Αστρονομικά νέα
Τα νέα του μήνα

ΝΟΕΜΒΡΙΟΣ 2017                

 Συγχώνευση μαύρων τρυπών

Είναι πλέον σε όλους μας γνωστή η ανακάλυψη βαρυτικών κυμάτων από την σύγκρουση 2 μαύρων τρυπών. Όμως στις 2 από τις 3 τέτοιες περιπτώσεις που ανιχνεύτηκαν από το LIGO οι μαύρες τρύπες είχαν μεγαλύτερες μάζες από ότι προβλέπει η θεωρία. Δηλαδή βρέθηκαν να είναι υπέρβαρες ως απομεινάρια πυρήνων αστεριών μεγάλης μάζας. Φαίνεται ότι αστρικές μαύρες τρύπες μεγάλης μάζας δημιουργούνται μόνο σε πολύ πυκνά αστρικά σμήνη, με αποτέλεσμα να μπορούν να συσσωρεύσουν αρκετή μάζα.

Για την δημιουργία ζευγών μαύρων τρυπών υπάρχουν 3 εξηγήσεις. Να προέρχονται από διπλά αστέρια μεγάλης μάζας, τα οποία είναι αρκετά συνηθισμένα στο σύμπαν. Όμως πιστεύουμε ότι τέτοια συστήματα τείνουν να διαλυθούν μετά την πρώτη σουπερνόβα σε αυτά. Ή αν αντέξουν την σουπερνόβα, η απόσταση των 2 σωμάτων είναι πολύ μεγάλη ώστε να οδηγηθούν σε συγχώνευσή τους. Ένα άλλο σενάριο είναι να πρόκειται για ανεξάρτητες μαύρες τρύπες που λόγω πυκνότητας του σμήνος να πλησίασαν αρκετά η μία την άλλη. Η τρίτη περίπτωση είναι να πρόκειται για αρχέγονες μαύρες τρύπες που δημιουργήθηκαν λίγο μετά την μεγάλη έκρηξη από συμπυκνώσεις της ύλης. Αν ισχύει το τελευταίο σενάριο, μπορεί να συμβάλλουν οι μαύρες τρύπες σε μεγάλο βαθμό στην μάζα της σκοτεινής ύλης.

Η περιστροφή των μαύρων τρυπών ρίχνει φως στην υπόθεση. Αν προέρχονται από διπλό σύστημα πρέπει οι άξονες περιστροφή τους να ήταν ευθυγραμμισμένοι, λόγω κοινής προέλευσης από το αρχικό νεφέλωμα. Αν συγκρούστηκαν τυχαία, οι άξονες είχαν και τυχαίο προσανατολισμό. Και στις 2 αυτές περιπτώσεις η περιστροφή τους είναι αρκετά γρήγορη, σε αντίθεση με την τρίτη εκδοχή. Οι αρχέγονες μαύρες τρύπες δεν κέρδισαν στροφορμή από το περιβάλλον τους.

Το μέχρι τώρα συμπέρασμα από την ανάλυση των συγχωνεύσεων είναι ότι οι μαύρες τρύπες ήταν γρήγορα περιστρεφόμενες, αλλά με τυχαίας κατεύθυνσης άξονες, κάτι που ενισχύει το σενάριο της τυχαίας σύγκρουσης.

Οι πίδακες των Κβάζαρ

  Τα Κβάζαρ είναι από τα πιο βίαια περιβάλλοντα που παρατηρούμε στον ουρανό. Εκτός τους υπέρλαμπρους γαλαξιακούς πυρήνες μας εντυπωσιάζουν και οι τεράστιοι πίδακες από τους πόλους των πυρήνων τους. Γνωρίζουμε ότι σε αυτούς επιταχούνται σωματίδια στο 99% της ταχύτητας του φωτός, με αποτέλεσμα να εκπέμπουν σχετικιστική ακτινοβολία. Ο μηχανισμός των πιδάκων έχει να κάνει με τον δίσκο προσαύξησης που αναγκάζεται να φιλοξενήσει πολύ ύλη, λόγω του πυκνού γαλαξιακού πυρήνα. Τα μαγνητικά πεδία σε συνδυασμό με την φυγόκεντρο εκτρέπουν μέρος της ύλης, που έχει θερμανθεί σε εκατομμύρια βαθμούς, στους πίδακες. Η τροφοδοσία των πιδάκων δεν είναι ομαλή, λόγω διαταραχών του δίσκου προσαύξησης, αλλά συμβαίνει με συμπυκνώματα ύλης. Έτσι παρατηρούνται συμπυκνώματα σαν κόμποι στους πίδακες και μετακινήσεις τους πάνω από τους πόλους. Ακόμα, η συστροφή και κατάρρευση των μαγνητικών γραμμών (κάτι που παρατηρούμε και στον Ήλιο μας) ενισχύει τα παραπάνω. Παρατηρήθηκε επίσης ότι οι πίδακες περιστρέφονται κοντά στη βάση τους, κάτι σύμφωνο με τα παραπάνω. Τα παραπάνω φαινόμενα ενισχύονται με την δέσμευση του πλάσματος από τα μαγνητικά πεδία.

