Αστρονομικά νέα 2020
ΤΑ ΤΕΛΕΥΤΑΙΑ ΝΕΑ ΚΑΘΕ ΜΗΝΑ

ΤΑ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΚΑ ΝΕΑ ΤΩΝ ΠΡΟΗΓΟΥΜΕΝΩΝ ΕΤΩΝ ΥΠΑΡΧΟΥΝ ΣΤΗΝ ΕΝΟΤΗΤΑ <ΠΕΡΙΣΣΟΤΕΡΑ>

ΙΑΝΟΥΑΡΙΟΣ 2020

Παραγωγή μαύρων τρυπών

Ένα σύγχρονο πρόβλημα της αστρονομίας είναι οι μαύρες τρύπες μεσαίου μεγέθους. Τις γνωρίζουμε από τις συγχωνεύσεις τους, που ανιχνεύουμε μέσω βαρυτικών κυμάτων. Έχουν γύρω στις 50 ηλιακές μάζες, περισσότερο από ότι θα μπορούσε να έχει μια μαύρη τρύπα που δημιουργήθηκε από κατάρρευση αστρικού πυρήνα, και πολύ λιγότερη μάζα από τις κεντρικές μαύρες τρύπες των γαλαξιών.

Μια νέα θεωρία υποστηρίζει ότι προέρχονται από συγχωνεύσεις αστρικών μαύρων τρυπών, που συμβαίνουν στους δίσκους συσσώρευσης των μεγάλων κεντρικών μαύρων τρυπών των γαλαξιών. Το πυκνό αστρικό περιβάλλον και οι παλιρροϊκές δυνάμεις ενός τέτοιου δίσκου δικαιολογούν την συγχώνευση μαύρων τρυπών.

Πράγματι, στην κεντρική περιοχή του Γαλαξία μας παρατηρούμε νεαρά αστρικά σμήνη μεγάλης μάζας, που είναι απαραίτητα για τον σχηματισμό αστεριών μεγάλης μάζας (προγεννήτορες των αστρικών μαύρων τρυπών).

Ένα άλλο περιβάλλον που αναμένουμε να βρούμε μαύρες τρύπες μεσαίας μάζας είναι τα σφαιρωτά σμήνη.

Θα πρέπει να συνδεθούν οι ανακαλύψεις βαρυτικών κυμάτων με τις κεντρικές γαλαξιακές περιοχές ώστε να έχει βάση η παραπάνω θεωρία.

Οι σούπερ εκλάμψεις (Superflares)

Παρατηρούμε πολύ ισχυρές εκλάμψεις σε νεαρά αστέρια. Αυτές είναι μέχρι και 1 εκατομμύριο φορές πιο ισχυρές από τις ισχυρότερες εκλάμψεις του ηλίου μας.

Μια μελέτη της αναλογίας ισοτόπων (Λίθιο -7 με Λίθιο-6) σε μετεωρίτες μας δείχνει την διατάραξη της αναλογίας στο πρώιμο ηλιακό μας σύστημα. Τότε οι πρώτο- πλανήτες βίωσαν τις συνέπειες από τις σούπερ ηλιακές εκλάμψεις.

Πρέπει να έχουμε ανάλογα αποτελέσματα στην μελέτη και άλλων μετεωριτών, ώστε να βγάλουμε ασφαλή συμπεράσματα. Και δεν γνωρίζουμε αν σήμερα ο ήλιος μπορεί να δημιουργήσει, ακόμα και πολύ σπάνια, ανάλογα superflares.

Η ένωση 2 λευκών νάνων

Το αστέρι IPHAS J005311.21+673002.1 βρίσκεται μέσα σε ένα νέφος που δεν περιέχει υδρογόνο. Έτσι το νέφος φαίνεται μόνο στις υπέρυθρες, αφού το υδρογόνο εκπέμπει και στο ορατό φως. Το αστέρι δείχνει πολύ πλατιές φασματικές γραμμές εκπομπής οξυγόνου. Τέτοιες γραμμές εμφανίζονται σε πολύ ισχυρούς αστρικούς ανέμους, λόγω έντονου φαινομένου Ντόπλερ. Σε αυτό το αστέρι οι αστρικοί άνεμοι φτάνουν τα 16000 km/s, το σημερινό ρεκόρ ταχύτητας αστρικών ανέμων. Η επιφάνεια του αστεριού αποτελείται από άνθρακα και οξυγόνο, και έχει θερμοκρασία 200000 Κέλβιν. Η λαμπρότητά του είναι 40000 φορές την ηλιακή, που δεν δικαιολογείται για λευκό νάνο. Θα πρέπει να έχει μεγαλύτερη μάζα από την μάζα Chandrasekhar, που αποτελεί όριο για τους λευκούς νάνους, για να φτάσει σε τέτοια λαμπρότητα.

Η μεγάλη ταχύτητα του αστρικού ανέμου δεν μπορεί να δικαιολογηθεί από τις εσωτερικές διεργασίες ενός αστεριού. Ένα έντονο μαγνητικό πεδίο μπορεί να αυξήσει την ταχύτητα του αστρικού ανέμου. Ο (ιονισμένος) άνεμος αναγκάζεται να κινείται στις μαγνητικές γραμμές του αστεριού. Αν το αστέρι περιστρέφεται πολύ γρήγορα, η φυγόκεντρος δίνει μεγάλη ταχύτητα στον αστρικό άνεμο. Η γρήγορη περιστροφή και το ισχυρό μαγνητικό πεδίο δικαιολογείται στην συνένωση 2 λευκών νάνων σε ένα σώμα. Τα 2 αστέρια του διπλού συστήματος δεν αλληλεπίδρασαν (δεν αντάλλαξαν μάζα) πριν εξελιχτούν σε λευκούς νάνους, λόγω μεγάλης μεταξύ τους απόστασης (διπλός αστέρας χαλαρής σύνδεσης). Μετά από δις έτη ενώθηκαν οι 2 λευκοί νάνοι σε έναν. Αυτός απέκτησε ένα εξωτερικό στρώμα άνθρακα- οξυγόνου, όπου όμως η ύλη δεν είναι εκφυλισμένη. Αυτό σημαίνει ότι μπορούσε να ξεπεράσει την μάζα Chandrasekhar, αφού ο περιορισμός αυτής της μάζας ισχύει μόνο για την εκφυλισμένη ύλη. Η ένωση των 2 λευκών νάνων έδωσε μεγάλη στροφορμή (ταχύτητα περιστροφής) στον νέο λευκό νάνο, και ενίσχυσε το μαγνητικό πεδίο.

Αυτός ο λευκός νάνος συντήκει τον άνθρακα και το οξυγόνο σε βαρύτερα στοιχεία και θα εκραγεί ως SN Ic (κατάρρευση αστρικού πυρήνα χωρίς υδρογόνο και ήλιον στο φάσμα της έκρηξης. Σε αυτόν τον <υπέρβαρο> λευκό νάνο η σύντηξη θα γίνεται στο εξωτερικό τμήμα του, γύρω από τον πυρήνα εκφυλισμένης ύλης. Σιγά- σιγά αυτή η εξωτερική περιοχή θα κερδίζει έδαφος προς τα μέσα, με την δημιουργία όλο και βαρύτερων στοιχείων. Τελικά θα σχηματιστεί ένας πυρήνας σιδήρου- νικελίου, όπως στα αστέρια μεγάλης μάζας, με αποτέλεσμα την έκρηξη σουπερνόβα.

ΦΕΒΡΟΥΑΡΙΟΣ 2020

Βρέθηκε το αστρικό πτώμα της SN 1987A?

