικοί πλανήτες θα καταστραφούν και οι αστεροειδείς θα συγκρούονται συχνά, δημιουργώντας αρκετή σκόνη. Αν δεν υπήρχε ο μηχανισμός καταστροφής σκόνης που αναφέραμε, μάλλον τα πλανητικά νεφελώματα θα ήταν αόρατα για εμάς, και θα έλαμπαν στο υπέρυθρο.

Τα Κβάζαρ μεταβάλλουν την λαμπρότητά τους. Έτσι πήραν και το όνομά τους (Quasar, quassi- star, ημιαστέρας). Η αύξηση της λαμπρότητας συμβαίνει όταν μεγάλη ποσότητα ύλης πέφτει στην κεντρική μαύρη τρύπα ενός γαλαξία- Κβάζαρ, από τον δίσκο προσαύξησης. Αυτό που παρατήρησαν οι αστρονόμοι είναι ότι ακολουθεί μια <ηχώ> στο υπέρυθρο. Αυτό συμβαίνει γιατί η ακτινοβολία από την <έκλαμψη>- αύξηση της λαμπρότητας θερμαίνει τον δίσκο προσαύξησης. Αυτός περιέχει πολύ σκόνη, που έτσι ακτινοβολεί στο υπέρυθρο. Η εκπομπή στο υπέρυθρο καθυστερεί έναντι της εκπομπής στο ορατό για μήνες, ακόμα και έτη, ανάλογα το μέγεθος του δίσκου προσαύξησης και την απόστασή του από την μαύρη τρύπα. Αυτό που έχει ενδιαφέρον είναι ότι το μέγεθος και η απόσταση του δίσκου προσαύξησης από την κεντρική μαύρη τρύπα είναι ανάλογα της μάζας και της λαμπρότητας ενός Κβάζαρ. Έτσι μετρώντας την φαινόμενη λαμπρότητα ενός γεγονότος αύξησης λαμπρότητας του Κβάζαρ και την χρονική καθυστέρηση της εκπομπής στο υπέρυθρο μπορούμε να συμπεράνουμε την απόσταση του Κβάζαρ (βρίσκουμε την απόλυτη λαμπρότητα).

Τα χημικά στοιχεία Ουράνιο και Φθόριο είναι επικίνδυνα δηλητήρια για τον άνθρωπο. Εκτός από αυτό είναι και ραδιενεργά. Όμως χάρη σε αυτή την ιδιότητά τους η Γη μας είναι φιλική προς την ανάπτυξη πολύπλοκης ζωής. Η ραδιενεργή διάσπαση των ισοτόπων Ουράνιο 238, Ουράνιο 235 και Φθόριο 232 θερμαίνει αποτελεσματικά το εσωτερικό της Γης, ώστε να μείνει γεωλογικά ενεργή. Η γεωλογική δραστηριότητα φέρνει στην επιφάνεια της Γης υλικά όπως το νερό και σημαντικά άλατα. Η θέρμανση του εσωτερικού της Γης, μέσω της ραδιενεργής διάσπασης, συντηρεί την συναγωγή, δηλαδή τα ρεύματα ανόδου και καθόδου υλικού από τον μανδύα της Γης. Αυτή η δραστηριότητα αποτελεί την αιτία που η Γη έχει αρκετά ισχυρό μαγνητικό πεδίο, ώστε να την προφυλάσσει από τον ηλιακό άνεμο. Αν ένας πλανήτης έχει μικρότερη αναλογία Ουρανίου και Φθορίου, δεν θα έχει γεωλογική δραστηριότητα (εικόνα 3). Η επιφάνεια δεν εμπλουτίζεται με πολύτιμη ύλη από το εσωτερικό του, με αποτέλεσμα να μην είναι φιλικός για την ζωή, και ας συντηρεί μαγνητικό πεδίο. Αν έχει πολύ μεγαλύτερη αναλογία Ουρανίου και Φθορίου, θα είχε έντονη γεωλογική δραστηριότητα (ενεργά υπέρ- ηφαίστεια). Στην Γη πριν από 250 εκατομμύρια έτη η μεγάλη ηφαιστειακή δραστηριότητα εξαφάνισε το 90% της ζωής. Η μεγάλη θέρμανση στο εσωτερικό του πλανήτη, από την ραδιενεργή διάσπαση, θα έφερνε θερμική ισορροπία ανάμεσα στον μανδύα και τον ρευστό πυρήνα, με αποτέλεσμα να μην υπήρχε συναγωγή στον μανδύα. Ο πλανήτης δεν θα είχε σημαντικό μαγνητικό πεδίο (εικόνα 1). Όλα αυτά αποτελούν βαρόμετρο για την αναζήτηση εξωπλανητών φιλικών προς τη ζωή. Με την ανίχνευση του στοιχείου Ευρώπιο, που έχει μεγαλύτερη αναλογία από το Ουράνιο και το Φθόριο στα αστέρια, άρα ανιχνεύεται φασματικά πιο εύκολα, συμπεραίνουμε την αναλογία του Ουρανίου και του Φθορίου σε ένα αστέρι. Η αναλογία του Ευρωπίου με το Ουράνιο και το Φθόριο είναι σταθερή. Με την παραδοχή ότι οι πλανήτες ενός αστεριού έχουν παρόμοια αναλογία βαρύτερων χημικών στοιχείων με το αστέρι τους, ψάχνουμε πλέον με αυστηρότερα κριτήρια τον πλανήτη Γη 2.0 πηγή: Radiogenic heating and its influence on rocky planets dynamos and habitabillity, The Astrophysical journal Letters 903, 2020.

