ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ

Η διαστημοσυσκευή Gaia μας βοήθησε να ανακαλύψουμε πως γύρω από τα αστρικά σμήνη υπάρχει μια αραιή αλλά μεγάλης μάζας άλως αστεριών. Η μελέτη μόλις 10 σμηνών έδειξε ότι υπάρχουν 10 φορές περισσότερα αστέρια σε μια τέτοια άλω από ότι στο σμήνος της. Τα σμήνη ξεχωρίζουν από το πεδίο επειδή παρουσιάζουν μεγάλη αστρική πυκνότητα. Αντίθετα, η άλως ενός σμήνους δεν ξεχωρίζει από το υπόλοιπο αστρικό πεδίο, αλλά τα αστέρια της έχουν παρόμοια κίνηση με τα αστέρια του σμήνους. Όμως δημιουργούνται πολλές απορίες. Τα περισσότερα σμήνη δεν έχουν επαρκή βαρυτική συνοχή ώστε να διατηρηθούν μακροχρόνια, με αποτέλεσμα να διαλύονται μετά από μερικές εκατοντάδες εκατομμύρια έτη. Αλλιώς ο ουρανός θα ήταν γεμάτος σμήνη! Αυτές οι άλως αστεριών έχουν μεγάλη μάζα. Δεν επηρεάζουν βαρυτικά την εξέλιξη των σμηνών? Είναι αντιπροσωπευτικό το δείγμα των 10 σμηνών? Αναμένουμε την συνέχεια της έρευνας. University of Vienna

Πριν μερικά χρόνια έκανε εντύπωση ότι στην κόμη της Βερενίκης οι αστρονόμοι ανακάλυψαν έναν γαλαξία που αποτελείται σχεδόν αποκλειστικά από σκοτεινή ύλη. Η εκτίμηση της σκοτεινής ύλης βασίστηκε στον αριθμό των σφαιρωτών σμηνών (80), που βρίσκεται σε αναλογία με την συνολική μάζα ενός γαλαξία. Δεν γνωρίζουμε γιατί ακριβώς υπάρχει αυτή η αναλογία, αλλά μάλλον έχει να κάνει με την διαθέσιμη ποσότητα αερίου που έχει ένας γαλαξίας για να σχηματίσει αστρικά σμήνη μεγάλης μάζας που θα εξελιχτούν σε σφαιρωτά. Ακόμα, ένας γαλαξίας με μεγάλη μάζα συσσωρεύει πιο εύκολα νάνους- δορυφόρους γαλαξίες, οι πυρήνες των οποίων θα αποτελέσουν μια εναλλακτική πηγή σφαιρωτών σμηνών. Η ορατή (αστρική και αέριο) μάζα του γαλαξία Dragonfly 44 αντιστοιχεί μόλις στο 0,1% της συνολικής (βάση του πλήθος των σφαιρωτών σμηνών του στην αρχική παρατήρηση) αντί το σύνηθες 10%. Έτσι ο Dragonfly 44 χαρακτηρίστηκε σκοτεινός γαλαξίας. Όμως μια πρόσφατη έρευνα έδειξε ότι περιέχει μόλις 20 σφαιρωτά σμήνη, με αποτέλεσμα ο διάχυτος αυτός γαλαξίας να έχει φυσιολογική αναλογία σκοτεινής- βαρυονικής μάζας. Βέβαια η απόκλιση στο πλήθος των σφαιρωτών σμηνών των 2 ερευνών δεν μπορεί να δικαιολογηθεί εύκολα. Μια πολύ ασφαλή μέθοδο μέτρηση της συνολικής ύλης ενός γαλαξία είναι η βαρυτική επίδραση που ασκεί σε άλλους γαλαξίες, όπως σε δορυφόρους του. Επίσης, αν τον παρατηρούμε μέσω βαρυτικού φακού μπορούμε να εκτιμήσουμε την συνολική μάζα του, αλλά αυτό είναι θέμα ευθυγράμμισης με τον βαρυτικό φακό και εμάς τους παρατηρητές, κάτι που δεν συμβαίνει σε αυτόν τον γαλαξία. Instituto de Astrofísica de Canarias