Στις 24 Φεβρουαρίου 1987 ανιχνεύσαμε στο μεγάλη νέφος του Μαγγελάνου μια σουπερνόβα αστρικής κατάρρευσης. Οι αστρονόμοι υπολογίζουν ότι από το αστέρι της έκρηξης απέμεινε ένας αστέρας νετρονίων. Με το τηλεσκόπιο ALMA ανιχνεύτηκε μια θερμή περιοχή στο μέρος όπου έγινε η έκρηξη. Εκεί υπάρχει πολύ σκόνη και αέριο, κάτι φυσικό μετά την έκρηξη σουπερνόβα. Η συγκεκριμένη περιοχή μπορεί να θερμαίνεται από το αστέρι νετρονίων που ψάχνουμε. Για να δούμε άμεσα το αστέρι νετρονίων, δηλαδή η ακτινοβολία που εκπέμπει να περάσει το πυκνό κέλυφος από σκόνη και αέριο που έχει γύρω του, θα περάσουν πολλά χρόνια ακόμη.

Μεγάλοι πλανήτες και πρωτοπλανητικοί δίσκοι

Έχουμε παρατηρήσει σπείρες σε πρωτοπλανητικούς δίσκους σε νεαρά αστέρια, που οφείλονται σε βαρυτική επίδραση από συνοδό αστέρα. Αυτό μας κάνει να πιστεύουμε ότι στα διπλά αστέρια η δημιουργία πλανητών είναι πιο δύσκολη, ή τουλάχιστον διαφορετική.

Στο αστέρι MWC758, που δεν έχει συνοδό αστέρα από ότι γνωρίζουμε, παρατηρούμε σπειροειδή δομή του πρωτοπλανητικού δίσκου του, που μάλλον δημιουργείται από έναν πρωτοπλανήτη του με πολλές φορές την μάζα του Δία. Οι πρωτοπλανήτες έχουν μεγάλες θερμοκρασίες, 700- 1200 βαθμούς, λόγω βαρυτικής συρρίκνωσης. Έτσι μπορούμε να τους ανιχνεύσουμε στους κατά πολύ πιο ψυχρούς πρωτοπλανητικούς δίσκους. Στο παραπάνω αστέρι βρέθηκε ένας πρωτοπλανήτης στην θέση που αναμένεται να υπάρχει στον δίσκο. Η μορφή των σπειρών του δίσκου δείχνει ότι αυτές προκαλούνται από ένα αντικείμενο σε αυτή τη θέση. Μπορεί και να πρόκειται απλά για συμπύκνωμα του δίσκου που μοιάζει με πλανήτη. Οι παρατηρήσεις στα επόμενα έτη θα μας δώσουν το φάσμα της περιοχής. Αν είναι πράγματι πλανήτης, θα ξεχωρίζει από τον δίσκο λόγω σύστασης της ατμόσφαιράς του.

Ένα πολύ σημαντικό νετρίνο

Γενικά έχουμε ανιχνεύσει πολύ λίγα νετρίνα. Η σχεδόν ανύπαρκτη αλληλεπίδραση των νετρίνων με την ύλη (κάθε δευτερόλεπτο περνάνε 60 δις ηλιακά νετρίνα μέσα από ένα μόνο νύχι μας) έχει το αρνητικό της δύσκολης ανίχνευσης, αλλά το θετικό ότι μπορούν να βρεθούν στην Γη από την άκρη του σύμπαντος, διανύοντας ανενόχλητα δις έτη φωτός.
Το κοσμικό νετρίνο IC 170922 που ανιχνεύτηκε στο IceCube στην Ανταρκτική, προέρχεται από ένα Blazar που το φως του κάνει 4 δις έτη να φτάσει σε εμάς. Οι Blazar είναι ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες, που έχουν τον ένα πίδακα ακριβώς ευθυγραμμισμένο με την Γη. Οι 2 πίδακες στους ενεργούς γαλαξιακούς πυρήνες δημιουργούνται από υλικό που διαφεύγει με σχετικιστική ταχύτητα κάθετα από τον δίσκο συσσώρευσης της κεντρικής γαλαξιακής μαύρης τρύπας. Οι πίδακες συνήθως περιέχουν συμπυκνώματα, που δείχνει ότι δεν έχουν ομαλή ροή ύλης. Τα νετρίνα δημιουργούνται από αλληλεπιδράσεις πρωτονίων μεγάλης ενέργειας ή σύγκρουση πρωτονίων με φωτόνια. Έτσι τώρα γνωρίζουμε ότι οι πίδακες των ενεργών γαλαξιακών πυρήνων περιέχουν και πρωτόνια υψηλής ενέργειας.
Τα τηλεσκόπια ακτίνων γ ανίχνευσαν το Blazar TX 0506+056 ως πηγή του νετρίνο, επειδή μέτρησαν μια έκρηξη στις ακτίνες γ από αυτό σχεδόν ταυτόχρονα με την ανίχνευση του νετρίνο. Οι ανιχνευτές του Ice Cube δίνουν την περιοχή της πηγής με ακρίβεια μίας μοίρας στον ουρανό. Από τα αρχεία του IceCube βρέθηκαν άλλα 13+-5 νετρίνα παλαιότερων ανιχνεύσεων που συνδέονται με το παραπάνω Blazar, αλλά χωρίς να υπάρχει παρατήρηση ανάλογων εκρήξεων ακτίνων γ. Άρα αυτά πρέπει να εκλύθηκαν σε φάση ηρεμίας του πίδακα. Ακόμη, το τηλεσκόπιο ακτίνων γ Fermi παρατηρεί πάνω από 2500 Blazar, και από κανένα δεν έχει ανιχνευτεί νετρίνο. Μήπως πρόκειται για ένα πολύ ιδιαίτερο Blazar ?
Την λύση έδωσαν οι παρατηρήσεις στα ραδιοκύματα. Οι πίδακες εκτός από σκληρή ακτινοβολία εκπέμπουν και σχετικιστικά ραδιοκύματα. Εκεί φάνηκε ότι το Blazar έχει 2 πυρήνες (μάλλον 2 κεντρικές μαύρες τρύπες με 4 συνολικά πίδακες) με αποτέλεσμα το υλικό από 2 πίδακες να συγκρούεται. Κατά την σύγκρουση δημιουργούνται νετρίνα. Η γωνία των 2 πιδάκων αλλάζει λόγω περιστροφής τους με τις μαύρες τρύπες γύρω από το κοινό κέντρο βάρους του συστήματος. Έτσι η ευθυγράμμιση με την Γη δεν είναι συνεχής, με αποτέλεσμα να μην μας έρχονται συχνότερα νετρίνα από εκεί. Αυτό είναι και το πιο πιθανό σενάριο. Εναλλακτικά, μπορεί να υπάρχει μόνο 1 μαύρη τρύπα και η παλιρροϊκές δυνάμεις του δίσκου προσαύξησης στην μαύρη τρύπα να δημιουργούν την ταλάντωση του πίδακα.

Αυτή η ανακάλυψη αποτελεί ένα ακόμη δείγμα των δυνατοτήτων της multimedia astronomy, δηλαδή του συνδυασμού παρατηρήσεων στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα και πέρα από αυτό.

