ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

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.

Επιστρέφοντας σε αυτό το θέμα, υπάρχουν δεδομένα από μια νέα έρευνα. Αυτή η έρευνα, που βασίζεται σε δεδομένα του Gaia, περιλαμβάνει 490.000 γίγαντες τύπου K στο γαλαξιακό επίπεδο (δίσκο). Τα αστέρια στο κάτω μέρος του δίσκου περιφέρονται με μεγαλύτερη ταχύτητα γύρω από το κέντρο του Γαλαξία από αυτά στο πάνω μέρος (σε ένα συνολικό εύρος 3 kpc πάνω και κάτω από το επίπεδο). Αυτό έρχεται σε αντίθεση με την θεωρητική εικόνα ενός γαλαξιακού δίσκου, που είναι να κινούνται όλα τα αστέρια στον δίσκο γύρω από το γαλαξιακό κέντρο με παρόμοια ταχύτητα. Τα εσωτερικά αστέρια του δίσκου μεταναστεύουν προς τα έξω, και τα εξωτερικά φαίνεται να κινούνται μέσα- έξω, με διάφορες ταχύτητες. Όλα αυτά δείχνουν παραμόρφωση του δίσκου στο επίπεδο (wobbly disk).

Η βασική (και πιο πιστή) κοσμολογική θεωρία ΛCDM (ψυχρής σκοτεινής ύλης) προβλέπει ένα μεγάλο πλήθος νάνων γαλαξιών για κάθε μεγάλο γαλαξία. Στο αρχικό σύμπαν κάποιοι νάνοι γαλαξίες ενώθηκαν σε μεγάλους, μέσα σε μεγάλες συγκεντρώσεις σκοτεινής ύλης. Οι μεγάλοι γαλαξίες ακόμα συσσωρεύουν νάνους, όπως ο δικός μας τα Μαγγελανικά νέφη, αλλά στους περισσότερους νάνους γαλαξίες η βαρυτική επίδραση των μεγάλων γαλαξιών δεν είναι τέτοια ώστε να τους συγχωνεύσουν. Ενώ αρχικά παρατηρούσαμε λίγους νάνους κοντά στον Γαλαξία μας, αυτή η ασυμφωνία θεωρίας- παρατήρησης εξομαλύνθηκε με την ανακάλυψη πολλών (πάνω από 50 σήμερα) νάνων γαλαξιών δορυφόρων του Γαλαξία μας. Επίσης, γνωρίζουμε ότι πολλοί διάχυτοι νάνοι γαλαξίες (UDG, ultra diffuse galaxies) διαλύονται στην διάρκεια του χρόνου, ακόμα και από τις εκρήξεις σουπερνόβα στο εσωτερικό τους. Και αυτοί οι διάχυτοι νάνοι προβλέπεται να είναι η πλειοψηφία όλων των κατηγοριών νάνων γαλαξιών. Όμως μια δεύτερη ασυμφωνία παραμένει χωρίς λύση. Η θεωρία προβλέπει ότι οι δορυφόροι γαλαξίες ενός μεγάλου γαλαξία να υπάρχουν σαν σμήνος γύρω του, χωρίς συγκεκριμένη κατανομή και κίνηση. Στον Γαλαξία μας, στον γαλαξία της Ανδρομέδας αλλά και στον Μ83 παρατηρούμε οι νάνοι- δορυφόροι να κινούνται σε ένα επίπεδο (χονδρικά σαν πλανήτες γύρω από ένα αστέρι), και οι περισσότεροι με τροχιά προς την ίδια κατεύθυνση. Η πρόβλεψη της θεωρίας οφείλεται στον κοσμικό ιστό, δηλαδή στην κατανομή των γαλαξιών στο σύμπαν στους κόμβους ενός ιστού ύλης (διάχυτο καυτό ιονισμένο Υδρογόνο) με μεγάλες σχετικά κενές περιοχές. Μία λύση που προτείνεται είναι οι γαλαξίες που έχουν τους δορυφόρους τους σε ένα επίπεδο να πέρασαν μια σημαντική συγχώνευση με άλλον γαλαξία (συγχώνευση με μικρότερο γαλαξία αλλά με μάζα σημαντικό κλάσμα της δικής τους μάζας). Μία σημαντική συγχώνευση μπορεί να αλλάξει την κατανομή της σκοτεινής ύλης γύρω από έναν γαλαξία, με αποτέλεσμα να ακολουθούν οι δορυφόροι του και να σχηματίσουν ένα επίπεδο γύρω του.