Όλα αυτά παρατηρήθηκαν στα ραδιοκύματα στον Μ87, το Κβάζαρ που μπορούμε να μελετήσουμε καλύτερα από κάθε άλλο λόγω εγγύτητας.

ΔΕΚΕΜΒΡΙΟΣ 2017               

  Αστρογέννηση από την πρώτη στιγμή

Με τα τηλεσκόπια ALMA (στα μικροκύματα) οι αστρονόμοι μελέτησαν 2 γαλαξίες από την εποχή που το σύμπαν ήταν μόλις 900 εκατομμυρίων ετών (z= 6). Το ιδιαίτερο σε αυτούς είναι ότι είχαν ήδη τότε πλούσιο αστρικό πληθυσμό, μερικές εκατοντάδες δισεκατομμύρια αστέρια (όπως ο Γαλαξίας μας) ο καθένας τους. Η ανακάλυψη έγινε στην προσπάθεια ανίχνευσης μακρινών (παλαιών) Κβάζαρ με σκοπό να μάθουμε αν ο ενεργός γαλαξιακός πυρήνας εμποδίζει την αστρογέννηση. Οι ερευνητές έψαχναν εκπομπή του {CII}, <απαγορευμένου> ιονισμένου άνθρακα. Ο όρος απαγορευμένο {} σημαίνει ότι αυτό το ιόν δεν μπορεί να υπάρξει στην Γη σε φυσικές συνθήκες. Αυτό το ιόν του άνθρακα δημιουργείται στο πλάσμα σε μεσοαστρικά νέφη όταν αυτά είναι στην διαδικασία της ψύξης (το ιόν αποβάλλει θερμότητα εκπέμποντας μια χαρακτηριστική ακτινοβολία). Υπολογίζουμε ότι σε 100000 άτομα υδρογόνου σε αυτά τα νέφη στο πρώιμο σύμπαν αντιστοιχούσαν μόλις 3 άτομα άνθρακα.

Η ψύξη ενός νέφους σημαίνει την συμπύκνωσή του με συνέπεια την αργότερα κατάρρευση σε αστέρια. Έτσι, με την ανίχνευση της παραπάνω εκπομπής στα μικροκύματα (λόγω ερυθρολίσθησης από μήκος κύματος 148 μm) μπορούμε να υπολογίσουμε την αστρογέννηση σε αυτούς τους μακρινούς γαλαξίες. Το ίδιο το υδρογόνο (με ένα μόλις ηλεκτρόνιο) δεν εκπέμπει αποτελεσματικά ώστε να το μετρήσουμε άμεσα.

Σε 25 μακρινά Κβάζαρ ανιχνεύτηκαν 4 γαλαξίες να έχουν απόσταση από 30000 και 200000 έτη φωτός από αυτά. Αυτοί ανέπτυξαν την τόσο έντονη αστρογέννηση (100 αστέρια το έτος έναντι 1 στον Γαλαξία μας) σχεδόν με την δημιουργία τους. Ο πιο κοντινός σε Κβάζαρ γαλαξίας από αυτούς φαίνεται στις παρατηρήσεις να ήταν τότε σε φάση συγχώνευσης με αυτό, η αρχαιότερη συγχώνευση γαλαξιών που έχουμε παρατηρήσει. Αυτά τα Κβάζαρ με τους κοντινούς γαλαξίες τους αποτελούν τους προγεννήτορες των μεγάλων ελλειπτικών γαλαξιών που παρατηρούμε σε ηλικία του σύμπαντος 1,5 δις έτη, σημερινή απόσταση από εμάς στα 24 δις έτη φωτός (λόγω συμπαντικής διαστολής).