ΜΑΡΤΙΟΣ 2020

Συγχώνευση αστέρων νετρονίων

Πλέον έχουμε και την δεύτερη ανακάλυψη, στα βαρυτικά κύματα, συγχώνευσης 2 αστέρων νετρονίων.
(GW 190425). Αυτή η συγχώνευση έγινε πολύ πιο μακριά στο σύμπαν και υπάρχει μεγάλη ασάφεια για την απόσταση και την περιοχή της, κάτι που έκανε αδύνατη την παρατήρηση στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα. Ένα ιδιαίτερο χαρακτηριστικό της είναι η μεγάλη συνολικά μάζα των 2 αστέρων νετρονίων, περίπου 3,5 ηλιακές μάζες.Ακόμα και στην ανακοίνωση οι επιστήμονες αναφέρουν <συγχώνευση 2 υπέρπυκνων αντικειμένων> και όχι 2 αστέρων νετρονίων. Υπάρχουν διάφορα σενάρια για τους διπλούς αστέρες νετρονίων μεγάλης μάζας. Μπορεί να δημιουργήθηκαν μέσω ανταλλαγής συνοδού, δηλαδή σε πυκνό αστρικό περιβάλλον όπως ένα σφαιρωτό σμήνος να πλησίασε ένας αστέρας νετρονίων ένα διπλό σύστημα από έναν αστέρα νετρονίων και ένα κανονικό αστέρι και να άλλαξε θέση με το κανονικό αστέρι.
Αυτό που γνωρίζουμε τώρα είναι ότι τέτοια συμβάντα δεν είναι και πολύ σπάνια.
Ελπίζουμε στο μέλλον να έχουμε μεγάλο δείγμα τέτοιων γεγονότων, ώστε σε συνδυασμό με τις παρατηρήσεις στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα και τα νετρίνα να έχουμε τα δεδομένα που αναζητάμε.
Σχετικά με την πρώτη ανακάλυψη συγχώνευσης αστέρων νετρονίων, επιβεβαιώθηκε η εκπομπή του Στροντίου 26 από αυτό το γεγονός. Έτσι είναι πλέον σίγουρο ότι η συγχώνευση 2 αστέρων νετρονίων δημιουργεί μέσω της γρήγορης απορρόφησης νετρονίων (rapid neutron capture progress) πολλά από τα βαρύτερα στοιχεία του σύμπαντος.

 Λευκός νάνος με τον πλανήτη του

Στον λευκό νάνο WD J 0914+1914 υπάρχει ένας δίσκος. Αρχικά οι αστρονόμοι νόμιζαν πως το υλικό που ανακάλυψαν γύρω από τον λευκό νάνο ήταν τα συντρίμμια από μικρούς βραχώδεις πλανήτες. Ένας λευκός νάνος μπορεί με τις ισχυρές παλιρροϊκές δυνάμεις του να διαλύσει έναν πλανήτη, αν τον πλησιάσει αρκετά. Να σημειώσουμε ότι είναι φυσιολογικό να διαταράσσονται οι τροχιές των πλανητών όταν το αστέρι τους εξελίσσεται πέρα από την κύρια ακολουθία. Στον παραπάνω λευκό νάνο ο δίσκος από το υλικό εκτείνεται σε απόσταση 7 εκατομμύρια χιλιόμετρα από αυτόν, απόσταση στην οποία οι παλιρροϊκές δυνάμεις του είναι πολύ εξασθενημένες. Άρα σε αυτήν την απόσταση δεν μπορεί να διαλύσει έναν πλανήτη. Ο δίσκος περιέχει υδρογόνο, οξυγόνο και θείο, αλλά όχι σίδηρο και πυρίτιο, όπως θα αναμέναμε από την σύσταση των βραχωδών πλανητών. Έτσι οι αστρονόμοι συμπέραναν ότι πρόκειται για αέριο και όχι στερεά θραύσματα, που προέρχεται από έναν γίγαντα πλανήτη όμοιο του Ποσειδώνα. Αυτός βρίσκεται σε απόσταση 10 εκατομμυρίων χιλιομέτρων από τον νάνο, όπου δέχεται ισχυρή υπεριώδης ακτινοβολία, με αποτέλεσμα ένα μέρος της ατμόσφαιράς του να εξατμιστεί. Ο λευκός νάνος έχει επιφανειακή θερμοκρασία 28000 Κ, και στα επόμενα 350 εκατομμύρια έτη, μέχρι να ψυχραθεί αρκετά, θα εξατμίσει μόλις το 4% της συνολικής μάζας του πλανήτη. Αυτό με την παραδοχή ότι η τροχιά του πλανήτη δεν θα αλλάξει σημαντικά.

Να σημειώσω ότι πρόκειται για μια χαρακτηριστική περίπτωση που παίρνουμε ένα φάσμα από ένα αντικείμενο (λευκός νάνος), αλλά αυτό στην πραγματικότητα προέρχεται και από υλικό που είναι κοντά στο αντικείμενο. Ευτυχώς στις περισσότερες περιπτώσεις διακρίνονται τα διαφορετικά χαρακτηριστικά του φάσματος από ένα πυκνό αστρικό αντικείμενο από αυτά του φάσματος της περιαστρικής ύλης.  


Νεογέννητο διπλό αστέρι

Το ALMA έκανε πάλι το θαύμα του. Μας παρουσίασε μια εικόνα από ένα νεογέννητο ζευγάρι αστεριών στο σκοτεινό νεφέλωμα Barnard 59, το BHB2007. Παρατηρούμε δυο λαμπρούς δίσκους, που δεν είναι μόνο τα 2 αστέρια αλλά και οι περιαστρικοί δίσκοι τους από σκόνη και αέριο, περιοχές δημιουργίας πλανητών. Η μεταξύ τους απόσταση είναι στις 28 αστρονομικές μονάδες. Γύρω από τα 2 αστέρια εξελίσσεται ένα κοινός περιαστρικός δίσκος με υλικό που θα απορροφηθεί από τα 2 αστέρια. Με αυτόν τον τρόπο τα 2 αστέρια θα αποκτήσουν μεγαλύτερες μάζες σε δεύτερο χρόνο. Φυσικά θα επηρεαστεί και η δημιουργία πλανητών από το <ρεύμα> ύλης προς τα 2 αστέρια.

ΑΠΡΙΛΙΟΣ 2020

Ένας κομήτης από πολύ μακριά

Οι κομήτες αποτελούν δείγματα της αρχικής χημικής σύστασης ενός πλανητικού συστήματος.

Ο κομήτης 2I/Borisov είναι ο πρώτος που πιστοποιήθηκε φασματοσκοπικά ότι προέρχεται έξω από το ηλιακό σύστημα, δηλαδή από ένα άλλο πλανητικό σύστημα (Hubble Space Telescope, παρατηρήσεις από 11 Δεκεμβρίου 2019 ως 13 Ιανουαρίου 2020).

Η μεγάλη διαφορά στη σύστασή του σε σχέση με τους κομήτες του ηλιακού μας συστήματος είναι η αυξημένη αναλογία του μονοξειδίου του Άνθρακα, 50% περισσότερο από ότι στους δικούς μας κομήτες.

Στο ηλιακό μας σύστημα το μονοξείδιο του Άνθρακα (σε μορφή πάγου), ως πολύ πτητικό αέριο, εξαχνίζεται από τους κομήτες σε απόσταση 18 δις χιλιομέτρων από τον ήλιο (από τον ηλιακό άνεμο). Το νερό διατηρείται σε μορφή πάγου στους κομήτες μέχρι που να πλησιάσουν τον ήλιο σε απόσταση 350 εκατομμύρια χιλιόμετρα (ως τη ζώνη των αστεροειδών), έτσι οι ουρές των κομητών που θαυμάζουμε αποτελούνται κυρίως από νερό.

