ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

Το Η Καρίνας (Eta Carinae) αποτελεί το καλύτερα μελετημένο αστέρι πολύ μεγάλης μάζας, της κατηγορίας LBV (Luminous blue variable). Πρόκειται για ένα, μη αναλυμένο, διπλό αστέρι σε απόσταση 7500 έτη φωτός από εμάς, που αποτελείται από ένα κύριο άστρο με 100 ηλιακές μάζες και ένα δευτερεύον με 30 ηλιακές μάζες. Η περίοδος περιφοράς τους γύρω από το κοινό κέντρο βάρους είναι μόλις 5,5 έτη, με πολύ ελλειπτική τροχιά. Στο περίκεντρο τα 2 αστέρια πλησιάζουν μεταξύ τους όσο απέχει ο Άρης από τη Γη. Η μεταβλητότητα που παρατηρούμε οφείλεται στο πέρασμα του συνοδού μπροστά από το κύριο αστέρι, που έχει ως αποτέλεσμα την ελάττωση της λαμπρότητας του συστήματος. Το Eta Carinae είναι γνωστό για το ξέσπασμα λαμπρότητας το 1841, όταν έγινε το δεύτερο πιο λαμπρό αστέρι του ουρανού, μετά τον Σείριο. Υπολογίζουμε ότι τότε το κύριο αστέρι απώλεσε 10 ηλιακές μάζες, με αποτέλεσμα να δημιουργηθεί το νεφέλωμα Homunculus γύρω από τα 2 αστέρια. Το νεφέλωμα διαστέλλεται στην κατεύθυνση των αξόνων περιστροφής των 2 αστεριών. Υπάρχει και μια μεγαλύτερη δομή 1000 ετών σε σχήματος πετάλου, που μας δείχνει ότι τέτοια ξεσπάσματα συμβαίνουν συχνά στο Eta Carinae. Η θεωρία λέει ότι λόγω αλληλεπίδρασης του κυρίως αστεριού με το δευτερεύον, όταν αυτό το πλησιάσει τόσο ώστε να μπει στην ατμόσφαιρά του, έχει ως αποτέλεσμα ένα σημαντικό μέρος ύλης να διαφύγει από το κύριο αστέρι (υπέρβαση ορίου Eddington). Αστέρια με τόση μεγάλη μάζα βιώνουν συνεχή απώλεια μάζας λόγω του ισχυρότατου αστρικού ανέμου τους. Ενώ το πρωτεύον αστέρι έχει πολύ ισχυρό άνεμο, ένα εκατομμύριο φορές ισχυρότερο από τον ηλιακό άνεμο, το δευτερεύον έχει άνεμο με ρεκόρ ταχύτητας, 3000 km/s. Στην περιοχή όπου συγκρούονται οι 2 αστρικοί άνεμοι αναπτύσσεται ένα κρουστικό μέτωπο και η ύλη θερμαίνεται στους 50 εκατομμύρια βαθμούς. (Colliding Wind Binaries). Το αποτέλεσμα είναι η εκπομπή ακτινών Χ. Ηλεκτρομαγνητικά πεδία της περιοχής επιταχύνουν σωματίδια με αποτέλεσμα την (μη θερμική) εκπομπή στις ακτίνες γ. Η συχνότητα των ακτινών γ μας δείχνει ότι πρόκειται για κοσμική ακτινοβολία (ατομικοί πυρήνες) και όχι για ηλεκτρόνια. Η ισχύς αυτής της ακτινοβολίας κορυφώνεται κάθε 5,5 έτη, όταν τα 2 αστέρια είναι στην κοντινότερη μεταξύ τους απόσταση. Η σύγκρουση τόσο ισχυρών αστρικών ανέμων αποτελεί μία ακόμη πηγή κοσμικής ακτινοβολίας.