Όταν το φως μιας σουπερνόβα περάσει από βαρυτικό φακό, όπως ένα σμήνος γαλαξιών, πριν φτάσει στα τηλεσκόπιά μας, τότε μπορεί να δούμε πολλαπλές εικόνες του ίδιου φαινομένου, με σημαντική χρονική διαφορά. Το σμήνος γαλαξιών MACS J0138.0-2155, που το φως του κάνει 4 δις έτη να φτάσει σε εμάς, λειτούργησε ως βαρυτικός φακός για μια σουπερνόβα που η λάμψη της χρειάστηκε 10 δις έτη να μας φτάσει. Στις εικόνες του 2019 είχαν εξαφανιστεί τα 3 μικρά σημάδια που φαίνονται στις εικόνες του 2016, που σημαίνει ότι πρόκειται για παροδικό φαινόμενο, όπως μια έκρηξη σουπερνόβα, και όχι ολόκληρο γαλαξία. Αναμένουμε κάπου στο 2037 να φτάσει μια ακόμα εικόνα (κουκίδα στην εικόνα) της σουπερνόβα, από φως που έκανε μεγαλύτερη διαδρομή γύρω από τον βαρυτικό φακό, μέχρι που να το δούμε. Έχει ενδιαφέρον πόσο ακριβείς θα βγουν οι σχετικοί υπολογισμοί των αστρονόμων.

Το αντικείμενο VT 1210+4956 είναι πολύ ιδιαίτερο. Ανήκει σε έναν νάνο γαλαξία που το φως του χρειάζεται 480 εκατομμύρια έτη να φτάσει σε εμάς. Πρόκειται για μια ασυνήθιστη έκρηξη σουπερνόβα. Σε ένα διπλό σύστημα από ένα αστέρι μεγάλης μάζας και μια μαύρη τρύπα ή αστέρι νετρονίων, το τελευταίο συγχωνεύτηκε με το αστέρι. Μπήκε στο εσωτερικό του, και όταν έφτασε στον πυρήνα σημειώθηκε έκρηξη σουπερνόβα. Το αστέρι θα εξελισσόταν σε σουπερνόβα και από μόνο του, λόγω μεγάλης μάζας. Αλλά η συγχώνευση του συνοδού- υπέρπυκνου αντικειμένου επιτάχυνε την διαδικασία. Η ξαφνική εκπομπή του αντικειμένου στα ραδιοκύματα, αλλά και στις ακτίνες Χ, οφείλεται στην παραπάνω συγχώνευση. 300 χρόνια πριν από την έκρηξη, όταν το υπέρπυκνο αντικείμενο μπήκε στην ατμόσφαιρα του αστεριού- συνοδού του, άρχισε να εκτοξεύεται ύλη από αυτό στον μεσοαστρικό χώρο. Αυτή η ύλη σχημάτισε έναν δακτύλιο γύρω από το αστέρι. Όταν το υπέρπυκνο αντικείμενο βυθίστηκε στον αστρικό πυρήνα του συνοδού του, διέκοψε την θερμοπυρηνική σύντηξη. Η βαρύτητα έκανε τον πυρήνα από το αστέρι να καταρρεύσει, όπως σε κάθε σουπερνόβα κατάρρευσης αστρικού πυρήνα (Core Collaps SN). Ακολούθησε κατάρρευση του πυρήνα, όπως στις cc SN. Τα εξωτερικά του πυρήνα στρώματα του αστεριού εκτοξεύτηκαν μέσω ενός πίδακα, με αποτέλεσμα την ξαφνική εκπομπή στις ακτίνες Χ. Η εκπομπή ραδιοκυμάτων, η μεγαλύτερης ισχύος που μετρήθηκε ποτέ σε σουπερνόβα, συνέβη όταν αυτός ο μεγάλης ταχύτητας πίδακας συγκρούστηκε με την ύλη στον δακτύλιο γύρω από το αστέρι. Δεν βρήκα κάπου να αναφέρεται σε ποιο τύπο σουπερνόβα την κατατάσσουν (SN IIp ?), και την σχετική καμπύλη φωτός, όπως και το φάσμα (π.χ. αναλογίες Σιδήρου- Νικελίου, μάζα του ραδιενεργού 56Ni).