Τα επίπεδα του μονοξειδίου του Άνθρακα έμειναν σταθερά όσο ο κομήτης πλησίαζε τον ήλιο, κάτι που δείχνει μεγάλο απόθεμα αυτού του είδους πάγου στο εσωτερικό του κομήτη. Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι αυτός ο κομήτης δημιουργήθηκε σε πιο ψυχρό περιβάλλον από τους δικούς μας, κάτι που του επέτρεψε να διατηρήσει τόσο πάγο μονοξειδίου του Άνθρακα. Τέτοιες συνθήκες υπάρχουν σε κόκκινους νάνους, τα αστέρια μικρής μάζας που κυριαρχούν ως πλήθος στον Γαλαξία μας. Σε αυτά τα αστέρια με επιφανειακή θερμοκρασία γύρω στους 3500 Κ ο αστρικός άνεμος είναι πολύ εξασθενημένος, και η θερμοκρασία ελαττώνεται σχεδόν σε τιμές μεσοαστρικής ύλης μετά από μερικές εκατοντάδες εκατομμύρια χιλιόμετρα. Η παρουσία μεγάλης ποσότητας Άνθρακα και Οξυγόνου δείχνει ενισχυμένη μεταλλικότητα, όπως αυτή της αστρικής γειτονιάς μας.

Μία μετανάστευση μεγάλης μάζας πλανήτη προς το εσωτερικό του πλανητικού συστήματος, όπως συμβαίνει με τους αεριώδεις γίγαντες που έχουμε εντοπίσει σε κοντινές τροχιές γύρω από κόκκινους νάνους, μπορεί να εκτοξεύσει έναν κομήτη έξω από το σύστημα. Η βαρυτική επίδραση του κόκκινου νάνου είναι πολύ μικρότερη, άρα και η ταχύτητα διαφυγής ενός κομήτη από το πλανητικό του σύστημα.


Μια Ροζέτα γύρω από την κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία μας

Η θεωρία της σχετικότητας του Αϊνστάιν προβλέπει την τροχιά σχήματος Ροζέτας ενός αστεριού γύρω από μια μαύρη τρύπα μεγάλης μάζας. Αυτό παρατηρήθηκε με το VLA, στην τροχιά του αστεριού 2S γύρω από την κεντρική μαύρη τρύπα (4 εκατομμυρίων ηλιακών μαζών) του Γαλαξία μας.

Τα αστέρι πλησιάζει τη μαύρη τρύπα στα 20 δις χιλιόμετρα σε μια τροχιά σχήματος Ροζέτας, με την εντυπωσιακή ταχύτητα του 3% της ταχύτητας του φωτός. Οι παρατηρήσεις τα τελευταία 25 έτη μας επέτρεψαν να δούμε την ολοκλήρωση μιας τροχιάς του με διάρκεια 16 ετών.

Στην Νευτώνεια φυσική η τροχιά θα έπρεπε να είναι πολύ εκκεντρική, αλλά να μην δημιουργεί σχήμα Ροζέτας, όπως συμβαίνει και στην τροχιά του Ερμή γύρω από τον Ήλιο.

Το S2 είναι ένα από τα πιο κοντινά αστέρια στην κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία μας που παρατηρήθηκαν ποτέ. Το γεγονός ότι εδώ και δεκαετίες έχουμε δεδομένα παρατηρήσεων υψηλής ανάλυσης και ποιότητας μας επιτρέπει να παρακολουθούμε εξελίξεις φαινομένων σχετικά μεγάλης (για τα ανθρώπινα δεδομένα) διάρκειας.


Αστρικά συμπλέγματα σε τεράστιο σπειροειδή γαλαξία

Σε απόσταση 190 εκατομμύρια έτη φωτός βρίσκεται ο τεράστιος σπειροειδής γαλαξίας UGC 11973. Η ακτίνα του είναι 228,000 έτη φωτός και η συνολική μάζα του 94 δις ηλιακές, με απόλυτη λαμπρότητα -22.0 mag.

Σε αυτόν τον γαλαξία παρατηρούμε έντονη δραστηριότητα αστρογέννησης. Οι παρατηρήσεις της ομάδας του Alexander S. Gusev, Lomonosov Moscow State University, Russia, επικεντρώθηκαν σε 13 μεγάλα αστρικά συμπλέγματα (υπέρ- σμήνη). Οι μάζα του μεγαλύτερου (σύμπλεγμα Νο 1502), είναι 1,6 εκατομμύρια ηλιακές. Αυτό το σύμπλεγμα βρίσκεται μέσα σε αέριο θερμοκρασίας 5000Κ, κάτι τυπικό για περιοχή μοριακού αερίου με έντονη αστρογέννηση. Έχουν νεαρές ηλικίες, από 300 εκατομμύρια έτη ως μόλις 2 εκατομμύρια έτη.

Όταν συγχωνεύονται 2 σπειροειδείς γαλαξίες και ο μικρότερος έχει περισσότερη μάζα από το 1/4 της μάζας του μεγαλύτερου, τότε ο δίσκος του μεγαλύτερου καταρρέει και δημιουργείται ένας ελλειπτικός γαλαξίας. Αυτό θα συμβεί όταν ενωθούμε με τον γαλαξία της Ανδρομέδας. Γενικά οι ελλειπτικοί γαλαξίες έχουν μεγαλύτερη μάζα από τους σπειροειδείς. Αν όμως ένας σπειροειδής γαλαξίας συσσωρεύσει μάζα (διαγαλαξιακό αέριο) ή μικρής μάζας (νάνους) γαλαξίες δεν εισέρχεται απότομα σε αυτόν τόση μάζα, ώστε να καταρρεύσει ο δίσκος. Έτσι παραμένει σπειροειδής, και μπορεί να φτάσει σε πολύ μεγάλη μάζα. Συνήθως αυτή η εξέλιξη συμβαίνει σε γαλαξίες σχετικά απομονωμένους, που δεν βρίσκονται στις εσωτερικές περιοχές ενός πυκνού σμήνους ώστε να αλληλεπιδράσουν βαρυτικά με άλλους μεγάλης μάζας γαλαξίες. Αυξάνουν την μάζα τους συσσωρεύοντας σταδιακά τους νάνους γαλαξίες- δορυφόρους τους.

Τα μεγάλα αστρικά συμπλέγματα θα εξελιχτούν σε σφαιρωτά σμήνη και αποτελούν πεδία δημιουργίας αστεριών πολύ μεγάλης μάζας.


Το Νέον και οι σουπερνόβα

Τα αστέρια με 8- 10 ηλιακές μάζες εξελίσσονται σε εκρήξεις σουπερνόβα αστρικής κατάρρευσης (CC SN, core- collaps supernovae). Είναι τα αστέρια με την μικρότερη μάζα που δεν εξελίσσονται σε λευκούς νάνους. Μια έρευνα έδειξε ότι το Μαγνήσιο και το Νέον έχουν μεγάλη σημασία στην κατάρρευση του πυρήνα ενός αστεριού αυτής της μάζας.