Το ALMA έκανε πάλι το θαύμα του. Με την βοήθεια της συστοιχίας τηλεσκοπίων του, οι αστρονόμοι ανακάλυψαν τον πιο παλαιό σπειροειδή γαλαξία. Το φως του μας έρχεται από την εποχή που το σύμπαν ήταν μόλις 1,4 δις ετών. Ένα χαρακτηριστικό εκείνης της εποχής είναι ότι οι γαλαξίες είχαν πολύ περισσότερη σκόνη, με αποτέλεσμα να είναι αόρατοι στο ορατό φάσμα. Όμως το ALMA απεικόνισες τις σπείρες του γαλαξία BRI 1335-0417 από την εκπομπή ιόντων του Άνθρακα στα μικροκύματα. Φαίνεται το αέριο στις σπείρες του να προέρχεται από διαδικασία συγχώνευσης άλλου γαλαξία. Έτσι εξηγείται η γρήγορη εξέλιξή του σε σπειροειδή, κάτι που κανονικά χρειάζεται περισσότερα δις έτη. Αυτή η ανακάλυψη αποτελεί απόδειξη ότι η εξέλιξη ενός γαλαξία εξαρτάται κατά πολύ από το περιβάλλον του και την αλληλεπίδραση του γαλαξία με αυτό.

Σε μια επισκόπηση του ουρανού βρέθηκαν 100 κόκκινοι γίγαντες με παρόμοια χαρακτηριστικά. Προέρχονται από τον γαλαξία GAIA- Enceladus, που συγχωνεύτηκε με τον δικό μας πριν από πολλά δις έτη. Είναι μικρότερης ηλικίας από πολλά αστέρια του Γαλαξία μας, κάτι που μας δείχνει ότι η αστρογέννηση ήταν δυναμική στον Γαλαξία πριν από την μεγάλη αυτή συγχώνευση. Αυτά τα συμπεράσματα βγήκαν με τη μέθοδο της αστροσεισμολογίας, μια σχετικά νέα μέθοδο μελέτης των ιδιοτήτων των αστεριών.

Το Ευρώπιο αποτελεί ένα σημαντικό χημικό στοιχείο για την αστρονομία. Ανιχνεύεται σχετικά εύκολα στα αστέρια, και αποτελεί δείκτη αφθονίας βαρύτερων χημικών στοιχείων, αφού έχει σταθερή αναλογία με αυτά, όπως το Βάριο. Στον νάνο γαλαξία Fornax βρέθηκαν αστέρια πολύ πλούσια σε Ευρώπιο, που ονομάστηκαν αστέρια Ευρωπίου. Ο μεγάλος τους εμπλουτισμός σε αυτό και άλλα χημικά στοιχεία r (Rapid progress), δηλαδή χημικά στοιχεία που δημιουργούνται με την ταχεία απορρόφηση νετρονίων από ατομικούς πυρήνες (μετά τα παραπανήσια νετρόνια μετατρέπονται σε πρωτόνια στους πυρήνες) οφείλεται σε συγκρούσεις ή και μόνο μία σύγκρουση αστέρων νετρονίων. Τα συγκεκριμένα αστέρια έχουν ηλικία 5 δις ετών, από τα πιο νέα αυτής της κατηγορίας.