Υπάρχουν 2 σενάρια για τις εκρήξεις σουπερνόβα Ia. Το ένα προβλέπει έναν λευκό νάνο να συσσωρεύει ύλη από τον συνοδό του αστέρα, συνήθως έναν ερυθρό γίγαντα, μέχρι να ξεπεράσει το όριο Chandrasekhar στις 1,4 ηλιακές μάζες. Αυτή η SN Ia ονομάζεται μονού εκφυλισμού (single degeneration, με 1 εκφυλλισμένο αντικείμενο). Το δεύτερο σενάριο SN Ia προβλέπει την σύγκρουση 2 λευκών νάνων και ονομάζεται έκρηξη υπό- Chandrasekhar μάζας (sub- Chandrasekhar mass explosion). Δηλαδή σημειώνεται έκρηξη χωρία να ξεπεραστεί το παραπάνω όριο μάζας. Σε μια πρόσφατη προσομοίωση οι ερευνητές ανακάλυψαν πως η δημιουργία της ποσότητας Μαγγανίου, που παρατηρούμε στις περισσότερες SN Ia, μπορεί να δικαιολογηθεί μόνο με το πρώτο σενάριο. Σε αυτό το σενάριο αναπτύσσονται κατά την έκρηξη η θερμοκρασία και πίεση που οδηγεί στην δημιουργία, μέσω σύντηξης, του Μαγγανίου. Υπολογίζουν ότι το 75% των SN Ia έχουν ως μηχανισμό το πρώτο σενάριο. Η αναλογία Σιδήρου που δημιουργείται στις SN Ia είναι παρόμοια και στα 2 σενάρια. Αυτή η αναλογία για τα 2 σενάρια κυμαίνεται ανάλογα το περιβάλλον. Για παράδειγμα, σε νάνους γαλαξίες δορυφόρους του Γαλαξία μας οι sub- Chandrasekhar mass σουπερνόβα είναι πιο συχνές.

Μέχρι τώρα δεν ήταν γνωστό στους αστρονόμους κατά πόσο ο πάγος στην μεσοαστρική ύλη ήταν δεσμευμένος στην σκόνη. Μία ομάδα ερευνητών ανακάλυψε, μέσω πειραμάτων, τον ισχυρό δεσμό του πάγου νερού στους κόκκους της σκόνης, ακόμα και σε θερμοκρασίες πέρα από το σημείο τήξης του νερού (στις συνθήκες της μεσοαστρικής ύλης το νερό περνάει από την στερεή φάση στην αέρια φάση στους -93 βαθμούς Κελσίου). Ένα μέρος από το νερό παρέμενε δεσμευμένο μέσα αλλά και στην επιφάνεια των κόκκων πυριτίου. Επίσης υπήρχε φασματοσκοπική ταύτιση των αποτελεσμάτων των πειραμάτων με την μεσοαστρική ύλη. Αυτή η ιδιότητα του πάγου είναι ιδιαίτερα σημαντική για τον εμπλουτισμό των πλανητών με νερό μέσω κομητών ή αστεροειδών. Δηλαδή το νερό διατηρείται σε ένα πρωτοπλανητικό δίσκο ακόμα κι σε θερμοκρασίες μεγαλύτερες από το σημείο τήξης. Ακόμα, αν συμβαίνει το ίδιο και σε κόκκους πλούσιους σε άνθρακα (πολύ συνηθισμένη μορφή σκόνης), η δημιουργία πολύπλοκων οργανικών μορίων γίνεται πολύ πιο πιθανή. Επίσης, η αποθήκευση πάγου νερού στην σκόνη αποτελεί δεξαμενή οξυγόνου για τα μεσοαστρικά νεφελώματα. Τέλος, ο πάγος νερού στην σκόνη μπορεί να έχει σημαντικό ρόλο στην συγκόλληση κόκκων- δηλαδή την δημιουργία μεγαλύτερων σωμάτων που θα ενωθούν σε πλανήτες. Friedrich Schiller University Jena and the Max Planck Institute for Astronomy

Η διατύπωση του Τόλη είναι πιο σωστή. <Χωρίς να είμαι ειδικός στις ατμόσφαιρες των πλανητών, νομίζω το κείμενο της ανακοίνωσης αναφέρεται συγκεκριμένα στα σύννεφα της Αφροδίτης, τα οποία αποτελούνται κατά 90% απο θειικό οξύ (Η2SO4). Η ατμόσφαιρα αυτή καθεαυτή είναι ~96% διοξείδιο του άνθρακα (CO2).> Ήθελα να αναφερθώ στα σύννεφα της Αφροδίτης και στις εκεί συνθήκες.