Στον αστερισμό του Λύκου βρίσκεται, σε απόσταση 400 έτη φωτός, το νεαρό (τύπου T- Tauri) αστέρι RU Lupi. Είναι μόλις 2-3 εκατομμυρίων ετών. Γύρω του αναπτύσσεται ένας πρωτοπλανητικός δίσκος ως τις 60 αστρονομικές μονάδες από το αστέρι. Σε αυτόν διακρίνουμε κάποια χάσματα, που παραπέμπουν σε πλανήτες. Τώρα με τις νέες παρατηρήσεις του ALMA ανακαλύψαμε έναν εξωτερικό δίσκο ως τις 1000 αστρονομικές μονάδες από το αστέρι. Η δομή του θυμίζει σπειροειδή γαλαξία! Αυτό μπορεί να οφείλεται σε 1) Ότι αυτός ο δίσκος καταρρέει από το ίδιο το βάρος του 2) Στην βαρυτική αλληλεπίδραση με άλλο αστέρι, και 3) Ότι το αστέρι ακόμη συσσωρεύει μάζα από το νεφέλωμα όπου γεννήθηκε.

Από τα 2 Μαγγελανικά νέφη αναπτύσσεται ένα (αόρατο) ρεύμα αερίων. Οι σχετικές προσομοιώσεις έδειξαν ότι οι 2 δορυφόροι γαλαξίες του δικού μας Γαλαξία πρέπει να είχαν ένα <κέλυφος> από αέριο πριν αρχίσει η διαδικασία συγχώνευσής τους από τον Γαλαξία μας. Μόνο έτσι εξηγείται η μεγάλη μάζα του ρεύματος, 1 δις ηλιακές μάζες! Αυτό το <κέλυφος> αρχικά είχε 3 δις ηλιακές μάζες. Σε αυτό το ρεύμα δεν βρίσκουμε αστέρια, παρά μόνο αέριο. Το κέλυφος ήταν το πρώτο μέρος των 2 δορυφόρων που δέχτηκε τις παλιρροιακές δυνάμεις του Γαλαξία μας, προφυλάσσοντας, κατά κάποιο τρόπο, τα αστέρια των 2 δορυφόρων. Mature 585, 2020

Η συχνότητα των εκρήξεων σουπερνόβα σε έναν γαλαξία εξαρτάται από τον ρυθμό δημιουργίας των αστεριών του (SFR, star formation rate). Αυτό το μέγεθος εξαρτάται από την πυκνότητα και το μέγεθος των μοριακών νεφών. Μεγάλο ρυθμό αστρογέννησης έχουμε σε γαλαξίες υπό συγχώνευση. Στον δικό μας Γαλαξία υπολογίζουμε ότι πρέπει να συμβαίνουν μερικές σουπερνόβα κάθε αιώνα. Όμως έχει να παρατηρηθεί σουπερνόβα από το 1604! Μία αιτία είναι ότι τα αστέρια μεγάλης μάζας, που τερματίζουν τη ζωή τους με μια έκρηξη σουπερνόβα, βρίσκονται σε πυκνές περιοχές των μοριακών νεφελωμάτων, με πολύ σκόνη. Ακόμα και οι λευκοί νάνοι, η άλλη πηγή εκρήξεων σουπερνόβα, βρίσκονται κυρίως στον γαλαξιακό δίσκο. Η σκόνη μπορεί να αποσβέσει το ορατό φως μιας σουπερνόβα, παρά την τεράστια λαμπρότητά της. Για παράδειγμα, η σουπερνόβα πριν από 325 έτη στην Κασσιόπη δεν παρατηρήθηκε από κανέναν (σήμερα παρατηρούμε το νεφέλωμα που άφησε). Φαίνεται να είναι πιο εύκολο να δούμε μια σουπερνόβα από κάποιον άλλον γαλαξία παρά από τον δικό μας. Παρόλα αυτά οι αστρονόμοι υποστηρίζουν ότι έχουμε 33% πιθανότητες να δούμε μια σουπερνόβα από κατάρρευση αστέρα μεγάλης μάζας και 50% από θερμοπυρηνική έκρηξη λευκού νάνου. Καλή υπομονή!

