ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

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!

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.