Εδώ και πολλά χρόνια είναι γνωστό ότι ο δίσκος του Γαλαξία μας παρουσιάζει μια κυματοειδή παραμόρφωση (warp), από την μελέτη του μεσοαστρικού αερίου στα ραδιοκύματα και την διασπορά των αστεριών τύπου O και των Κηφείδων (Λαμπρά αστέρια που εντοπίζονται σε μεγάλη απόσταση). Η αιτία της παραμόρφωσης του δίσκου, δηλαδή της απόκλισης από το επίπεδο, είναι οι βαρυτικές δυνάμεις από έναν νάνο γαλαξία, τον νάνο γαλαξία του Τοξότη, που σχεδόν ενσωματώθηκε στον Γαλαξία μας. Οι τελευταίες μελέτες του θέματος έδειξαν ότι η παραμόρφωση μετακινείται στον δίσκο με περίοδο 600 εκατομμύρια έτη, στην κατεύθυνση της περιστροφής του δίσκου. Οι βαρυτικές παραμορφώσεις σε γαλαξιακούς δίσκους χωρίζονται σε 2 κατηγορίες. Η πρώτη αφορά βραχυχρόνιες παραμορφώσεις, από γεγονότα συγχώνευσης διάρκειας μερικών εκατοντάδες εκατομμυρίων ετών. Αυτές οι παραμορφώσεις θα εξαλειφτούν μετά από μερικά δις έτη και δεν θα αφήσουν μόνιμα σημάδια στον δίσκο. Η δεύτερη κατηγορία περιλαμβάνει τις μεγαλύτερης διάρκειας και δυναμικής συγχωνεύσεις, που δημιουργούν παραμορφώσεις για πολλά δις έτη στον δίσκο. Οι πρώτες περιφέρονται του δίσκου με την φορά της περιστροφής του ενώ οι δεύτερες με αντίστροφη φορά. Οι τελευταίες μελέτες έδειξαν ότι η σημερινή παραμόρφωση του δίσκου ταιριάζει στην πρώτη περίπτωση, αντίθετα με ότι πιστεύαμε παλαιότερα. οι ερευνητές χρησιμοποίησαν τα δεδομένα από το GAIA και βασίστηκαν στην διασπορά και την κινηματική 12 εκατομμυρίων ερυθρών γιγάντων (άλλη μια κατηγορία πολύ λαμπρών αστεριών).

Το παραπάνω μόριο ανιχνεύτηκε ψηλά στην ατμόσφαιρα της Αφροδίτης, όπου μεν η θερμοκρασία φτάνει τους 30 βαθμούς Κελσίου, αλλά η ατμόσφαιρα αποτελείται κατά 90% από οξείδιο του Θείου! https://phys.org/news/2020-09-hints-life-venus-scientists-phosphine.html

Τα τελευταία χρόνια οι αστρονόμοι ανακάλυψαν τον σχηματισμό νημάτων στα μοριακά νεφελώματα (υλικό δημιουργίας αστεριών). Χαρακτηριστικό παράδειγμα αποτελεί το νέφος στο Serpens South cluster. Αυτά τα νήματα δημιουργούν τις συνθήκες αστρογέννησης. Σε αυτά τα νήματα δημιουργούνται συμπυκνώματα που τελικά θα εξελιχτούν σε αστέρια. Τα νήματα αερίου και σκόνης φαίνεται να ευθυγραμμίζονται με το μαγνητικό πεδίο του νεφελώματος. Μεταφέρουν υλικό προς την περιοχή όπου θα δημιουργηθεί ένα νέο αστρικό σμήνος. Στην διαδικασία κατάρρευσης ενός συμπυκνώματος αερίου και σκόνης (τυπική αναλογία 100 μέρη αέριο για ένα μέρος σκόνης) σε αστέρια επικρατούν 3 δυνάμεις, η βαρύτητα, που τελικά θα επικρατήσει ώστε να δημιουργηθούν τα αστέρια, ο στροβιλισμός και οι μαγνητικές δυνάμεις. Αυτό που θέλουν να δουν οι αστρονόμοι είναι πως (σε ποια φάση της κατάρρευσης) επικρατεί η βαρύτητα, με αποτέλεσμα να αποδεσμεύεται η ύλη από τα μαγνητικά πεδία (νήματα)και να καταρρέει σε αστέρια. Τα μαγνητικά πεδία που αναζητάμε στα νήματα είναι πολύ μικρής ισχύος. Όμως εντοπίζονται χάρη στο πολωμένο φως. Οι κόκκοι σκόνης στο αέριο των νημάτων ευθυγραμμίζονται με τα μαγνητικά πεδία και εκπέμπουν πολωμένο φως.

Πολύ ωραία. Στην πράξη, τι μπορούμε να κάνουμε οι ερασιτέχνες αστρονόμοι που συμβάλλουμε στην εκλαΐκευση της αστρονομίας? Πως μπορούν να γίνουν δραστηριότητες με τους περιορισμούς λόγω κορονοιού? Με ενδιαφέρει πολύ να συνεργαστώ με την ομάδα. Μπορώ να αναλάβω δραστηριότητες στην Λέσβο και σε κοντινά νησιά.