Στις 3 Δεκεμβρίου δόθηκε στους αστρονόμους το Early Data Release3 (EDR3), μία πρώτη έκδοση του τρίτου καταλόγου δεδομένων. Περιλαμβάνει τις θέσεις 1,8 δις ουράνιων αντικειμένων, βασικά αστεριών του Γαλαξία μας, και ιδίες ταχύτητες και αποστάσεις 1,5 δις αντικειμένων. Μερικά από τα βασικά σημεία είναι .Η ακρίβεια των θέσεων των αστέρων. Για αστέρια μέχρι λαμπρότητα 13 mag η ακρίβεια αντιστοιχεί σε περιθώριο σφάλματος 7 εκατοστών για ένα αντικείμενο στην απόσταση της Σελήνης, και για αστέρια 20 mag αντίστοιχα στα 2 μέτρα σφάλμα. Παρόμοια ακρίβεια υπάρχει και στις μετρήσεις των ιδίων κινήσεων των αστεριών. Επίσης το GAIA πετυχαίνει μεγάλη ακρίβεια στην μέτρηση της λαμπρότητας των αντικειμένων. .Γνωρίζουμε 330.000 αστέρια, ως την φασματική κατηγορία L5 (επιφανειακή θερμοκρασία του αστέρα μόλις 1600 Κ) σε απόσταση μέχρι 330 έτη φωτός (Gaia Catalogue of Nearby Stars, GCNS).Το πλήθος των αστεριών αυξάνεται αντίστροφα με την λαμπρότητά τους, με κορύφωση στα αστέρια με 10 mag. .Ο ήλιος μας κινείται σε τροχιά γύρω από το κέντρο του Γαλαξία, αλλά και προς το κέντρο του Γαλαξία (απόκλιση από μια θεωρητική κυκλική τροχιά γύρω από το γαλαξιακό κέντρο 11 km/s). .Πριν από 10 δις έτη ο Γαλαξίας μας συγκρούστηκε με έναν γαλαξία που είχε το 1/4 της μάζας του (Gaia-Enceladus Galaxy). Τότε σχηματίστηκαν ο παχύς δίσκος και η εσωτερική γαλαξιακή άλως (μία <σφαιρική> δομή γύρω από το γαλαξιακό κέντρο, που προεξέχει από το γαλαξιακό επίπεδο). .Από τα δεδομένα 11 εκατομμυρίων αστεριών των Μαγγελανικών νεφών προκύπτει ότι και σε αυτά ,όπως και στον Γαλαξία μας, τα νεαρά αστέρια έχουν μεγαλύτερες ταχύτητες από τα παλαιότερα. Ξεχωρίζει το ρεύμα αστεριών από το μικρό στο μεγάλο Μαγγελανικό νέφος. Τα αστέρια του μεγάλου Μαγγελανικού νέφους κινούνται κατά τη φορά του ρολογιού γύρω από το κέντρο του νάνου γαλαξία, ενώ στο μικρό δεν κυριαρχεί καμία κατεύθυνση περιφοράς των αστεριών γύρω από το κέντρο.

Στην...πυραμίδα κοντά στην Ερεσό, Λέσβο.

Μια νέα ανακάλυψη των αστρονόμων μας δείχνει ότι ένα μεγάλο μέρος της ύλης <κρύβεται> σε νήματα αραιού αερίου γύρω από γαλαξίες και ανάμεσά τους στα γαλαξιακά σμήνη. Στο Abell 3391/95 απεικονίστηκε ένα τέτοιο νήμα, στις ακτίνες Χ, με μέγεθος 50 εκατομμύρια έτη φωτός. Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι αποτελεί μόνο ένα τμήμα από το ολικό νήμα. Αυτά τα νήματα αερίου αποτελούν τα απομεινάρια των συμπυκνωμάτων ύλης όπου δημιουργήθηκαν οι γαλαξίες. Η πιο πυκνή ύλη σε αυτά τα τεράστιας μάζας συμπυκνώματα κατέρρευσε σε γαλαξίες, ενώ η πιο αραιή ύλη δεν ακολούθησε την κατάρρευση και αποτελεί σήμερα αυτά τα τεράστια νήματα.