Πρόκειται για το Ophiuchus cloud complex, ένα σύμπλεγμα μοριακών νεφών με έντονη αστρογέννηση, άρα και εκρήξεις σουπερνόβα (τα τελευταία εκατομμύρια έτη). Το νεφέλωμα που δημιούργησε τον Ήλιο έχει πια διαλυθεί, και μην ξεχνάμε ότι ο Ήλιος έχει κάνει πολλές φορές τον γύρο του Γαλαξία, με αποτέλεσμα να είναι αδύνατο να προσδιοριστεί το που γεννήθηκε!

Από λάθος έγραψα ότι μετράμε εμπλουτισμό του Al26 στο ηλιακό μας σύστημα. Αυτό το ισότοπο έχει χρόνο ημιζωής 70000 έτη και πλέον δεν υπάρχει πια στο ηλιακό μας σύστημα. Όμως η ραδιενεργός διάσπασή του ήταν σημαντικός παράγοντας εσωτερικής θέρμανσης του πλανήτη μας, βοηθώντας να δημιουργηθεί ο πυρήνας σιδήρου/ νικελίου.

Σε μια περιοχή αστρογέννησης στον Οφιούχο παρατηρήθηκε αυξημένη αναλογία του ισότοπου Al26, που οφείλεται σε χημικό εμπλουτισμό του νεφελώματος από εκρήξεις σουπερνόβα. Παρόμοιος εμπλουτισμός του Al26 μετράμε και στο ηλιακό μας σύστημα, κάτι που σημαίνει ότι το νεφέλωμα που δημιούργησε τον Ήλιο και τους πλανήτες του εμπλουτίστηκε από εκρήξεις σουπερνόβα.

Μετά από πολύ καιρό μια εκδήλωση αστροπαρατήρησης, την Τετάρτη 8 Σεπτεμβρίου, στον αρχαιλογικό χώρο Ιερού του Μέσσου

Η πρώτη <Νόβα> που παρατηρήθηκε ποτέ (1670, χωρίς τηλεσκόπιο!) σημειώθηκε στον αστερισμό της Αλεπούς και τελικά δεν ήταν Νόβα. Η απότομη αύξηση της λαμπρότητας σε ένα αντικείμενο που δεν είναι ορατό με το μάτι ήταν αισθητή. Μόλις το 1990 μελετήθηκε το υπόλειμμα σε διάφορα μήκη κύματος. Αυτό που σήμερα γνωρίζουμε είναι ότι το νεφέλωμα διαστέλλεται με 2130 km/s, και η διαστολή του σε σχέση με πριν 20 χρόνια μας δίνει απόσταση 10000 έτη φωτός, 5 φορές πιο μακριά από την αρχική εκτίμηση, και απόλυτη λαμπρότητα της έκρηξης -12,4 mag, πολύ μεγάλη για Νόβα. Πιθανή αιτία της έκρηξης φωτός μπορεί να είναι είναι η συγχώνευση λευκού νάνου- καφέ νάνου.

Και άλλο ένα διάγραμμα με το φάσμα του, σε σύγκριση με τους δικούς μας αστεροειδείς

Όπως ήταν αναμενόμενο, σχεδόν όλοι οι αστρονόμοι έχουν απορρίψει ότι πρόκειται για μη φυσικό αντικείμενο. Σήμερα έχουμε τα μέσα να εντοπίσουμε αστεροειδείς που μας έρχονται από άλλα πλανητικά συστήματα, πιστεύω ότι στις επόμενες δεκαετίες θα δούμε και άλλα. Το φάσμα του λέει ότι είναι αστεροειδής και όχι ΑΤΙΑ.[/code]