Το πιο γρήγορο αστέρι στον Γαλαξία μας κινείται με ως και το 8% της ταχύτητας του φωτός! Βρίσκεται πολύ κοντά στην κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία μας. Το S62 είναι ένα μπλε αστέρι μεγάλης μάζας. Το έντονο βαρυτικό πεδίο της αναγκάζει το αστέρι να περιφέρεται γύρω από αυτήν σε έκκεντρη τροχιά, σε 16 χρόνια περίπου. Επειδή αναπτύσσει τόση μεγάλη ταχύτητα συμβαίνουν σε αυτό διάφορα σχετικιστικά φαινόμενα. Για παράδειγμα, μια ώρα εκεί θα διαρκούσε... 100 λεπτά, λόγω επιβράδυνσης του χρόνου από την μεγάλη ταχύτητα του αστεριού. Επίσης παρουσιάζει ερυθρολίσθηση όταν πλησιάζει την μαύρη τρύπα.

Υπάρχουν ενδείξεις για την ανακάλυψη του αστέρα νετρονίων της σουπερνόβα του 1987 (κατάρρευσης αστρικού πυρήνα), στο μεγάλο Μαγγελανικό νέφος. Αν επαληθευτούν, θα είναι ο νεαρότερος αστέρας νετρονίων, μόλις 33 ετών, που ανακάλυψε ποτέ ο άνθρωπος (για την ακρίβεια,θα βλέπουμε την εικόνα του όταν είχε αυτή την ηλικία, μιας και απέχει 165.000 έτη φωτός!). Ο μικρότερης ηλικίας αστέρας νετρονίων που γνωρίζουμε, 330 ετών, είναι αυτός του νεφελώματος σουπερνόβα Cas A. Η SN 1987A συνοδεύτηκε από μια βροχή νετρίνων. Η θεωρία προβλέπει ότι στην περίπτωση δημιουργίας μαύρης τρύπας δεν θα είχαμε ανιχνεύσει νετρίνα από την αστρική κατάρρευση. Σχεδόν στο κέντρο του νεφελώματος παρατηρούμε μια λαμπρή περιοχή. Ενώ γενικά η σκόνη στο νεφέλωμα δεν μας επιτρέπει να δούμε άμεσα τον αστέρα νετρονίων, πιστεύουμε ότι αυτή η λαμπρή περιοχή είναι σκόνη που θερμαίνεται από τον αστέρα νετρονίων. Η μεγάλη (5 εκατομμύρια βαθμούς) θερμοκρασία του νεαρού αστέρα νετρονίων επιτρέπει στο ALMA να δει στα μικροκύματα αυτή την λαμπρή περιοχή. Ακόμα και η θέση της, που δεν συμπίπτει με το κέντρο του νεφελώματος, ενισχύει αυτό το σενάριο. Ο αστέρας νετρονίων δέχτηκε μια ώθηση κατά την ασύμμετρη αστρική κατάρρευση, με αποτέλεσμα να απομακρύνεται από το κέντρο του νεφελώματος με εκατοντάδες χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο.

Για πρώτη φορά οι αστρονόμοι παρατήρησαν άμεσα την σύνδεση- μεταφορά μάζας από ένα μοριακό νεφέλωμα στον πρωτοπλανητικό δίσκο γύρω από ένα πρωτοαστέρι(IRAS 03292+3039). Η πυκνή περιοχή του νεφελώματος, όπου γεννήθηκε το αστέρι, το τροφοδοτεί με ύλη πλούσια σε μόρια. Έτσι επιβεβαιώνεται η θεωρία που υποστηρίζει ότι η χημική σύνθεση του νεφελώματος καθορίζει τον πλούτο σε χημικές ενώσεις του πρωτοπλανητικού δίσκου, και των πλανητών που θα δημιουργηθούν. Πρόκειται για μια ακόμη επιβεβαίωση προσομοιώσεων και θεωρίας μέσω της παρατήρησης. Το μόριο- ανιχνευτής της ύλης που εμπλουτίζει τον πρωτοπλανητικό δίσκο είναι το HCCCN.