Καλησπέρα, φαίνονται πολύ ωραίοι στο ίδιο πεδίο. Απόλαυση

Όταν ανακαλύπτουν οι αστρονόμοι ένα άστρο με πολύ μεγάλη μάζα μπαίνει το ερώτημα αν πρόκειται για διπλά αστέρι που δεν έχει αναλυθεί ακόμα. Η θεωρία υποστηρίζει ότι πολύ μεγάλη μάζα μπορεί να έχουν μόνο αστέρια μικρής μεταλλικότητας. Αυτό έχει να κάνει και με την κατάτμηση του νεφελώματος ώστε να δημιουργηθούν τα αστέρια (μεγάλη μεταλλικότητα σημαίνει κατάρρευση μικρότερων τμημάτων ενός νεφελώματος, άρα μικρότερης μάζας αστέρια).

Άρα το βασικό πρόβλημα θα είναι ότι οι 2 πλανήτες θα είναι χαμηλά στον ορίζοντα και όχι η λαμπρότητα του Δία. Χρειάζεται πολύ σκοτεινός δυτικός ορίζοντας και σταθερή ατμόσφαιρα (στο τελευταίο βοηθάει ότι έχουμε χειμώνα). Μπορούμε να δοκιμάσουμε να δούμε τον Κρόνο αυτές τις ημέρες μισή ώρα πριν δύσει, ώστε να έχουμε μια εικόνα αν και πως φαίνονται οι δακτύλιοι χωρίς την επίδραση του φωτός από τον Δία.

Άρα το βασικό πρόβλημα θα είναι ότι οι 2 πλανήτες θα είναι χαμηλά στον ορίζοντα και όχι η λαμπρότητα του Δία. Χρειάζεται πολύ σκοτεινός δυτικός ορίζοντας και σταθερή ατμόσφαιρα (στο τελευταίο βοηθάει ότι έχουμε χειμώνα). Μπορούμε να δοκιμάσουμε να δούμε τον Κρόνο αυτές τις ημέρες μισή ώρα πριν δύσει, ώστε να έχουμε μια εικόνα αν και πως φαίνονται οι δακτύλιοι χωρίς την επίδραση του φωτός από τον Δία.

Έχω την περιέργεια για το πως θα φαίνεται οπτικά (όχι φωτογραφικά) το φαινόμενο. Ο Δίας είναι πολύ λαμπρότερος του Κρόνου. Όταν οι 2 πλανήτες θα είναι στο ίδιο πεδίο, θα βλέπουμε τους δακτύλιους του Κρόνου?

Πρόκειται για εντυπωσιακό αριθμό αστεριών, που είναι κοντά στο 1% των αστεριών του Γαλαξία μας. Τα δεδομένα του Gaia είναι τόσο πολλά που δεν θα έφτανε όλος ο ανθρώπινος πληθυσμός για την μελέτη τους. Σαν ... παράπλευρη επιτυχία έχει την ανακάλυψη πάρα πολλών Κβάζαρ, που μας είναι εξαιρετικά χρήσιμα σημεία αναφοράς για τις κινήσεις των αστεριών (λόγω της μεγάλης απόστασής τους θεωρούνται <ακίνητα> στον ουρανό).