Προκαλεί έκπληξη ότι μόλις 2 δις έτη από την δημιουργία του σύμπαντος οι γαλαξίες είχαν μεγάλη ποσότητα σκόνης. Οι γαλαξίες τότε είχαν πολύ πιο χαμηλή μεταλλικότητα, αλλά περισσότερη σκόνη, όπως προκύπτει από παρατηρήσεις στο υπέρυθρο, αλλά και στα μικροκύματα με το ALMA! Αυτό αρχικά μοιάζει αντιφατικό, αλλά έχει να κάνει με τις ιδιότητες της μεσοαστρικής σκόνης. Η σκόνη δημιουργείται ιδίως από τις εκτεταμένες ατμόσφαιρες των ερυθρών γιγάντων και τις εκρήξεις σουπερνόβα, από χημικά στοιχεία βαρύτερα του ηλίου. Η ποσότητα της μεσοαστρικής σκόνης εξαρτάται από τον ρυθμό δημιουργίας της αλλά και το πόσο εύκολα καταστρέφεται. Για παράδειγμα, η ισχυρή αστρική ακτινοβολία καταστρέφει την σκόνη. Για να μπορέσει να διατηρηθεί η σκόνη, πρέπει να αναπτυχθούν οι κόκκοι, σε μικρό σχετικά διάστημα, σε ικανό μέγεθος. Μόνο τότε μπορούν οι κόκκοι να αντέξουν την ισχυρή ακτινοβολία από τα αστέρια μεγάλης μάζας και τις εκρήξεις σουπερνόβα (οι τελευταίες δημιουργούν, αλλά και καταστρέφουν την σκόνη). Εκείνη την εποχή στο σύμπαν οι γαλαξίες ήταν σχετικά απομονωμένοι. Αργότερα, με την εποχή των μεγάλων γαλαξιακών συγχωνεύσεων και της έντονης αστρογέννησης, αλλά και των ενεργών γαλαξιακών πυρήνων, ένα μεγάλο μέρος της σκόνης καταστράφηκε. Μπορεί να δημιουργήθηκε πολύ σκόνη, και λόγω μεγαλύτερης μεταλλικότητας, αλλά η ισορροπία χάλασε σε βάρος της ποσότητας της σκόνης. Έτσι σήμερα οι γαλαξίες περιέχουν λιγότερη σκόνη.

Όταν ένα αστέρι μεγάλης μάζας τερματίζει τη ζωή του με μια έκρηξη σουπερνόβα, ανιχνεύουμε Υδρογόνο σε αυτήν. Η ύπαρξη Υδρογόνου είναι η σημαντικότερη διαφορά ανάμεσα στις σουπερνόβα κατάρρευσης αστρικού πυρήνα (τύπου ΙΙ) και στις θερμοπυρηνικές σουπερνόβα, δηλαδή τις εκρήξεις λευκών νάνων (Ia). Μπορεί μια σουπερνόβα κατάρρευσης αστρικού πυρήνα να μην παρουσιάζει Υδρογόνο στο φάσμα της. Τότε το αστέρι που έδωσε την έκρηξη ήταν πολύ καυτό με μπλε χρώμα. Χαρακτηριστικά παραδείγματα είναι οι Wolf- Rayet και οι λαμπροί μπλε μεταβλητοί αστέρες. Αυτά τα αστέρια, συνήθως από αλληλεπίδραση με συνοδό, χάνουν το Υδρογόνο της επιφάνειας και αποκαλύπτουν το εσωτερικό τους, από Ήλιο (Ib), ή ακόμα και Άνθρακα (Ic). Στην σουπερνόβα 2019yvr στον γαλαξία NGC 4666, δεν ανιχνεύτηκε Υδρογόνο. Όμως οι αστρονόμοι μπόρεσαν να εντοπίσουν το αστέρι σε παλαιότερες λήψεις του γαλαξία από το Hubble, και ήταν κίτρινος υπεργίγαντας! Πρώτη φορά ένα αστέρι με χαμηλότερη θερμοκρασία δεν παρουσίασε Υδρογόνο σε έκρηξη σουπερνόβα. Είχε απωλέσει το Υδρογόνο του λίγα χρόνια πριν, κάτι που ανιχνεύτηκε από τις εικόνες του αρχείου. Μετά από μερικά χρόνια, όταν θα έχει εξελιχτεί το νεφέλωμα σουπερνόβα από την έκρηξή του, οι αστρονόμοι ίσως μπορέσουν να διακρίνουν αν η απώλεια του Υδρογόνου οφείλεται σε συνοδό αστέρι.