Στην σουπερνόβα από έκρηξη λευκού νάνου SN2019yvq παρατηρήθηκε μια έκλαμψη (φλας) στις υπεριώδεις ακτίνες. Είναι μόλις η δεύτερη φορά που παρατηρούμε κάτι τέτοιο σε SN Ia. Για να προκληθεί μια τέτοια έκλαμψη, πρέπει να επικρατήσουν πολύ υψηλές θερμοκρασίες, κάτι που προβληματίζει τους αστρονόμους. Κατέληξαν ότι πρέπει να συμβαίνει ένα από τα παρακάτω σενάρια 1) Ο λευκός νάνος βιώνει έκρηξη σουπερνόβα λόγω συσσώρευσης ύλης από συνοδό αστέρι. Η ύλη της έκρηξης συγκρούεται με την ύλη που απέμεινε στον συνοδό, με αποτέλεσμα να θερμανθεί αρκετά ώστε να σημειωθεί έκλαμψη στις υπεριώδεις. 2)Στον πυρήνα του λευκού νάνου υπάρχει αρκετό ραδιενεργό υλικό (όπως το 56Ni), και η διάσπασή του θερμαίνει την γύρω ύλη, με αποτέλεσμα το φλας στις υπεριώδεις. 3) Ένα εξωτερικό στρώμα του λευκού νάνου, πλούσιο σε Ήλιον, προκαλεί ανάφλεξη του Άνθρακα στο εσωτερικό του λευκού νάνου. Προκαλείται μια διπλή ισχυρή έκρηξη και μια αναλαμπή στις υπεριώδεις. 4) Συγχωνεύονται 2 λευκοί νάνοι. Προκαλείται έκρηξη που συνοδεύεται από μια έκλαμψη στις υπεριώδεις ακτίνες. Ακόμα δεν γνωρίζουμε ποιος από τους παραπάνω μηχανισμούς είναι ο επικρατέστερος.

Για την μέτρηση της συμπαντικής διαστολής (σταθερά Hubble) χρησιμοποιούμε 2 μεθόδους. Η μία βασίζεται στην μέτρηση της ακτινοβολίας μικροκυμάτων υποβάθρου (δορυφόρος Planck) και η άλλη στην μέτρηση των μακρινών σουπερνόβα τύπου Ia. Η πρώτη μέτρηση υπολογίζει την επιταχυνόμενη συμπαντική διαστολή από τις διακυμάνσεις της ακτινοβολίας μικροκυμάτων, αλλά στηρίζεται στο κοσμολογικό μοντέλο ΛCDM. Αυτό το μοντέλο ψυχρής σκοτεινής ύλης είναι το επικρατέστερο σήμερα, και συμφωνεί αρκετά με τα παρατηρησιακά αποτελέσματα. Η δεύτερη μέτρηση βασίζεται στην σχετικά σταθερή λαμπρότητα των σουπερνόβα Ia και τις συγκρίνει με την ερυθρολίσθηση. Όμως περιορίζεται χωρικά, αφού η λαμπρότητα αυτών των σουπερνόβα δεν επαρκεί ώστε να έχουμε μετρήσεις από πολύ μακρινούς γαλαξίες. Οι 2 μετρήσεις διαφέρουν (68 km/s ανά Mpc απόστασης η πρώτη και 74 km/s ανά Mpc η δεύτερη, με μικρό εύρος σφάλματος και για τις 2 μεθόδους). Μια ανεξάρτητη μέθοδος είναι η χρήση βαρυτικών φακών. Μια διεθνής ομάδα από το πανεπιστήμιο του Τόκιο χρησιμοποιεί την παραμόρφωση της εικόνας μακρινών Κβάζαρ μέσω βαρυτικών φακών. Τα Κβάζαρ είναι πολύ λαμπρά, άρα μπορούν να χρησιμοποιηθούν σε μεγαλύτερες αποστάσεις από τις SNIa, και πάλλονται. Η χρονική διαφορά στην εμφάνιση των παλμών ενός Κβάζαρ στα πολλαπλά είδωλα που λαμβάνουμε από τον βαρυτικό φακό (γαλαξίας ή σμήνος γαλαξιών) οφείλεται στο γεγονός ότι το φως από κάθε είδωλο έχει διανύσει διαφορετική πορεία γύρω από τον βαρυτικό φακό. Γνωρίζοντας την μάζα του φακού μπορούμε να συμπεράνουμε την σταθερά Hubble. Τα μέχρι τώρα αποτελέσματα από 6 βαρυτικούς φακούς δείχνουν 73,4 km/s ανά Mpc, στο όριο σφάλματος της μεθόδου των SNIa. Οι αστρονόμοι χρειάζονται περισσότερα δείγματα από βαρυτικούς φακούς για να επιβεβαιώσουν αυτό το αποτέλεσμα. Ίσως το αγαπημένο μας κοσμολογικό μοντέλο ψυχρής σκοτεινής ύλης να κλονιστεί τα επόμενα χρόνια.

Στον νότιο ουρανό μπορεί να παρατηρήσει κανείς την περιοχή της πιο κοντινής μαύρης τρύπας (αστρικού τύπου). Το HR 6819 στον αστερισμό τηλεσκόπιο βρίσκεται σε απόσταση 1000 ετών φωτός. Περιέχει ένα διπλό αστέρι και φαίνεται με το μάτι ως μια αμυδρή κουκκίδα. Τώρα επιβεβαιώθηκε ότι τα 2 αστέρια κινούνται γύρω από μια μαύρη τρύπα με 5 ηλιακές μάζες. Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι υπάρχουν εκατομμύρια αστρικές μαύρες τρύπες στον μεσοαστρικό χώρο του Γαλαξία μας.