Ο πυρήνας του, στα τελευταία στάδια της αστρικής εξέλιξης, θα περιέχει Οξυγόνο- Μαγνήσιο και Νέον. Τα ηλεκτρόνια σε αυτόν τον πυρήνα είναι κυρίως εκφυλισμένα, που σημαίνει ότι μπορούν να ασκήσουν αρκετή πίεση ώστε να μην καταρρεύσει βαρυτικά το αστέρι. Το αστέρι δεν αναπτύσσει αρκετή θερμοκρασία και πίεση στον πυρήνα ώστε να συνεχίσει η μεταστοιχείωση ως την ομάδα του Σιδήρου. Οι λευκοί νάνοι μεγάλης μάζας, κοντά στο όριο Chandrasekhar, αποτελούνται βασικά από αυτά τα παραπάνω 3 στοιχεία. Όταν η μάζα του πυρήνα φτάσει κοντά στο όριο Chandrasekhar (1,38 ηλιακές μάζες, που αντιστοιχεί στην μέγιστη μάζα ύλης εκφυλισμένων ηλεκτρονίων) συμβαίνει το φαινόμενο δέσμευσης ηλεκτρονίων (αυθαίρετος ορισμός) από τους πυρήνες Μαγνησίου και Νέον (electron capture). Αυτό έχει ως αποτέλεσμα την ελάττωση του πλήθους των ηλεκτρονίων, και δεν ασκείται πια αρκετή πίεση ώστε να συγκρατηθεί η βαρυτική κατάρρευση.

Η πίεση και η πυκνότητα του αστρικού πυρήνα αυξάνονται. Η δέσμευση ηλεκτρονίων απελευθερώνει θερμότητα και το Οξυγόνο στον πυρήνα κινεί την περαιτέρω μεταστοιχείωση σε στοιχεία της ομάδας του Σιδήρου. Η μεγάλη θερμοκρασία επιτρέπει στα πρωτόνια να διαφύγουν από τους ατομικούς πυρήνες. Τότε τα ηλεκτρόνια δεσμεύονται ακόμα πιο εύκολα στα ελεύθερα πρωτόνια και στα στοιχεία της ομάδας του Σιδήρου. Η μεγάλη πίεση που αναπτύχθηκε στον πυρήνα αρκεί για να συμβεί η έκρηξη σουπερνόβα.

Αν ένα αστέρι έχει αναπτύξει ισχυρό αστρικό άνεμο μπορεί, ακόμα και αν έχει 8- 10 ηλιακές μάζες στην αρχική του εμφάνιση στην κύρια ακολουθία, να απολέσει αρκετή μάζα ώστε τελικά να εξελιχτεί σε λευκό νάνο.


Ο ήλιος μας χαλαρώνει

Είναι γνωστό ότι ο ήλιος μας παρουσιάζει παρατεταμένα ελάχιστα δραστηριότητας, ένα από τα οποία ζούμε τα τελευταία χρόνια.

Τώρα οι επιστήμονες κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι για τα τελευταία 9000 έτη η διασπορά της αναλογίας του ραδιενεργού άνθρακα και βηριλλίου στους κορμούς των δέντρων και στον πάγο μας δείχνουν την ελαττωμένη δραστηριότητα του ηλίου τουλάχιστον σε αυτή την περίοδο. Δεν μπορούμε να έχουμε στοιχεία για μεγαλύτερη χρονική περίοδο.

Αν συγκρίνουμε την ηλιακή δραστηριότητα με αυτή αστεριών όμοιων με τον ήλιο μας, θα δούμε ότι τα άλλα αστέρια παρουσιάζουν πολύ πιο έντονη δραστηριότητα. Το δείγμα μας αποτελείται από 369 αστέρια περίπου ίδιας ηλικίας, τύπου, μεταλλικότητας και περιόδου περιστροφής. Η τελευταία είναι μια πολύ σημαντική παράμετρος στην αστρική δραστηριότητα, επειδή η ταχεία περιστροφή ενισχύει το μαγνητικό πεδίο μέσω του μηχανισμού του δυναμό. Το μαγνητικό πεδίο δημιουργεί την αστρική δραστηριότητα (κηλίδες, εκλάμψεις, κλπ).

Πάντως στα περισσότερα όμοια με τον ήλιο αστέρια δεν μετρήθηκε δραστηριότητα. Αυτό μπορεί να σημαίνει ότι τα περισσότερα από αυτά τα αστέρια (συνολικά 20.000) έχουν ακόμα πιο μικρή δραστηριότητα ή ότι δεν επαρκεί η ανάλυση αυτών των αστεριών (όλα από τα δεδομένα του διαστημικού τηλεσκοπίου Kepler) για να παρατηρήσουμε την δραστηριότητά τους.

Max Planck society

Μάιος 2020

Κοινό κέλυφος και πλανητικό νεφέλωμα

Το ALMA για άλλη μια φορά μας έδωσε μια εντυπωσιακή εικόνα. Το αστέρι HD 101584 στον Κένταυρο είναι ένας ερυθρός γίγαντας που <κατάπιε> τον συνοδό του. Σε αυτό το στενό διπλό αστρικό σύστημα το μεγαλύτερης μάζας αστέρι εξελίχτηκε σε ερυθρό γίγαντα, με αποτέλεσμα τα εξωτερικά του στρώματα να φτάσουν τον συνοδό αστέρα του. Λόγω της τριβής η τροχιά του μικρότερου σε μάζα συνοδού γύρω από το κοινό κέντρο μάζας (που βρίσκεται μέσα στην εκτεταμένη ατμόσφαιρα του ερυθρού γίγαντα) έγινε πιο στενή. Έτσι ο συνοδός πλησίασε τον πυρήνα του γίγαντα, με αποτέλεσμα αυτός να χάσει τα εξωτερικά του στρώματα αρκετά γρήγορα. Αυτή η φάση αστρικής εξέλιξης ενός διπλού συστήματος ονομάζεται κοινό αστρικό κέλυφος (common envelope). Ο πυρήνας του έγινε ένας λευκός νάνος και γύρω του αναπτύχθηκε ένα εντυπωσιακό ασύμμετρο πλανητικό νεφέλωμα. Αν ο λευκός νάνος απορροφήσει αρκετή μάζα από τον συνοδό του θα εξελιχτεί σε SN Ia.

Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι πίσω από κάθε εντυπωσιακό και με πολύπλοκες δομές πλανητικό νεφέλωμα κρύβεται η επίδραση ενός συνοδού στο κύριο αστέρι, κάτι που επιβεβαιώνει η παραπάνω ανακάλυψη. 

Η παλαιότερη σκόνη

Το 1969 έπεσαν στην Αυστραλία τα κομμάτια ενός σώματος που ονομάστηκαν μετεωρίτες Murchison. Μια σύγχρονη έρευνα σε κόκκους σκόνης που υπήρχαν μέσα στους μετεωρίτες μας έδειξε ότι οι παλαιότεροι έχουν ηλικία 5,5 δις έτη, ένα δις έτη μεγαλύτερη από την ηλικία του ηλιακού μας συστήματος (presolar grains). Αυτοί οι κόκκοι (από SiC) δημιουργήθηκαν από παλαιότερη αστρική γενιά που εμπλούτισε το νεφέλωμα που δημιούργησε τον ήλιο μας. Η επίδραση από την κοσμική ακτινοβολία εμπλούτισε τους κόκκους σε Νέον. Όσο μεγαλύτερη είναι η αναλογία σε Νέον, τόσο μεγαλύτερη είναι η ηλικία τους. Οι μεγάλοι κόκκοι (οι κόκκοι σκόνης αναπτύσσονται σε μέγεθος όταν το επιτρέπουν οι συνθήκες) έχουν ηλικία 200 εκατομμύρια χρόνια παλαιότερη από τον ήλιο μας, ενώ οι μικρού μεγέθους είναι οι παλαιότεροι. Οι μικρού μεγέθους και μεγάλης ηλικίας κόκκοι είναι πιθανόν να είχαν μεγαλύτερο μέγεθος, αλλά οι συνθήκες όπως η έκθεση στην κοσμική ακτινοβολία ή στην μεγάλη θερμοκρασία του περιαστρικού δίσκου του νεογέννητου ηλίου να αφαίρεσε τα εξωτερικά τους στρώματα.