Η επισκόπηση GLIMPSE με το τηλεσκόπιο υπερύθρων Spitzer ανακάλυψε 120000 νεαρά αστέρια (YSO, young stellar objects, αστέρια προ κυρίας ακολουθίας). Η κατανομή τους είναι αυτή που περίμεναν οι αστρονόμοι. Βρίσκονται στο επίπεδο του γαλαξιακού δίσκου, και τα περισσότερα μέσα ή κοντά σε νεφελώματα αστρογέννησης. Κάποια υπάρχουν στο ευρύτερο πεδίο, ίσως να απομακρύνθηκαν γρήγορα από το νεφέλωμά τους ή το νεφέλωμα να ήταν μικρής μάζας και να διαλύθηκε σύντομα. Τα πεδία με τα νεαρά αστέρια σχετίζονται με τους βραχίονες του Γαλαξία μας, τον τοπικό μας βραχίονα και τους βραχίονες Τοξότη- Καρίνας και Γλύπτη- Κενταύρου (αυτό είναι και το χωρικό εύρος της επισκόπησης).

Πάρα πολύ ωραία παρουσίαση! Οι σύλλογοι ερασιτεχνικής αστρονομίας ανταποκρίνονται πολύ καλά με τόσο ποιοτικές παρουσιάσεις, στις δύσκολες συνθήκες που ζούμε σήμερα.

Το ALMA για άλλη μια φορά μας έδωσε μια εντυπωσιακή ανακάλυψη. Ένας πρωτοπλανητικός δίσκος ενώνεται με το νεφέλωμα από το οποίο προήρθε, μέσω βαρυτικής κατάρρευσης τμήματός του. Ο πρωτοπλανητικός δίσκος έχει ηλικία 1 εκατομμύρια έτη, και ο σχηματισμός πλανητών εξελίσσεται ήδη. Οι αστρονόμοι δεν περίμεναν να συνεχίζεται η σύνδεση ενός δίσκου με το νεφέλωμά του μετά από τόσο χρόνο. Επίσης υπάρχει ένα μεγάλο χάσμα (gap) στον δίσκο, που παραπέμπει σε σώμα με μάζα 4- 17 φορές αυτή του Δία, άρα πιθανόν ένας καφέ νάνος.

Χαίρομαι που άρεσε η παρουσίαση για τους μπλε παράξενους. Με βοήθεια εννοώ πληροφορίες σχετικά με το θέμα, από έγκυρες πήγες. Είναι δύσκολο θέμα αλλά μια ωραία πρόκληση.

Δηλαδή απαγορεύεται να το συζητάμε? Ελπίζω να μην φάω κανένα πρόστιμο!

