ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

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.

Ένα διπλό σύστημα αστέρων νετρονίων χάνει ενέργεια με την εκπομπή βαρυτικών κυμάτων. Αυτό έχει ως συνέπεια να συγκρουστούν οι 2 αστέρες νετρονίων κάποια στιγμή. Μία τέτοια σύγκρουση δίνει έναν βαρυτικό παλμό, όπως συνέβη στην GW170817, τον Αύγουστο του 2017, και μια βραχέα έκρηξη ακτινών γ (GRB). Συνήθως το αποτέλεσμα της σύγκρουσης είναι να δημιουργηθεί μια μαύρη τρύπα. Ώρες, ακόμα και ημέρες μετά το συμβάν παρατηρούμε μια λάμψη στο ορατό (afterglow), που οφείλεται στην ραδιενεργό διάσπαση ατομικών πυρήνων (ισότοπων) που δημιουργούνται κατά την σύγκρουση. Αυτή η λάμψη ονομάζεται Κιλονόβα, μοιάζει με Νόβα αλλά είναι 1000 φορές πιο λαμπρή. Στην βραχέα έκρηξη ακτινών γ GRB 190817A, της οποίας το φως έκανε 6,7 δις έτη να φτάσει σε εμάς, δεν μετρήθηκε παλμός βαρυτικών κυμάτων όπως συνέβη στην GW17081, και η λάμψη στο ορατό ήταν πολύ ενισχυμένη. Αν και το μοτίβο έμοιαζε με σύγκρουση αστέρων νετρονίων, η ισχύς της λάμψης δεν δικαιολογείται μόνο με την ραδιενεργό διάσπαση ισοτόπων. Ένα σενάριο είναι να μην δημιουργήθηκε μαύρη τρύπα σε αυτή την συγχώνευση αστέρων νετρονίων, αλλά ένα αστέρι νετρονίων με πολύ ισχυρό μαγνητικό πεδίο (magnetar). Το μαγνητικό πεδίο δημιούργησε έναν ισχυρό μαγνητικό άνεμο που συγκρούστηκε με υλικό που εκτοξεύτηκε από την σύγκρουση των 2 αστέρων νετρονίων, ενισχύοντας την λαμπρότητα. Ο μαγνητικός άνεμος μετέφερε στροφορμή από τους 2 αστέρες νετρονίων στο υλικό, με αποτέλεσμα αυτό να θερμανθεί και να παρουσιάσει έντονη εκπομπή, ενισχύοντας την λαμπρότητα του φαινομένου.

Στον γαλαξία Μ 104 παρατηρήθηκε ένα τεράστιο παλιρροιακό ρεύμα. Τέτοιες δομές παρατηρούμε και στην άλω του δικού μας Γαλαξία. Πρόκειται για απομεινάρια μικρότερων γαλαξιών που συγχωνεύτηκαν από μεγαλύτερους. Αποτελούνται από αέριο, λίγη σκόνη και αστέρια, όπως και οι γαλαξίες, και σχηματίζουν επιμήκη δομές γύρω στις γαλαξιακές άλως. Διακρίνονται από την παρόμοια κινηματική των αστεριών και του αερίου τους, και (συνήθως) από την ενισχυμένη μεταλλικότητα σε σχέση με την άλω. Αυτές οι ροές επιβεβαιώνουν την κυρίαρχη θεωρία γαλαξιακής εξέλιξης, ότι οι γαλαξίες αφομοιώνουν μικρότερους κοντινούς τους γαλαξίες. Είναι σημαντικό να παρατηρούμε κάτι τέτοιο σε άλλο γαλαξία, εκτός τον δικό μας.

Tο νεφέλωμα από έκρηξη σουπερνόβα MSH 15-52 συγκρούεται με ένα μοριακό νέφος, το RCW 89. Το αποτέλεσμα είναι να δημιουργηθεί μια δομή που μοιάζει με ανθρώπινο χέρι! Η έκρηξη σουπερνόβα έγινε πριν από 1700 έτη. Το πολύ νεότερο νεφέλωμα σουπερνόβα Cas A, 300 ετών, θα εξελιχτεί και θα μοιάζει σαν αυτό το νεφέλωμα. Και στις 2 περιπτώσεις τα αστέρια που έδωσαν έκρηξη σουπερνόβα είχαν απωλέσει το Υδρογόνο τους, πιθανώς από επίδραση συνοδού αστέρα. Η παράξενη αυτή δομή οφείλεται σε διαφορετικές ταχύτητες μερών του νεφελώματος σουπερνόβα που <μπαίνει> μέσα στο μοριακό νεφέλωμα. Η διαφορά ταχυτήτων οφείλεται στην ανομοιόμορφη πυκνότητα του μοριακού νεφελώματος ή της μεσοαστρικής ύλης που συνάντησε νωρίτερα το διαστελλόμενο νεφέλωμα MHS 15-25.