Η μαύρη τρύπα PKS1830-211 βρίσκεται σε έναν γαλαξία που το φως του χρειάστηκε 10 δις έτη να φτάσει σε εμάς. Οι παρατηρήσεις του μαγνητικού πεδίου της περιοχής όπου ανιχνεύουμε ισχυρές εκρήξεις ακτίνων γ δείχνουν ότι αυτό μεταβάλλεται κάθε λίγα λεπτά. Αυτό σημαίνει ότι αυτές οι μεταβολές συμβαίνουν σε μικρή χωρική έκταση με έντονο στροβιλισμό, όπως προβλέπουν τα μοντέλα των εκρήξεων ακτίνων γ. Παρατηρήσαμε τις μεταβολές στο μαγνητικό πεδίο να συμβαίνουν ταυτόχρονα με μία έκρηξη ακτίνων γ, συνδέοντας τις τελευταίες άμεσα με τα μαγνητικά πεδία. Τα μαγνητικά πεδία επιταχύνουν τα σωματίδια με αποτέλεσμα αυτά να δημιουργήσουν τις συνθήκες εκπομπής ακτίνων γ.

Μην ξεχνάμε ότι υπάρχει και ο δακτύλιος αστρογέννησης στα 10 kpc (χονδρικά 30.000 έτη φωτός) γύρω από το κέντρο του γαλαξία της Ανδρομέδας. Δεν έχω βρει καμία αναφορά που να τον συσχετίζει με τον δακτύλιο του μαγνητικού πεδίου στο θέμα μας. Ο δακτύλιος αστρογέννησης (αέριο και σκόνη σε μεγαλύτερη πυκνότητα από την μέση του γαλαξία) μπορεί να σταθεροποιεί την περιοχή ώστε να μην εμφανίζονται στροβιλισμοί που να αλλοιώνουν τις μαγνητικές γραμμές.

Μέσω της ηλιοσεισμολογίας (η μελέτη των παλμών των ηχητικών κυμάτων στο εσωτερικό του ηλίου) οι αστρονόμοι εξέλιξαν ένα νέο μοντέλο για την ηλιακή δραστηριότητα. Όταν η ηλιακή δραστηριότητα είναι στο μέγιστο, κηλίδες εμφανίζονται σε όλη την επιφάνεια του ηλίου. Όσο πλησιάζουμε το ελάχιστο δραστηριότητας, οι κηλίδες περιορίζονται προς τον ηλιακό ισημερινό. Οι αστρονόμοι ανακάλυψαν μια πολύ αργή κυκλική ροή πλάσματος (με μόλις 50 χιλιόμετρα την ώρα) στα 2 ηλιακά ημισφαίρια, βαθιά στο εσωτερικό του ηλίου. Αυτή η αργή ροή παρασέρνει το μαγνητικό πεδίο προς τον ηλιακό ισημερινό. Μάλιστα το πλάσμα ολοκληρώνει σε 22 έτη μια περιφορά στην κυκλική ροή, κάτι που αντιστοιχεί σε 1 ολοκληρωμένο κύκλο ηλιακής δραστηριότητας. Ίσως το παρατεταμένο ελάχιστο δραστηριότητας που παρατηρούμε τα τελευταία χρόνια να οφείλεται σε μια επιβράδυνση της παραπάνω ροής. Η φύση αυτών των ροών πλάσματος (solar meridional flows) είναι ακόμα άγνωστη.

Στον γαλαξία της Ανδρομέδας υπάρχει ένα μαγνητικό πεδίο σε σχήμα δακτυλίου. Έχει απόσταση 20000 με 50000 έτη φωτός από το κέντρο του γαλαξία και πάχος 1500 έτη φωτός. Μοιάζει οπτικά με κλειστή σπείρα. Αυτό το μαγνητικό πεδίο δημιουργήθηκε με τον μηχανισμό του δυναμό, λόγω διαφορικής περιστροφής των σπειρών στον γαλαξιακό δίσκο. Αυτός ο μηχανισμός γαλαξιακών μαγνητικών πεδίων υπάρχει ως θεωρία από την δεκαετία του 1960. Έχουμε ανακαλύψει και σε άλλους γαλαξίες τέτοια μαγνητικά πεδία, αλλά με πιο πολύπλοκη δομή. Στον γαλαξία της Ανδρομέδας οι στροβιλισμοί (κινήσεις θερμού ιονισμένου αερίου που παραμορφώνουν τις μαγνητικές γραμμές) δεν είναι τόσο ισχυροί ώστε να αλλοιώσουν το σχήμα του μαγνητικού πεδίου. Η ανακάλυψη του μαγνητικού πεδίου έγινε στα ραδιοκύματα. Τα σχετικιστικά ηλεκτρόνια (δηλαδή πολύ μεγάλης ταχύτητας) από τις εκρήξεις σουπερνόβα εγκλωβίζονται στις μαγνητικές γραμμές και εκπέμπουν σχετικιστική ακτινοβολία σύγχροτρον στα ραδιοκύματα.