Τα πιο γρήγορα αστέρια

Υπάρχει μια κατηγορία αστεριών που κινούνται με πολύ μεγάλη ταχύτητα στον Γαλαξία μας. Ενώ ο ήλιος μας και τα γειτονικά του αστέρια <τρέχουν> με περίπου 200 km/s στη σπείρα τους γύρω από τον Γαλαξία (με μικρή διασπορά ταχυτήτων, μερικές δεκάδες χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο), αυτά τα αστέρια κινούνται ακόμα και κάθετα στο γαλαξιακό επίπεδο με ταχύτητες μεγαλύτερες από την ταχύτητα διαφυγής του Γαλαξία (500 km/s). Το LP40-356 κινείται με 850 km/s και θα διαφύγει από τον Γαλαξία μας.

Πρόκειται για ένα ιδιαίτερο είδος λευκού νάνου, με 18% της ηλιακής λαμπρότητας και επιφανειακή θερμοκρασία 8900 Κ. Υπολογίζουμε ότι πέρασε πριν από 5 εκατομμύρια έτη και σε απόσταση 20000 ετών φωτός το γαλαξιακό επίπεδο. Η μικρή θερμοκρασία του δείχνει σχετικά μεγάλη ηλικία.

Η ώθηση στο παραπάνω αστέρι δόθηκε με μια έκρηξη SN Iax. Αντίθετα με ότι συμβαίνει στις SN Ia, σε αυτές δεν διαλύεται ο λευκός νάνος. Όπως σε όλες τις σουπερνόβα, η έκρηξη είναι ασύμμετρη με αποτέλεσμα το αστρικό απομεινάρι να δέχεται μια ισχυρή ώθηση. Αυτό συμβαίνει και με τους αστέρες νετρονίων στις σουπερνόβα κατάρρευσης αστρικού πυρήνα. Το φάσμα του δείχνει οξυγόνο και νέον στην ατμόσφαιρα.

Οι SN Iax είναι μια κατηγορία σπάνιων σουπερνόβα θερμοπυρηνικής έκρηξης λευκού νάνου, με μικρότερη λαμπρότητα από τις SN Ia. Η μικρή τους ισχύς, που δεν αρκεί ώστε να εκραγεί όλος ο λευκός νάνος, προέρχεται από την κατάκαυση (deflagration, δηλαδή έκρηξη με υποηχητική ταχύτητα) σε έναν λευκό νάνο άνθρακα- οξυγόνου. Συμβαίνει μέσω συσσώρευσης ηλίου από συνοδό, με αποτέλεσμα την υπέρβαση του ορίου Chandrasekhar στον λευκό νάνο. Ο συνοδός πρέπει να είναι αστέρι ηλίου, δηλαδή να έχει απολέσει το εξωτερικό του στρώμα από υδρογόνο.

Όμως το πιο γρήγορο αστέρι στον Γαλαξία μας είναι το S 62, με 2,2 ηλιακές μάζες. Αυτό είναι βαρυτικά δεσμευμένο στην κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία. Περιφέρεται γύρω από αυτήν σε πολύ έκκεντρη τροχιά με ταχύτητα στο <περίτρυπο> που φτάνει το 10% της ταχύτητας του φωτός. Κανονικά δεν θα έπρεπε να υπήρχε αστέρι κυρίας ακολουθίας με τροχιά τόσο κοντά στην μαύρη τρύπα που να την πλησιάζει στις 16 αστρονομικές μονάδες, δηλαδή στην απόσταση Ουρανού- ηλίου!. Ίσως πρόκειται για αστέρι από διπλά σύστημα, που ο συνοδός να χάθηκε στην μαύρη τρύπα και το S62 να απόκτησε ώθηση του το κρατάει σε αυτή την τροχιά.

Υπερεκλάμψεις

Οι ηλιακές εκλάμψεις γίνονται αντιληπτές από τα ηλιακά τηλεσκόπια και την έντονη δραστηριότητα του πολικού σέλας. Δημιουργούνται όταν ένα τοπικό μαγνητικό πεδίο, όπως μια ομάδα κηλίδων, στον ήλιο <βραχυκυκλώνει>. Τότε το τοπικό μαγνητικό πεδίο ανασυντίθεται (magnetic reconnection) με χαμηλότερη ενεργειακή κατάσταση (πιο απλή δομή του μαγνητικού πεδίου). Η ενέργεια που απελευθερώνεται, σε μορφή ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας, θερμαίνει και εκτοξεύει πλάσμα από την επιφάνεια του ηλίου στο διάστημα (coronal mass ejection, στεμματική εκπομπή μάζας). Κάθε 100 περίπου χρόνια αναμένουμε μια πολύ ισχυρή έκλαμψη.

Όμως σε άλλα αστέρια έχουμε παρατηρήσει υπερεκλάψεις (Superflares). Ενώ οι κανονικές εκλάμψεις αυξάνουν την αστρική λαμπρότητα κατά 0,1 ως 30% και έχουν διάρκεια 1- 12 ώρες, έχουν παρατηρηθεί υπερεκλάψεις που αυξάνουν την αστρική λαμπρότητα από 1 ως και 7 mag (600 φορές την αστρική λαμπρότητα) και διάρκεια 10 ως 100 ημέρες!

Στα αστέρια που παρουσίασαν υπερεκλάψεις παρατηρήσαμε τεράστιες κηλίδες, 100 φορές μεγαλύτερες από αυτές στον ήλιο μας. Αυτά τα αστέρια έχουν πολύ ενισχυμένο μαγνητικό πεδίο. Σε μερικά, όπως στα νεαρά αστέρια, αυτό οφείλεται στην γρήγορη περιστροφή τους, που ενισχύει τον μηχανισμό του δυναμό. Υπάρχουν ενδείξεις στην Γη ότι και ο ήλιος μας στην νεαρή του ηλικία παρουσίασε συχνά υπερεκλάμψεις.

Το πρόβλημα είναι ότι τις παρατηρούμε και σε αστέρια μεγάλης ηλικίας και αργής περιστροφής (σαν τον ήλιο μας). Η ανάλυση των δεδομένων του διαστημικού τηλεσκοπίου Kepler επέτρεψε στους αστρονόμους να αναγνωρίσουν 1547 υπερεκλάμψεις σε 279 αστέρια. Τι κάνει αυτά τα αστέρια να παρουσιάσουν υπερεκλάψεις?

Μία θεωρία υποστηρίζει ότι τα αστέρια που παρουσιάζουν συχνά υπερεκλάψεις έχουν γιγάντιους αεριώδεις πλανήτες σε πολύ κοντινές τροχιές. Πλανήτες σαν τον Δία περιέχουν μεταλλικό υδρογόνο, που είναι καλός αγωγός του ρεύματος. Έτσι έχουν ισχυρό μαγνητικό πεδίο. Ένας τέτοιος πλανήτης μπορεί να αλληλεπιδράσει μαγνητικά με την ατμόσφαιρα του αστεριού του, αν η τροχιά του είναι πολύ στενή. Όμως οι παρατηρήσεις δείχνουν ότι τα αστέρια με υπερεκλάμψεις συνήθως δεν έχουν πλανήτες σε κοντινή τροχιά. Μία άλλη θεωρία υποστηρίζει ότι οι υπερεκλάψεις προέρχονται από καφέ νάνους, συνοδούς των αστεριών, και όχι από τα ίδια τα αστέρια. Πράγματι, σε έναν καφέ νάνο (CFHT-BD-Tau 4) έχει παρατηρηθεί μια υπερέκλαμψη. Και στον ν Οφιούχου όπου παρατηρήθηκε η υπερέκλαμψη που αύξησε την λαμπρότητά του κατά 7 mag, υπάρχουν 2 καφέ νάνοι με 20 φορές την μάζα του Δία. Το πρόβλημα εδώ είναι ότι γενικά έχουμε ανακαλύψει πολλούς καφέ νάνους, όμως χωρίς εκλάμψεις!