Στον γαλαξία ESO320-G030, σε απόσταση 160 εκατομμύρια έτη φωτός από εμάς, υπάρχει έντονη αστρογέννηση. Δημιουργούνται αστέρια 18 ηλιακών μαζών/ έτος, δηλαδή η αστρογέννηση είναι18 φορές πιο έντονη από ότι στον Γαλαξία μας. Μέχρι σήμερα γνωρίζαμε ότι η αυξημένη αστρογέννηση συμβαίνει σε έναν γαλαξία όταν αλληλοεπιδρά βαρυτικά με άλλον. Τότε εισέρχεται αέριο στην πυκνή κεντρική περιοχή του, με αποτέλεσμα την εκρηκτική αστρογέννηση (starburst), για κάποιο χρονικό διάστημα. Αυτή η δραστηριότητα συνήθως συνοδεύεται με ενεργό γαλαξιακό πυρήνα (AGN). Όμως στον παραπάνω γαλαξία δεν υπάρχουν σημάδια αλληλεπίδρασης με άλλον γαλαξία, ούτε ενεργός πυρήνας. Αντίθετα, παρατηρούμε μια ροή αερίου από τη ράβδο προς το εσωτερικό του, που αποτελεί τον μηχανισμό της εκρηκτικής αστρογέννησης. Ίσως η περιστροφή του γαλαξία να έφερε αστάθεια στην ράβδο, δηλαδή να αναπτύχθηκαν τέτοιες εσωτερικές παλιρροιακές δυνάμεις ώστε να υπάρξει αυτή η ροή αερίου. Το 70% από την λαμπρότητα του γαλαξία (100 φορές την λαμπρότητα του δικού μας) προέρχεται από αυτή την εσωτερική περιοχή αστρογέννησης, σε ακτίνα 450 έτη φωτός γύρω από το κέντρο του Γαλαξία.

Στο νεφέλωμα της σουπερνόβα Cas A βρέθηκε Τιτάνιο, σε σταθερή μορφή. Είναι η πρώτη φορά που ανιχνεύεται αυτό το μέταλλο σε ένα νεφέλωμα σουπερνόβα, μέχρι τώρα είχε βρεθεί μόνο σε ασταθή ισότοπα. Τώρα γνωρίζουμε ότι οι σουπερνόβα κατάρρευσης αστρικού πυρήνα δημιουργούν Τιτάνιο. Στο παραπάνω νεφέλωμα υπολογίζεται να έχει δημιουργηθεί περισσότερο Τιτάνιο από 1 φορά την μάζα της Γης.

Οι αστρονόμοι ανακάλυψαν την μικρότερης μάζας και πιο κοντινή μας μαύρη τρύπα. Η μαύρη τρύπα Μονόκερος (Unicorn, επειδή βρίσκεται στον αστερισμό του Μονόκερου) απέχει 1500 έτη φωτός και έχει μόλις 3 ηλιακές μάζες. Αυτή η οριακά μικρής μάζας μαύρη τρύπα (λίγο πάνω από το όριο μάζας για αστέρες νετρονίων) μπόρεσε να παρατηρηθεί επειδή αλληλοεπιδρά βαρυτικά με έναν κόκκινο γίγαντα. Συγκεκριμένα, παραμορφώνει το σχήμα του ερυθρού γίγαντα. Ένας ερυθρός γίγαντας είναι ένα αστέρι που έχει διασταλεί πολύ, με αποτέλεσμα να παρουσιάζει μικρή επιφανειακή βαρύτητα, δηλαδή ένας συνοδός μπορεί να του αποσπάσει υλικό πιο εύκολα από όταν ήταν αστέρι στην κύρια ακολουθία.