Οι αστρονόμοι ανακάλυψαν, μέσω βαρυτικών κυμάτων, την συγχώνευση μιας μαύρης τρύπας 23 ηλιακών μαζών με ένα υπέρ-πυκνό αντικείμενο 2,6 ηλιακών μαζών. Η συγχώνευση σημειώθηκε σε απόσταση 800 εκατομμυρίων ετών φωτός και είχε ως αποτέλεσμα μια μαύρη τρύπα 25 ηλιακών μαζών (η υπόλοιπη μάζα μετατράπηκε σε βαρυτικά κύματα). Μάλλον η αρχική μαύρη τρύπα <κατάπιε> με την μία το μικρότερο αντικείμενο. Είναι η πιο ακραία περίπτωση ανίχνευσης βαρυτικών κυμάτων, αφού η αναλογία μάζας των 2 αντικειμένων είναι 9 προς 1. Μέχρι τώρα είχαμε ανακαλύψει αστέρες νετρονίων ως και 2,5 ηλιακές μάζες και μαύρες τρύπες από 5 ηλιακές μάζες και πάνω. Έτσι υπήρχε ένα κενό ανάμεσα στις μάζες των 2 υπέρ-πυκνών αντικειμένων. Επίσης η θεωρία προβλέπει ότι η ανώτερη μάζα ενός αστέρα νετρονίων, χωρίς να καταρρεύσει σε μαύρη τρύπα, είναι μικρότερη από την μάζα του παραπάνω αντικειμένου. Έτσι ίσως να πρόκειται για την μικρότερη μαύρη τρύπα που έχουμε ανακαλύψει (μπορεί να δημιουργήθηκε από την συγχώνευση 2 αστέρων νετρονίων μεγάλης μάζας). Το παραπάνω γεγονός δεν ανιχνεύτηκε στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα λόγω μεγάλης απόστασης. Αλλά από την φύση του δεν συνοδεύτηκε με σημαντική εκπομπή ακτινοβολίας. Αν πρόκειται για συνένωση 2 μαύρων τρυπών, δεν αναμένεται εκπομπή φωτός, όπως και αν η μαύρη τρύπα 23 ηλιακών μαζών <κατάπιε> έναν αστέρα νετρονίων με την μία. Οι μαύρες τρύπες κρατάνε καλά τα μυστικά τους!

Μαγνητικοί αστέρες, εννοεί τα magnetar, αστέρες νετρονίων με ταχύτατη περιστροφή και το ισχυρότερο μαγνητικό πεδίο του σύμπαντος! Πιθανώς προέρχονται από την κατάρρευση αστέρα μεγάλης μάζας που είχε ταχεία περιστροφή, επειδή κέρδισε στροφορμή από συνοδό αστέρα. Ένα πολύ νεαρό αστέρι νετρονίων (χίλια ή λιγότερα έτη από την έκρηξη σουπερνόβα που το δημιούργησε) έχει ακόμα πολύ μεγάλη ταχύτητα περιστροφής, ιδίως αν είναι magnetar. Απλά να σημειώσουμε ότι το φως του ήρθε σε εμάς μόλις πριν από 240 έτη, αλλά η ηλικία του είναι στα 16.000 έτη, όση και η απόσταση σε έτη φωτός.

Μια πρόσφατη έρευνα έδειξε ότι υπάρχει διαφορά στην κίνηση του αερίου σε έναν γαλαξία με ράβδο από αυτή σε έναν γαλαξία χωρίς ράβδο. Οι γαλαξίες με ανεπτυγμένη ράβδο παρουσιάζουν κίνηση του αερίου στην κατεύθυνση της ράβδου, δηλαδή κάθετα στον γαλαξιακό δίσκο. Και οι γαλαξίες με ράβδο δείχνουν να εξομαλύνεται η κυκλική (στην δομή του δίσκου) κίνηση του αερίου έξω από τα όρια της ράβδου, δηλαδή να μην εμφανίζεται κάθετη κίνηση του αερίου εξωτερικά της ράβδου. Αυτό μας δείχνει ότι μέσω της ράβδου μεταφέρεται αέριο από τον δίσκο στον γαλαξιακό πυρήνα. Έτσι επιβεβαιώνεται η θεωρία που θέλει τους γαλαξίες με ράβδο (barred galaxies) να αποτελούν ενδιάμεσο στάδιο της εξέλιξης από σπειροειδή σε ελλειπτικό γαλαξία. Αυτό συμβαίνει όταν ο γαλαξιακός δίσκος δεν μπορεί να συγκρατήσει (με την στροφορμή του) όλο το αέριο, με αποτέλεσμα ένα μέρος του να καταρρέει στον πυρήνα. Σε περίπτωση γαλαξιακής συγχώνευσης αυτή η διαδικασία επιταχύνεται δραματικά.