Παραμένει μυστήριο ποιες ακριβώς συνθήκες στα αστέρια οδηγούν στην δημιουργία υπερεκλάμψεων.

Νεογέννητοι πλανήτες

Στο αστέρι PDS 70 επιβεβαιώθηκε η ύπαρξη 2 νεογέννητων πλανητών παρόμοιας μάζας με τον Δία. Οι αστρονόμοι αφαίρεσαν από την εικόνα τον πρωτοπλανητικό δίσκο με την παραδοχή της ομοιογένειας φωτός σε αυτόν, και έτσι φανερώθηκαν οι 2 υπό δημιουργία πλανήτες. Οι πλανήτες ακόμα συσσωρεύουν ύλη από τον δίσκο.

Φούσκες Fermi και κώνοι ακτίνων Χ του Γαλαξία μας

Πριν από 10 περίπου χρόνια ανακαλύψαμε στις ακτίνες γ δύο <φούσκες> στο κέντρο του Γαλαξία μας. Τώρα οι αστρονόμοι απέδειξαν ότι αυτές έχουν την ίδια πηγή ενέργειας με την 2 κώνων μορφής ακτινοβολία Χ από την κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία. Πρόκειται ουσιαστικά για το ίδιο φαινόμενο που δημιουργείται μέσω των κρουστικών κυμάτων από τους 2 πίδακες της μαύρης τρύπας. Οι φούσκες ακτίνων γ έχουν την ίδια δομή και τα ίδια όρια με τους κώνους ακτίνων Χ.

Υπολογίζουμε ότι πριν από 5 εκατομμύρια έτη συσσωρεύτηκε μεγάλη ποσότητα μάζας στον δίσκο γύρω από την μαύρη τρύπα, με αποτέλεσμα να αναπτυχθούν οι 2 πίδακες.

Θυμίζει, σε πολύ μικρότερη κλίμακα, ενεργό γαλαξιακό πυρήνα. Η ανάπτυξη των πιδάκων μας δείχνει ότι υπάρχουν επεισόδια κατάρρευσης σημαντικής ποσότητας ύλης στην κεντρική μαύρη τρύπα. Επίσης συνδέεται με την ανάπτυξη της ράβδου του Γαλαξία, που οφείλεται στην ύλη που καταρρέει από τον δίσκο στην γαλαξιακή κοιλιά.

Κεντρικές μαύρες τρύπες και αστρογέννηση

Μία ομάδα αστρονόμων (Mauna kea) ανακάλυψε ότι η μάζα της κεντρικής μαύρης τρύπας ενός γαλαξία καθορίζει τον ρυθμό αστρογέννησης σε αυτόν. Οι γαλαξίες με υπερμεγέθης κεντρικές μαύρες τρύπες έχουν πιο θερμό μεσοαστρικό αέριο. Αυτό θα σχηματίσει, μέσω βαρυτικής κατάρρευσης, πιο δύσκολα αστέρια από ένα πιο ψυχρό αέριο (με μικρότερη κινητικότητα των μορίων του).
Το αέριο σε έναν γαλαξία μπορεί να θερμανθεί μέσω της ακτινοβολίας των αστεριών μεγάλης μάζας, αλλά ο πιο αποτελεσματικός τρόπος είναι οι παλιρροϊκές επιδράσεις από άλλον γαλαξία πριν την συγχώνευσή τους. Γνωρίζουμε ότι οι υπερμεγέθης κεντρικές μαύρες τρύπες αναπτύσσονται με μάζα που δεν μπορεί να συγκρατήσει ο γαλαξιακός δίσκος, με αποτέλεσμα να καταρρεύσει στην γαλαξιακή κοιλιά, και από την συγχώνευση των 2 κεντρικών μαύρων τρυπών μετά από την γαλαξιακή συγχώνευση. 

Ο αρχαιότερος σπειροειδής γαλαξίας

Το ALMA ανακάλυψε έναν τεράστιο σπειροειδή γαλαξία. Το φως του έρχεται σε εμάς από την εποχή που το σύμπαν ήταν μόλις 1,5 δις ετών. Είναι ο μεγαλύτερης ηλικίας σπειροειδής γαλαξίας που γνωρίζουμε.

Κανονικά οι σπειροειδείς γαλαξίες μεγάλης μάζας εμφανίζονται 6 δις έτη μετά την μεγάλη έκρηξη. Αυτός ο χρόνος χρειάζεται να πάρουν το μεγάλης κανονικότητας σχήμα του σπειροειδή γαλαξία οι πρωτογαλαξίες, μετά από τις συχνές γαλαξιακές συγχωνεύσεις στο πρώιμο σύμπαν. Έτσι πιστεύουμε ότι ο Wolfe Disk, όπως ονομάζεται ο παραπάνω γαλαξίας, ανέπτυξε την μεγάλη μάζα του μέσω συσσώρευσης μεσογαλαξιακού αερίου. Παρουσιάζει δεκαπλάσιο ρυθμό αστρογέννησης από τον δικό μας Γαλαξία.

Το πως συσσώρευσε τόσο αέριο χωρίς να καταρρεύσει ο δίσκος του, που θα είχε ως αποτέλεσμα να σχηματιστεί ένας ελλειπτικός γαλαξίας, αποτελεί μυστήριο. Αποτελεί πρόκληση για τις σύγχρονες θεωρίες σχηματισμού και ανάπτυξης των γαλαξιών.

Κάτι σαν λευκό νάνο

Τα αστέρια R Coronae Borealis (RCB) έχουν επιφανειακή θερμοκρασία 5000 Κ- 7000 Κ και το εντυπωσιακό είναι ότι στερούνται υδρογόνο στο φάσμα τους. Αντίθετα παρουσιάζουν ήλιον και άνθρακα. Μεταβάλλουν την λαμπρότητά τους, επειδή γίνονται πολύ αμυδρά (ελαττώνουν κατά 100 φορές την λαμπρότητά τους)ψ όταν <σηκώνουν> ένα νέφος από άνθρακα.

Ένα τέτοιο αστέρι είναι το DY Centauri. Αυτό είχε επιφανειακή θερμοκρασία 10.000 Κ το 1980 και 20.000 Κ το 1987! Εκτός από την περιοδικότητά του, γίνεται όλο και πιο αμυδρό στο ορατό φάσμα, επειδή εκπέμπει πια περισσότερο στο υπεριώδες.

Αφού επιβεβαιώθηκε το 2015 ότι δεν έχει συνοδό αστέρα (που θα μπορούσε να επιδρά στην εξέλιξή του), οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ότι θερμαίνεται με τόσο γρήγορο ρυθμό επειδή συρρικνώνεται! Η ταχύτητα περιστροφής του αυξήθηκε από τα 20 km/s στα 40 km/s (λόγω διατήρησης της στροφορμής). Έτσι μπορεί να χάσει πιο εύκολα τα εξωτερικά του στρώματα.

Παρουσιάζει έντονες φασματικές γραμμές στροντίου, που παραπέμπει σε προχωρημένη αστρική εξέλιξη. Το στρόντιο δημιουργείται στα αστέρια μετά από έντονο <βομβαρδισμό> του σιδήρου στον πυρήνα από νετρόνια.