Με την βοήθεια του διαστημικού τηλεσκοπίου Hubble οι αστρονόμοι ανακάλυψαν δύο γαλαξίες σε συγχώνευση, που ο καθένας τους φιλοξενεί έναν ενεργό πυρήνα τύπου Κβάζαρ. Αυτό συμβαίνει σε 1 στις χίλιες περιπτώσεις γαλαξιακής συγχώνευσης. Συνήθως δημιουργείται ένα Κβάζαρ μετά την συγχώνευση, στον γαλαξία που προκύπτει από αυτή. Στην περίπτωση του διπλού Κβάζαρ, και στους 2 γαλαξίες συσσωρεύτηκε πολύ ύλη από τους δίσκους προς τους γαλαξιακούς πυρήνες, με αποτέλεσμα αυτοί να μην μπορέσουν να το απορροφήσουν (οι κεντρικές μαύρες τρύπες τους). Δημιουργήθηκαν μεγάλης μάζας δίσκοι προσαύξησης γύρω από τις 2 κεντρικές μαύρες τρύπες, με αποτέλεσμα να αναπτυχθούν οι πίδακες των Κβάζαρ. Το φως από τους 2 γαλαξίες έκανε 10 δις έτη να φτάσει σε εμάς. Εκείνη την εποχή, λίγα δις έτη μετά την δημιουργία του σύμπαντος, οι γαλαξιακές συγχωνεύσεις, άρα η αστρογέννηση αλλά και οι Κβάζαρ, ήταν στο μέγιστο της ιστορίας του σύμπαντος. Τα 2 Κβάζαρ απέχουν μόλις 10.000 έτη φωτός το ένα από το άλλο, πολύ λιγότερο από ότι ο ήλιος από το κέντρο του Γαλαξία μας. Αυτό δείχνει ότι η συγχώνευση των 2 γαλαξιών βρίσκεται σε πολύ προχωρημένη φάση. Τα 2 Κβάζαρ θα απομακρύνουν αρκετό αέριο από τους γαλαξίες, μέσω των ισχυρών πιδάκων τους. Έτσι ο γαλαξίας που θα προκύψει από την συγχώνευση θα είναι ένας ελλειπτικός με ελάχιστη πια δραστηριότητα αστρογέννησης. Οι 2 μαύρες τρύπες, που φιλοξενούν τα 2 Κβάζαρ, θα ενωθούν σε μια τεράστιας μάζας μαύρη τρύπα. Μέχρι σήμερα έχουν βρεθεί 100 διπλά Κβάζαρ, αλλά κανένα σε τόση μακρινή απόσταση. Η πιθανότητα να πρόκειται για διπλό είδωλο ενός Κβάζαρ, μέσω βαρυτικού φακού, απορρίπτεται από τους αστρονόμους, κυρίως επειδή δεν εντοπίζεται ο γαλαξίας ή το σμήνος που θα αποτελούσε τον βαρυτικό φακό.

Η άλως του γαλαξία της Ανδρομέδας είναι πολύ πιο εκτεταμένη από ότι γνωρίζαμε. Μια νέα μέθοδος απεικόνισης της άλως, που αποτελείται από σκοτεινή ύλη και βαρυονική ύλη μεγάλης θερμοκρασίας. Η τελευταία απεικονίζεται, σε κάποιο βαθμό, στις ακτίνες Χ. Στην νέα μέθοδο οι αστρονόμοι χρησιμοποίησαν Κβάζαρ που λάμπουν μέσα από την άλω της Ανδρομέδας. Το φως τους αφήνει ένα φασματικό αποτύπωμα όταν περνάει μέσα από την άλω ενός γαλαξία. Αυτή η μέθοδος δεν μπορεί να εφαρμοστεί σε άλλους γαλαξίες, που λόγω μικρού φαινόμενου μεγέθους τους, μαζί με τις άλως τους, δεν βρίσκονται αρκετά Κβάζαρ στην θέση που θα θέλαμε, δηλαδή ακριβώς πίσω τους στο πεδίο. Η άλως της Ανδρομέδας <φωτίζεται> από 43 Κβάζαρ, που μας έδειξαν ότι η έκτασή της αγγίζει τα 1,3 εκατομμύρια έτη φωτός, 20 φορές την διάμετρο του ορατού τμήματος του γαλαξία! Δηλαδή μάλλον οι άλως της Ανδρομέδας και του Γαλαξία μας έρχονται σε επαφή. Να σημειώσουμε ότι δεν μπορούμε να μετρήσουμε έτσι την μάζα της άλως, αφού δεν ανιχνεύεται το Υδρογόνο (που αποτελεί σχεδόν όλη την βαρυονική ύλη), αλλά τα ίχνη των βαρύτερων χημικών στοιχείων. Ένα ακόμα συμπέρασμα είναι ότι η άλως χωρίζεται σε 2 μέρη. Την εσωτερική, που εκτείνεται για μισό εκατομμύριο έτος φωτός, και είναι πιο δυναμική από την εξωτερική. Επηρεάζεται από διαταραχές όπως οι εκρήξεις σουπερνόβα, και είναι πιο πλούσια σε βαρύτερα στοιχεία, ως την μισή μεταλλικότητα του γαλαξιακού δίσκου. Η εξωτερική περιοχή της άλως είναι πιο ομοιογενής, με μεγαλύτερη θερμοκρασία (κινητικότητα σωματιδίων).