Γενικά ο πλανήτης μας απολαμβάνει την σταθερότητα του ηλιακού μας συστήματος. Ο ήλιος είναι ένα μακρόβιο σταθερό αστέρι, χωρίς στενό συνοδό, και η γειτονιά του δεν έχει μεγάλη πυκνότητα σε αστέρια. Ως όριο ασφαλείας θεωρούμε τις 1000 αστρονομικές μονάδες. Αν ένα άλλο αστέρι μας πλησιάσει περισσότερο, θα διαταράξει το πλανητικό μας σύστημα. Στην κοιλιά του Γαλαξία μας το 80% των αστεριών βιώνει μια τέτοια προσέγγιση σε διάστημα 1 δις έτη, λόγω μεγαλύτερης πυκνότητας του αστρικού πληθυσμού. Ακόμα και ο GL 710, ένας νάνος φασματικού τύπου K που θα μας πλησιάσει σε 1,3 εκατομμύρια έτη, δεν θα φτάσει πιο κοντά από τις 10.000 AU. Σημαντικό είναι ότι στην γειτονιά μας δεν δημιουργούνται αστέρια μεγάλης μάζας. Παρόλα αυτά υπολογίζουμε ότι έχουν συμβεί 7 μαζικές εξαφανίσεις της ζωής στην Γη, που μάλλον οφείλονται σε εξωγενή παράγοντες. Η μελέτη του στοιχείου Σαμάριο στην Γη μας δείχνει ότι η εξαφάνιση στην Δεβόνια εποχή, πριν από 359 εκατομμύρια έτη, πρέπει να προήλθε από μια κοντινή έκρηξη σουπερνόβα. Εκείνη την εποχή το ηλιακό μας σύστημα πρέπει να βρέθηκε κοντά σε περιοχή αστρογέννησης (στην περιφορά του γύρω από το κέντρο του Γαλαξία), και να δέχτηκε την ισχυρή υπεριώδης ακτινοβολία μίας ή περισσότερων εκρήξεων σουπερνόβα. Να θυμίσουμε ότι τα αστέρια μεγάλης μάζας που δίνουν εκρήξεις σουπερνόβα ζούνε λίγα εκατομμύρια έτη, με αποτέλεσμα να μην φεύγουν μακριά από την περιοχή που δημιουργήθηκαν. Η ισχυρή υπεριώδης ακτινοβολία κατέστρεψε το Όζον στην ατμόσφαιρα της Γης για 100.000 έτη. Αυτό φαίνεται από την αναλογία ισοτόπων του Πλουτωνίου και του Σαμαρίου σε ιζήματα. Άλλες αιτίες όπως η πτώση αστεροειδή ή ακτινοβολία γ από κοσμικό γεγονός δεν θα είχαν συνέπειες με τόση διάρκεια. Στις εκρήξεις σουπερνόβα το νεφέλωμα που δημιουργείται εκπέμπει υπεριώδης ακτινοβολία για πολλές χιλιάδες έτη. Η απόσταση της σουπερνόβα πρέπει να ήταν στα 65 έτη φωτός (το 1/10 της απόστασης του Betelgeuse).

Νομίζαμε ότι τα πιο γρήγορα αστέρια κινούνται γύρω από την κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία μας, σε μικρή απόσταση από αυτή. Όμως βρέθηκε ένα ακόμα πιο γρήγορο αστέρι να κινείται σχεδόν κάθετα στον γαλαξιακό δίσκο και να διαφεύγει από τον Γαλαξία μας. Το αστέρι S5-HVS1 κινείται με 1800 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο (6,5 εκατομμύρια χιλιόμετρα την ώρα!), ενώ το προηγούμενο ρεκόρ ταχύτητας αστεριού στον Γαλαξία μας ήταν λίγο παραπάνω από τη μισή του ταχύτητα. Η ταχύτητα διαφυγής του Γαλαξία μας (στην περιοχή του Ηλίου, μια μέση ταχύτητα διαφυγής) είναι στα 560 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο. Η κίνησή του μας δείχνει ότι προέρχεται από το κέντρο του Γαλαξία. Το πιθανότερο σενάριο είναι ένα διπλό αστέρι να πλησίασε την κεντρική μαύρη τρύπα. Το ένα αστέρι ακολούθησε τροχιά προς την μαύρη τρύπα (ένα από τα αστέρια μεγάλης ταχύτητας που υπάρχουν εκεί) ενώ το άλλο εκσφενδονίστηκε μακριά. Πρόκειται για μια τυπική βαρυτική αλληλεπίδραση 3 σωμάτων. Το αστέρι S5-HVS1 είναι φασματικού τύπου Α, που σημαίνει ότι δεν είναι βραχύβιο αστέρι μεγάλης μάζας. Για να φτάσει στην σημερνή του θέση ταξίδεψε από την κεντρική περιοχή του Γαλαξία για 4,8 εκατομμύρια έτη. Όταν θα εξελιχτεί σε κόκκινο γίγαντα, θα βρίσκεται κάπου στην μεσογαλαξιακή περιοχή της τοπικής γαλαξιακής ομάδας. (Δική μου σημείωση: φτάνει η ταχύτητά του για να ξεφύγει από την σκοτεινή ύλη του Γαλαξία μας?)