Η παρατήρηση της αστρικής μαύρης τρύπας V 404 Cygni στις ακτίνες Χ έδειξε την ανάπτυξη τεράστιων δακτυλίων γύρω της. Αυτοί οι δακτύλιοι προέρχονται από το αστέρι συνοδό της μαύρης τρύπας, από το οποίο συσσωρεύει ύλη. Η ύλη που συσσωρεύεται γύρω από την μαύρη τρύπα θερμαίνεται πολύ, με αποτέλεσμα η σκόνη της να λάμπει στις ακτίνες Χ. Οι δακτύλιοι μας πληροφορούν για την σκόνη, τον ρυθμό συσσώρευσης ύλης και την μεσοαστρική ύλη ανάμεσα σε εμάς και την μαύρη τρύπα. Η συσσώρευση γίνεται σε επεισόδια και όχι ομαλά, κάτι που έχει να κάνει με την έκκεντρη τροχιά της μαύρης τρύπας και του συνοδού αστέρα της γύρω από το κοινό κέντρο βάρους τους.

Το πιο κοντινό μας αστέρι είναι ιδιαίτερα ανήσυχο. Στις 1/5/19 παρατηρήθηκε σε αυτό μια πολύ ισχυρή έκλαμψη. Η λαμπρότητα του αστεριού αυξήθηκε κατά μόλις 0,9% στο ορατό φως, αλλά κατά 14 φορές στο υπεριώδες, και το πιο εντυπωσιακό, κατά 1000 φορές στα ράδιο και μικροκύματα. Η διάρκεια ήταν μόλις 7 δευτερόλεπτα, αλλά στο ορατό χρειάστηκε 1 λεπτό ώστε να φτάσει το μέγιστο της λαμπρότητας. Μάλλον πρόκειται για εκπομπή (στο ορατό φως) από πλάσμα που θερμάνθηκε από την εκδήλωση της έκλαμψης. Για πρώτη φορά παρατηρήθηκε έκλαμψη σε τόσο μεγάλο εύρος των ηλεκτρομαγνητικών κυμάτων, και προξένησε έκπληξη η μεγάλη εκπομπή στα μικροκύματα. Αυτή η έκλαμψη ήταν 100 φορές πιο ισχυρή από όσες έχουν παρατηρηθεί στον Εγγύτερο του Κενταύρου.

Όλο και κερδίζει έδαφος μια...<κοσμική> μέθοδο μέτρησης βαρυτικών κυμάτων. Η ιδέα είναι να χρησιμοποιηθεί ένα δίκτυο από πάλσαρ. Τα πάλσαρ έχουν εξαιρετική ακρίβεια στους παλμούς τους. Αν παρακολουθούμε πολλά ταυτόχρονα, και παρατηρήσουμε μια ταυτόχρονη μεταβολή στους παλμούς μερικών από αυτούς, τότε πιθανότατα να έχουμε ανιχνεύσει βαρυτικά κύματα. Γνωρίζουμε ότι οι παλμοί ενός πάλσαρ μπορούν να διαταραχτούν από εσωτερικές διενέργειες, αλλά δεν μπορεί να συμβεί αυτό ταυτόχρονα σε 2 ή περισσότερα πάλσαρ. Ένα ισχυρό βαρυτικό κύμα καμπυλώνει αρκετά τον χώρο ώστε να διαταράξει τους παλμούς πάλσαρ που θα συναντήσει. Η μορφή της διατάραξης έχει να κάνει με την γωνία των πάλσαρ και της πηγής των βαρυτικών κυμάτων σε σχέση με την Γη. Μπορεί να επιταχύνει ή να επιβραδύνει τον παλμό. Αυτά τα λεγόμενα σήματα NANOGrav είναι πολλά υποσχόμενα, και αυτή η μέθοδος ανίχνευσης βαρυτικών κυμάτων μπορεί να αποδειχτεί πολύ σημαντική για την ανακάλυψη και μελέτη τους.

Οι ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες εκτοξεύουν πίδακες ύλης σε πού μεγάλη απόσταση, πολύ μεγαλύτερη από την διάμετρο του Γαλαξία μας. Παρατηρούμε την καμπύλωση, αλλά και τον σχηματισμό διπλών δομών αυτών των πιδάκων. Μια τελευταία μελέτη έδειξε ότι αυτό οφείλεται στα μαγνητικά πεδία στον μεσογαλαξιακό χώρο. Αυτά δημιουργούνται επειδή οι πίδακες δημιουργούν ισχυρά κρουστικά μέτωπα με την μεσογαλαξιακή ύλη.