Μια ομάδα αστρονόμων ανακάλυψε μια νέα τεχνική για την μέτρηση της επιφανειακής θερμοκρασίας σε ερυθρούς υπεργίγαντες που θα εξελιχτούν σε σουπερνόβα. Οι ερυθροί υπεργίγαντες προέρχονται από αστέρια 8 ηλιακών μαζών και πάνω, και είναι πολύ εκτεταμένοι. Στο ηλιακό μας σύστημα ένας ερυθρός υπεργίγαντες, αν ήταν στην θέση του ήλιου, θα έφτανε μέχρι την τροχιά του Άρη! Όμως τα εξωτερικά τους στρώματα είναι πολύ χαώδη, με έντονους στροβιλισμούς. Αυτό δυσκολεύει την μέτρηση της επιφανειακής θερμοκρασίας, που βοηθάει στην εκτίμηση του χρόνου που θα εκραγεί ένα τέτοιο αστέρι σε σουπερνόβα. Η νέα τεχνική βασίζεται στην μέτρηση 2 διαφορετικών φασματικών γραμμών απορρόφησης του σιδήρου. Η σύγκριση των 2 γραμμών απορρόφησης του ίδιου χημικού στοιχείου (σίδηρος) μας δίνει, με καλή ακρίβεια, την επιφανειακή θερμοκρασία του υπεργίγαντα.

Θανάση, δεν έχει να κάνει με το Doppler. Αν το ψάξεις στο διαδίκτυο, θα δεις ότι εξαρτάται από την επιτάχυνση του παρατηρητή προς το αντικείμενο, και όχι την συμπαντική διαστολή. Είναι ένα πολύ ενδιαφέρον θέμα.

Διάβασα πρόσφατα ότι με το GAIA ανιχνεύτηκε η φαινομενική μετατόπιση μακρινών Κβάζαρ λόγω του φαινομένου aberration (παρέκκλιση?). Αυτό το φαινόμενο έχει να κάνει με την (φαινομενική) μετατόπιση μακρινών αντικειμένων, που οφείλεται στην περιφορά της Γης γύρω από τον ήλιο. Το φαινόμενο οφείλεται στην κίνηση του παρατηρητή (Γη) σε σχέση με το αντικείμενο, και την πεπερασμένη ταχύτητα του φωτός. Ένα καλό παράδειγμα είναι ένας άνθρωπος που τρέχει με μια ομπρέλα στη βροχή, και γέρνει την ομπρέλα λίγο προς τα εμπρός για να μην βραχεί, και ας πέφτει η βροχή κάθετα από επάνω. Η νέα ανακάλυψη έχει να κάνει με την μέτρηση του φαινομένου για την περιφορά του ηλιακού συστήματος γύρω από τον Γαλαξία, μια πολύ μικρότερη μετατόπιση, επειδή το ηλιακό σύστημα χρειάζεται πάνω από 200 εκατομμύρια έτη για μια περιφορά. Το aberration, αντίθετα με την παράλλαξη, δεν εξαρτάται από την απόσταση του αντικειμένου. Βρήκα μερικές πληροφορίες στον παρακάτω σύνδεσμο https://en.wikipedia.org/wiki/Aberration_(astronomy)#Classical_explanation Ελπίζω κάποιος να γνωρίζει περισσότερα και να τα μοιραστεί μαζί μας.

Για πρώτη φορά ανιχνεύτηκε Fast radio burst (έκρηξη ραδιοκυμάτων πολύ μικρής διάρκειας) στον Γαλαξία μας. Μέχρι τώρα έχουν ανακαλυφτεί περίπου 100 (η πρώτη το 2007), όλες από εξωγαλαξιακές πηγές. Η ισχύ της FRB 200428 (28 Απριλίου 2020) αντιστοιχεί σε 100.000 φορές αυτή που εκπέμπει ο Ήλιος μας, αλλά αυτά τα φαινόμενα έχουν πολύ μικρή χρονική διάρκεια (0,6 millisecond για τη συγκεκριμένη). Η μικρή διάρκεια παραπέμπει σε μικρής έκτασης, μερικές εκατοντάδες χιλιόμετρα, αντικείμενο. Για αυτό βασικές υποψήφιες πηγές τους είναι οι αστέρες νετρονίων, και μάλιστα οι magnetars (αστέρες νετρονίων με πάρα πολύ ισχυρό μαγνητικό πεδίο). Η συγκεκριμένη έκρηξη ραδιοκυμάτων ταυτίστηκε με το magnetar SGR 1935 +2145. Οι εξωγαλαξιακές εκρήξεις ραδιοκυμάτων μικρής διάρκειας έχουν πολύ μεγαλύτερη ισχύ (για αυτό ανιχνεύονται από μεγάλες, κοσμικές αποστάσεις), τρισεκατομμύρια φορές την ισχύ εκπομπής του Ηλίου μας. Μία πιθανότητα είναι αυτή η Fast radio burst να προέρχεται από ένα σχετικά παλαιό magnetar. Αυτά τα αντικείμενα χάνουν την ισχύ του μαγνητικού πεδίου τους με την πάροδο του χρόνου. Είναι όμως πιθανό τα Fast radio burst από μακρινούς γαλαξίες, που είναι εκατομμύρια φορές πιο ισχυρά από αυτό που ανιχνεύτηκε στον Γαλαξία μας, να έχουν άλλη πηγή από τα magnetar.