Για πρώτη φορά παρατηρήθηκε διαφορά μεταλλικότητας σε περιοχές αστρογέννησης του ίδιου γαλαξία. Η μελέτη αστέρων νετρονίων και αστρικών μαύρων τρυπών στις ακτίνες Χ (που εκπέμπονται μέσω της συσσώρευσης ύλης από συνοδό αστέρα) μας έδειξε ότι υπάρχει σχέση λαμπρότητας στις ακτίνες Χ και μεταλλικότητας. Όσο πιο χαμηλή η μεταλλικότητα, τόσο πιο μεγάλη η λαμπρότητα μιας περιοχής ενός γαλαξία, στις ακτίνες Χ. Ο γαλαξίας της παραπάνω μελέτης, NGC922, εξελίχτηκε σε δακτυλιοειδή γαλαξία, λόγω αλληλεπίδρασης με νάνο γαλαξία. Ο αστρονόμος πίσω από αυτή την ανακάλυψη είναι ο κύριος Κουρουμπατζάκης, πανεπιστήμιο Κρήτης. Οι περιοχές με διαφορά στην λαμπρότητα στις ακτίνες Χ που μελετήθηκαν περιέχουν αστέρια ηλικίας 10 εκατομμυρίων ετών. Φαίνεται η μεταλλικότητα να επηρεάζει τον σχηματισμό διπλών αστέρων εκπομπής ακτίνων Χ. Γενικά γνωρίζουμε ότι η χαμηλή μεταλλικότητα ευνοεί την δημιουργία αστεριών μεγάλης μάζας.

Θα φανώ υπερβολικός, αλλά αν έλεγε <τα παιδιά σε έναν πλανήτη του Σείριου> θα ήταν λιγότερο ουτοπικό. Να μην είναι τα καημένα παιδιά στην επιφάνεια ενός αστεριού με θερμοκρασία πάνω από 10.000 βαθμούς! Πάντως είναι ένα ποίημα που σε βγάζει έξω από τη Γη και ανοίγει ορίζοντες.

Πολύ ωραίο άρθρο, αλλά με λάθος τίτλο, έναν κοινότυπο τίτλο που <πουλάει>. Υπάρχει μια εμμονή με το να διαψευστεί ο Αινστάιν, αλλά τελικά η θεωρία της σχετικότητας είναι ότι καλύτερο έχουμε σε αυτό το πεδίο. Καλύτερα να προσπαθήσουμε να κατανοήσουμε, αλλά κυρίως να χαρούμε, το απίστευτο αστρονομικό επιστημονικό επίτευγμα της εποχής μας, που δεν είναι άλλο από την ικανότητα να μετράμε κοσμολογικά μεγέθη με τόση ακρίβεια. Το μυστικό του σύμπαντος δεν είναι αν έκανε λάθος ένας (ίσως ο κορυφαίος όλων των εποχών) φυσικός με την εξαιρετική θεωρία που ανέπτυξε, αλλά οι τόσο μακρινές από την ανθρώπινη καθημερινότητα έννοιες της σκοτεινής ενέργειας και της συμπαντικής διαστολής.

Γνωρίζουμε ότι οι ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες (AGN) δημιουργούν πίδακες που επηρεάζουν όλη την γαλαξιακή τους γειτονιά, από δορυφόρους γαλαξίες ως τη μεσογαλαξιακή ύλη. Τώρα μια νέα μελέτη απέδειξε ότι η ικανότητα δημιουργίας αστεριών σε γαλαξίες- δορυφόρους εξαρτάται από την ευθυγράμμιση που έχουν με τον κυρίαρχο γαλαξία τους. Αν ένας νάνος γαλαξίας βρίσκεται σε (πολική) περιοχή όπου μπορεί να τον <πετύχει> ένας πίδακας από την κεντρική μαύρη τρύπα του κύριου γαλαξία, τότε ο πίδακας απομακρύνει αέριο από αυτόν, με αποτέλεσμα να περιοριστεί σημαντικά η αστρογέννηση. Αυτό συμβαίνει χωρίς ο κύριος γαλαξίας να βρίσκεται στην φάση του AGN, με την εκτίναξη ύλης και ενέργειας από τους πόλους της κεντρικής μαύρης τρύπας να είναι πολύ πιο ασθενής από τους πίδακες ενός ενεργού γαλαξιακού πυρήνα.

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.