Το New Horizon έχει φτάσει τόσο μακριά, ώστε οι εικόνες των κοντινότερων αστεριών, όπως το Α Κενταύρου και το Wolf 359, παρουσιάζουν σημαντική παράλλαξη σε σχέση με την εικόνα τους από τη Γη! Η παράλλαξη δημιουργείται όταν βλέπουμε ένα κοντινό αντικείμενο μετατοπισμένο σε σχέση με ένα μακρινό αντικείμενο, αλλάζοντας θέση παρατήρησης. Αυτό το εφαρμόζουμε στην αστρονομία μέσω της περιφοράς της Γης γύρω από τον ήλιο.

Πρόσφατα οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ένα <τόξο> εκπομπής στο υπεριώδες, στην περιοχή της μεγάλης Άρκτου. Αυτό προέρχεται πιθανότατα από μια παλαιά, πριν 100.000 έτη έκρηξη σουπερνόβα σε απόσταση 600 ετών φωτός (κάτι σαν ένα λεπτό μεγάλο veil του Κύκνου). Εκτείνεται σε 30 μοίρες και έχει πάχος μία μοίρα. Αυτή η περιοχή του ουρανού χρησιμοποιείται για την μελέτη (από επίγεια τηλεσκόπια) μακρινών γαλαξιών, καθώς έχει πιο λίγη σκόνη από την συνήθη μεσοαστρική ύλη, στην γραμμή θέασης από την Γη. Μάλλον αυτή η σουπερνόβα συνέβαλλε στον καθαρισμό της περιοχής, μέσω του κρουστικού κύματος που ανέπτυξε και ακόμα σαρώνει την μεσοαστρική ύλη.

Τα αστέρια EHB (extreme horizontal branch stars) διαφέρουν από τα υπόλοιπα αστέρια του οριζόντιου κλάδου του διαγράμματος H/R (κλάδος όπου τα αστέρια συντήκουν ήλιο σε άνθρακα στους πυρήνες τους). Έχουν μια πολύ λεπτή ατμόσφαιρα υδρογόνου (<0.02 M⊙) γύρω από τον πυρήνα ηλίου, όλο το υπόλοιπο εξωτερικό υδρογόνο έχει απομακρυνθεί μέσω αλληλεπίδρασης με συνοδό αστέρα. Είναι πολύ καυτά και πυκνά (20 000 K < Teff < 40 000 K) με τυπική μάζα 0.5 M⊙. Κυριαρχούν στους αμυδρούς μπλε αστέρες ενός (συνήθως σφαιρωτού μεγάλης ηλικίας) σμήνους και αποτελούν τις βασικές πηγές υπεριώδης ακτινοβολίας των γηραιών αστρικών πληθυσμών. Επίσης τους παρατηρούμε στους μεγάλης ηλικίας αστρικούς πληθυσμούς των ελλειπτικών γαλαξιών. Τα αστέρια EHB ανήκουν στους υπό- νάνους B (sdB). Οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ότι αυτά τα αστέρια παρουσιάζουν τεράστιες κηλίδες που τα κάνουν να μεταβάλλουν την λαμπρότητά τους με την περιστροφή τους. Δηλαδή να είναι πιο λαμπρά όταν βλέπουμε την πλευρά του αστεριού όπου έχει εκδηλωθεί η υπέρ- κηλίδα. Στα αστέρια του οριζόντιου κλάδου οι κηλίδες δημιουργούνται από μαγνητικά φαινόμενα, όπως στα αστέρια της κυρίας ακολουθίας (ήλιος), αλλά αντίθετα, είναι πιο λαμπρές και θερμές από την αστρική επιφάνεια! Έτσι μπορούν να αυξήσουν την αστρική λαμπρότητα. Επίσης έχουν παρατηρηθεί υπέρ- εκλάμψεις σε αυτά τα αστέρια, εκατομμύρια φορές μεγαλύτερης ενέργειας από τις εκλάμψεις του ηλίου μας. Τελικά τα αστέρια παρουσιάζουν πολύ μεγάλη ποικιλία εξέλιξης, ιδίως όταν δέχονται επίδραση από συνοδό αστέρα.