Οι αστρονόμοι έχουν ανακαλύψει εξωπλανήτες με τροχιές μεγάλης απόκλισης από το επίπεδο (ισημερινό) του αστεριού τους. Μία λύση σε αυτό το παράδοξο έδωσε το αστέρι SU Aurigae, ηλικίας μόλις 4 εκατομμυρίων ετών και σε απόσταση 500 έτη φωτός. Σε αυτό το νεαρό αστέρι ο πρωτοπλανητικός δίσκος ακόμη συσσωρεύει υλικό πλούσιο σε σκόνη, από το νεφέλωμά του. Αυτό συμβαίνει ενώ πιθανόν ήδη να έχουν αρχίσει να δημιουργούνται οι πλανήτες. Έτσι οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι μια συσσώρευση ύλης σε τόσο προχωρημένη φάση του πρωτοπλανητικού δίσκου είναι η αιτία να χάσει αυτός την ευθυγράμμισή του σχετικά με το αστέρι.

Από τα μεγαλύτερα μυστήρια του σύμπαντος είναι και οι νάνοι (μικρής μάζας) γαλαξίες που δεν έχουν σκοτεινή ύλη γύρω τους. Ως γαλαξίες οι νάνοι είναι αρκετά συμπαγείς, άρα η απουσία σκοτεινής ύλης δεν είναι επικίνδυνη για την βαρυτική συνοχή τους. Αντίθετα, οι μεγάλοι σπειροειδείς γαλαξίες που περιστρέφονται με μεγάλη ταχύτητα δεν θα διατηρούσαν την βαρυτική συνοχή τους χωρίς την σκοτεινή ύλη. Το συμπέρασμα των αστρονόμων είναι ότι αυτοί οι νάνοι αποδεσμεύτηκαν από τη σκοτεινή τους ύλη (η οποία κυριαρχεί βαρυτικά σε κάθε γαλαξία) μέσω παλιρροιακών δυνάμεων των γαλαξιακών σμηνών τους. Πρόκειται για σπάνια περίπτωση. Συνήθως ένας νάνος γαλαξίας συγχωνεύεται από μεγαλύτερο γαλαξία ή επιβιώνει στις παρυφές του σμήνους του, διατηρώντας την σκοτεινή του ύλη. Η σκοτεινή ύλη, βάση του επικρατέστερου θεωρητικού μοντέλου για αυτήν (ΛCDM, cold dark matter, ψυχρής σκοτεινής ύλης), είναι πιο <άκαμπτη> από την βαρυονική ύλη. Έτσι η βαρυονική ύλη αυξάνει την πυκνότητά της και καταλαμβάνει την κεντρική περιοχή ενός γαλαξία, ενώ η σκοτεινή παραμένει γύρω από την βαρυονική. Αυτός είναι ο τρόπος που δημιουργήθηκαν οι γαλαξίες με την κατανομή βαρυονικής (εσωτερικά) - σκοτεινής ύλης (εξωτερικά), που παρατηρούμε στο σύμπαν. Οι παλιρροιακές δυνάμεις και γενικά οι βαρυτικές αλληλεπιδράσεις ενός νάνου γαλαξία σε ένα γαλαξιακό σμήνος μπορεί να έχουν ως αποτέλεσμα να διαχωριστεί η βαρυονική του ύλη από την σκοτεινή ύλη.