Η προέλευση αυτών των παράξενων νάνων είναι η συγχώνευση 2 λευκών νάνων, με συνολική μάζα μικρότερη από το όριο Chandrasekhar. Πρόκειται για τις ελάχιστες περιπτώσεις αστρικής εξέλιξης που παρατηρούμε ζωντανά!

Ο νάνος του Τοξότη και η δημιουργία του ηλίου μας

Ανάμεσα στους πολλούς νάνους γαλαξίες που έχει συσσωρεύσει ο Γαλαξίας μας είναι και ο νάνος γαλαξίας του Τοξότη. Μάλιστα οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ότι ο νάνος έκανε 3 περάσματα μέσα από τον Γαλαξία μας πριν αφομοιωθεί από αυτόν. Αυτά έγιναν πριν από 5- 6 δις έτη, 2 δις έτη και 1 δις έτη, βάσει προσομοιώσεων της συγχώνευσης του νάνου στον Γαλαξία μας, και συνδέονται με επεισόδια αστρογέννησης στον Γαλαξία μας (5,7 δις, 1,9 δις και 1 δις έτη). Τα δεδομένα προέρχονται από το GAIA, που μέτρησε μια αυξημένη αναλογία αστεριών με τις παραπάνω ηλικίες.

Το πέρασμα ενός σχετικά μεγάλου νάνου γαλαξία από έναν γαλαξία δημιουργεί ρυτιδώσεις (συμπυκνώματα) της μεσοαστρικής ύλης, που έχουν ως αποτέλεσμα την αυξημένη αστρογέννηση. Ο νάνος χάνει αέριο και αστέρια από 2 τόξα, ένα μπροστά και ένα πίσω του όπως κινείται μέσα από έναν γαλαξία, λόγω των παλιρροϊκών δυνάμεων του γαλαξία.

Ο ήλιος μας δημιουργήθηκε πριν από 4,6 δις έτη. Ο απόηχος από το πρώτο πέρασμα του νάνου του Τοξότη μπορεί να συνετέλεσε στην δημιουργία του.

Westerlund 2, μια δύσκολη γειτονιά για πλανήτες

Το μεγάλης μάζας αστρικό σμήνος Westerlund 2 στον αστερισμό Τρόπιδα, αποτελεί αφιλόξενο μέρος για πλανήτες. Μια έρευνα έδειξε ότι στην κεντρική περιοχή του, που κυριαρχείται από 30 τουλάχιστον αστέρια μεγάλης μάζας (ως και 80 ηλιακών μαζών) δεν ανιχνεύονται σημάδια πρωτοπλανητών στα γειτονικά αστέρια. Ναι μεν υπάρχουν πρωτοπλανητικοί δίσκοι γύρω από τα αστέρια μικρότερης μάζας στην περιοχή, αλλά η δομή τους είναι διαφορετική, που δεν επιτρέπει τον σχηματισμό πλανητών. Οι πολύ ισχυροί αστρικοί άνεμοι δεν αφήνουν την σκόνη να συσσωρευτεί σε μεγαλύτερες δομές. Μάλιστα η υπεριώδεις ακτινοβολία μπορεί να καταστρέψει μεγάλο μέρος των κόκκων σκόνης.

Τα αστέρια μεγάλης μάζας μεταναστεύουν στην κεντρική περιοχή ενός σμήνους. Αυτή η διαδικασία φαίνεται να έχει ολοκληρωθεί κατά μεγάλο βαθμό στο παραπάνω, μόλις ηλικίας 2 εκατομμυρίων ετών, αστρικό σμήνος.

Στις εξωτερικές περιοχές του σμήνους τα πράγματα είναι διαφορετικά, και παρατηρούμε συμπυκνώματα στη σκόνη γύρω από τα αστέρια μεσαίας μάζας, που παραθέτουν σε πλανητοειδείς.

Μία ακόμη απόδειξη για το πόσο σημαντική είναι η τοποθεσία (συνθήκες) ενός δημιουργίας ενός αστεριού για την ανάπτυξη πλανητικού συστήματος.

Χημικός εμπλουτισμός σε εξωπλανήτες

Το πλανητικό σύστημα HR8799 έχει ομοιότητες με το δικό μας. Σε αυτό υπάρχουν 4 αεριώδεις πλανήτες ανάμεσα σε 2 ζώνες αστεροειδών, και ίσως εσωτερικοί βραχώδεις πλανήτες. Στις σχετικές προσομοιώσεις του συστήματος φαίνεται οι αεριώδεις γίγαντες να δέχονται βροχή μετεωριτών, που τους εμπλουτίζει χημικά.

Το δικό μας ηλιακό σύστημα περιέχει 4 βραχώδεις πλανήτες, μετά μια ζώνη αστεροειδών, 4 αεριώδεις πλανήτες και πάλι μια ζώνη αστεροειδών. Οι βραχώδεις πλανήτες αποτελούνται κυρίως από μέταλλα και άλλα στερεά υλικά, ενώ οι αεριώδεις από πτητικά αέρια και πάγο. Οι βραχώδεις πλανήτες δεν μπόρεσαν να συγκρατήσουν μεγάλη μάζα πτητικών υλικών, λόγω του αστρικού ανέμου του ηλίου. Επίσης ο ήλιος εξάτμισε τον πάγο στην εσωτερική περιοχή του πρωτοπλανητικού δίσκου, με αποτέλεσμα να έχουν μικρή ποσότητα νερού ή μεθανίου. Οι αεριώδεις πλανήτες είχαν τις συνθήκες για να διατηρήσουν τα πτητικά υλικά, με αποτέλεσμα να συσσωρεύσουν τεράστιες ατμόσφαιρες.

Οι αστεροειδείς και κομήτες φέρνουν ύλη από την εσωτερική στην εξωτερική περιοχή και αντίθετα, εμπλουτίζοντας τους πλανήτες.

Ίσως αυτή η προσομοίωση μεταφοράς μάζας στους πλανήτες από αστεροειδείς και κομήτες στο HR8799 να επιβεβαιωθεί από το νέο διαστημικό τηλεσκόπιο James Webb.

ΙΟΥΝΙΟΣ 2020

Ακραία αστέρια του οριζόντιου κλάδου

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.

Μία <καθαρή> περιοχή του νυχτερινού ουρανού

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.

Ο ρόλος της γαλαξιακής ράβδου

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.

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.

Ελαφριά μαύρη τρύπα ή βαρύς αστέρας νετρονίων?

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!

Μαγνητικό δακτυλίδι στον Γαλαξία της Ανδρομέδας

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.

Μία νέα εκδοχή για τον 11ετή κύκλο ηλιακής δραστηριότητας

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.


ΙΟΥΛΙΟΣ 2020

Οι εκρήξεις ακτίνων γ (GRB, Gamma Ray Burst)  

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.

Η πιο κοντινή μας μαύρη τρύπα

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 μέτρηση της συμπαντικής διαστολής με την χρήση βαρυτικών φακών

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. 

Εκλάμψεις στις υπεριώδεις ακτίνες σε SN Ia

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.

Τροφοδότηση πρωτοαστέρα από το νεφέλωμα του

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.


Αύγουστος 2020

Ο αστέρας νετρονίων της SN 1987A

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.

Το πιο γρήγορο αστέρι

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.

Τα κοσμικά νήματα

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.

ΣΕΠΤΕΜΒΡΙΟΣ 2020

Η παραμόρφωση του γαλαξιακού δίσκου

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).

Πάγος και σκόνη

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.