Στην τρίτη φωτο φαίνεται καλύτερα η συγκέντρωση του στοιχείου ήλιο στο ηλιακό στέμμα

Μια μελέτη του ηλιακού στέμματος έδειξε ότι το στοιχείο ήλιο (ένα χημικό στοιχείο που πρώτα ανιχνεύτηκε στον ήλιο μας και μετά στην Γη, για αυτό ονομάστηκε έτσι) έχει πολύ μικρή συγκέντρωση στον ισημερινό του στέμματος, μεγαλύτερη στα μεσαία ηλιογραφικά πλάτη και ξανά ελάττωση στους πόλους. Έτσι εξηγείται ότι ο ηλιακός άνεμος, που προέρχεται κυρίως από τον ισημερινό του ηλιακού στέμματος, περιέχει λιγότερο ήλιο από ότι θα έπρεπε, βάση της αναλογίας αυτού του στοιχείου στο αστέρι μας. Η αναλογία του ηλίου σε σχέση με το υδρογόνο κυμαίνεται στο στέμμα με την ένταση του μαγνητικού πεδίου, που διαφέρει στα διάφορα ηλιογραφικά πλάτη.

Θέλω να ... παραγγείλω μια παρουσίαση με θέμα την εκφυλλισμένη ύλη στα αστέρια (από το helium flash ως τους λευκούς νάνους). Μπορών να βοηθήσω όποιον ερασιτέχνη θέλει να ασχοληθεί. -------------------- Διασπάστηκε από το θέμα για τα webinars, παρακαλώ να το κρατήσουμε για την ανακοίνωση των παρουσιάσεων για να τα βρίσκουμε εύκολα

Μία νέα έρευνα έδειξε ότι τα περισσότερα αστέρια που σχηματίζουν την κοιλιά του Γαλαξία (bulk) προέρχονται από ένα (παρατεταμένο) επεισόδιο αστρογέννησης, πριν από 10 δις έτη.Αυτά τα αστέρια είναι τόσο πλούσια σε μέταλλα όσο και ο ήλιος μας, που έχει την μισή περίπου ηλικία τους. Άρα έχουν πολύ μεγάλη μεταλλικότητα για την εποχή που δημιουργήθηκαν. Ένα ή περισσότερα τεράστια μοριακά νέφη ή ένας νάνος γαλαξίας είναι τα υποψήφια σώματα για την παροχή υλικού δημιουργίας των αστεριών της γαλαξιακής κοιλιάς.

Μία μελέτη των αστεριών στην πυκνή από αστέρια κεντρική περιοχή του Γαλαξία μας έδειξε ότι σε 1 δις έτη το 80% των αστεριών θα έχει δεχτεί βαρυτική παρενόχληση από άλλο αστέρι. Αυτό συμβαίνει όταν ένα αστέρι πλησιάζει ένα άλλο σε απόσταση 1000 AU. Για σύγκριση, ο εγγύτερος του Κενταύρου απέχει από εμάς 269.000 AU, ενώ η σημερινή απόσταση του νάνου πλανήτη Sedna από τον ήλιο είναι στις 884 AU. Δεν είναι γνωστό αν μια προσέγγιση άλλου αστεριού στις 1000 AU μπορεί να διαταράξει σημαντικά ένα πλανητικό σύστημα, αλλά αν ένα αστέρι πλησιάσει ένα άλλο στις 100 AU, οι περισσότεροι από τους πλανήτες του θα εγκαταλείψουν το πλανητικό σύστημα. Υπολογίζεται να υπάρχουν δισεκατομμύρια <ορφανοί> πλανήτες στον Γαλαξία μας. Οι κοντινές προσεγγίσεις αστεριών είναι στην καθημερινότητα της κεντρικής περιοχής του Γαλαξία, όπου συνωστίζονται 20 δις αστέρια. Μια περιοχή που δεν προσφέρει τις σταθερές συνθήκες που απολαμβάνει η Γη μας στο ηλιακό μας σύστημα τα τελευταία 4 δις έτη.