Η βαρυονική (όχι η σκοτεινή) μάζα που παρατηρούμε στον Γαλαξία μας είναι η μισή από την αναμενόμενη. Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι η υπόλοιπη μισή βαρυονική μάζα του Γαλαξία είναι σε μορφή νεφελωμάτων πολύ ψυχρού Υδρογόνου, που δεν ανιχνεύεται άμεσα. Ένα τέτοιο νεφέλωμα υπάρχει μόλις 10 έτη φωτός μακριά μας. Το φως μακρινών λαμπρών γαλαξιών, συγκεκριμένα των Κβάζαρ, σπινθηρίζει όταν περνάει από μέσα του, ένα πολύ σπάνιο φαινόμενο. Αυτό διαπιστώθηκε σε 5 περιπτώσεις, ενώ οι δεκάδες χιλιάδες Κβάζαρ που δεν παρουσίασαν σπινθηρισμό (δεν πέρασε το φως τους μέσα από το νεφέλωμα) βοήθησαν στην χαρτογράφηση του νεφελώματος. Διαπιστώθηκε ότι αυτό έχει σχήμα μακαρονιού! Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι πρόκειται για νεφέλωμα με <χιόνι> Υδρογόνου, δηλαδή για Υδρογόνο με τόση χαμηλή θερμοκρασία ώστε να μην είναι πια σε αέρια μορφή. Οι παλιρροιακές δυνάμεις από ένα αστέρι που πέρασε κοντά του τέντωσαν το νεφέλωμα με αποτέλεσμα να αραιώσει πάρα πολύ. Το νεφέλωμα έγινε ουσιαστικά αόρατο! Υπάρχουν πολλά ερωτηματικά σχετικά με την διατήρηση της βαρυτικής συνοχής ενός τόσο αραιού νεφελώματος. Ίσως ήδη να διαλύεται σταδιακά. Στην εικόνα βλέπετε τα 5 Κβάζαρ, το <κόκκινο> σπινθήριζε πιο έντονα.

Το πλανητικό σύστημα στο αστέρι TOI-178, σε απόσταση 200 έτη φωτός, στον Γλύπτη, βρίσκεται σε μια εντυπωσιακή αρμονία περιφοράς. Οι πέντε πλανήτες του έχουν βαρυτικά συγχρονισμένη περιφορά γύρω από το αστέρι τους, με σχέση (από τον εσωτερικό ως τον πιο εξωτερικό πλανήτη)18:9:6:4:3. Δηλαδή σε 18 περιφορές του εσωτερικού πλανήτη ο επόμενος διανύει 9, ο επόμενος 6 κ.λπ. Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι το πλανητικό σύστημα δεν δέχτηκε σημαντικές διαταραχές από την εποχή της δημιουργίας του, όπως οι μεταναστεύσεις πλανητών μεγάλης μάζας. Μάλιστα, για να διατηρηθεί αυτή η αρμονία των κινήσεων των πλανητών του πρέπει να εναλλάσσονται βραχώδεις πλανήτες με μάζα μεγαλύτερη από της Γης με αέριους πλανήτες με μάζα σαν του πλανήτη Ουρανού. Αυτή η εναλλαγή βραχωδών- αέριων πλανητών θέτει απορίες για την δημιουργία των πλανητών γενικά, αφού γνωρίζουμε ότι οι βραχώδεις πλανήτες δημιουργούνται στον εσωτερικό πρωτοπλανητικό δίσκο και οι αεριώδεις πλανήτες πιο εξωτερικά.

Με τη βοήθεια του διαστημικού τηλεσκοπίου GAIA έχουμε ανακαλύψει 8292 αστρικά ρεύματα στον γαλαξία μας! Πρόκειται για το μεταβατικό στάδιο ανάμεσα σε αστρικά σμήνη νεαρών αστεριών και αστέρια του πεδίου, δηλαδή αστέρια που έχουν αποκοπεί πλήρως από το σμήνος τους ή το σμήνος τους έχει διαλυθεί. Επίσης υπάρχουν αστρικά ρεύματα από νάνους γαλαξίες που συσσωρεύτηκαν στον Γαλαξία μας. Το ρεύμα Theia 465 έχει σχεδόν 500 αστέρια ίδιας ηλικίας, 100 εκατομμυρίων ετών, που σχηματίζουν μια πολύ δυσδιάκριτη γραμμή 500 ετών φωτός στον έναστρο ουρανό. Κινούνται όλα προς την ίδια κατεύθυνση, κάτι που με την κοινή ηλικία τους σημαίνει κοινή προέλευση των αστεριών.

In the last century alone, NGC 6946 has experienced 10 observed supernovae, earning its nickname as the Fireworks Galaxy. In comparison, our Milky Way averages just one to two supernova events per century (phys.org). Είναι να μην σε πιάνει το παράπονο? Άκου 10 σε έναν αιώνα, και να παρατηρήθηκαν όλες από τη Γη!