Η παραπάνω ανακάλυψη ταιριάζει με το μοντέλο δημιουργίας του Γαλαξία μας που προβλέπει ότι σε ηλικία του σύμπαντος 1 δις έτη δημιουργήθηκε ο πρώτος αστρικός πληθυσμός του, που αποτέλεσε τον πρώτο πληθυσμό της γαλαξιακής κοιλιάς, τον παχύ δίσκο και την γαλαξιακή άλω.

Αλλάζει ο χάρτης δημιουργίας των στοιχείων του περιοδικού πίνακα?

Μετά την πρόσφατη (Αύγουστος 2017) ανακάλυψη συγχώνευσης 2 αστέρων νετρονίων έχουμε νέα δεδομένα στην δημιουργία των βαρέων χημικών στοιχείων. Η συγχώνευση των αστέρων νετρονίων ανακαλύφθηκε στα βαρυτικά κύματα και μελετήθηκε σε όλο το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα, από τις ακτίνες γ ως τα ραδιοκύματα.

Φασματοσκοπικά επιβεβαιώθηκε η δημιουργία μεγάλης ποσότητας βαρέων στοιχείων όπως ο χρυσός, η πλατίνα, το ουράνιο και το πλουτώνιο. Αυτά τα στοιχεία δημιουργούνται με την διαδικασία απορρόφησης νετρονίων r (rappid process). Αυτό συμβαίνει όταν σε συνθήκες με μεγάλη πυκνότητα νετρονίων απορροφώνται νετρόνια από ατομικούς πυρήνες (όπως π.χ. ο σίδηρος) και μετατρέπονται με την διάσπαση β σε πρωτόνια. Έτσι σχηματίζονται βαρύτεροι ατομικοί πυρήνες. Μαζί με την διαδικασία s (slow process, στους ερυθρούς γίγαντες που βρίσκονται στον ασυμπτωτικό κλάδο) η παραπάνω διαδικασία είναι η αιτία που έχουμε στο σύμπαν στοιχεία βαρύτερα από τον σίδηρο.

Και μόνο το βαθύ κόκκινο χρώμα του νεφελώματος της έκρηξης (η ύλη που αποτελείται από βαριούς πυρήνες απορροφάει πιο αποτελεσματικά το ορατό φως από, για παράδειγμα, το νεφέλωμα μιας σουπερνόβα) παραπέμπει στην δημιουργία μεγάλης ποσότητας βαρέων στοιχείων. Υπολογίζεται να δημιουργήθηκαν βαρέα στοιχεία μάζας όσο 16000 αυτή της Γης, ανάμεσά τους και 10 γήινες μάζες χρυσός και πλατίνα!

Φαίνεται ότι οι συγχωνεύσεις αστέρων νετρονίων είναι οι βασικοί προμηθευτές του σύμπαντος σε βαρέα στοιχεία με την διαδικασία s. Αυτά δημιουργούνται και στις σουπερνόβα, που αποτελούν πιο συχνό φαινόμενο στο σύμπαν από τις συγκρούσεις αστέρων νετρονίων, αλλά σε πολύ μικρότερες αναλογίες. Οι αστέρες νετρονίων αποτελούν εξ ορισμού <το> περιβάλλον με μεγάλη πυκνότητα νετρονίων.

ΙΑΝΟΥΑΡΙΟΣ 2018

Η εξάλειψη της σκόνης στο πλανητικό νεφέλωμα NGC 7009.

Το παραπάνω πλανητικό αποκαλείται και νεφέλωμα του Κρόνου. Βρίσκεται σε απόσταση 5000 ετών φωτός. Ανακαλύψαμε ότι στα όρια του εσωτερικού δακτυλίου παρουσιάζει έλλειμμα σκόνης σε σχέση με το υπόλοιπο νεφέλωμα. Η αιτία είναι ένα κρουστικό κύμα  από το υλικό που διέφυγε τελευταίο από το αστέρι, που θέρμανε τόσο την σκόνη ώστε να την εξαερώσει. Το πιο εξωτερικό στρώμα αποτελείται από υλικό που διέφυγε νωρίτερα από το αστέρι.  

Ζυγίζοντας έναν λευκό νάνο (Stein 2051B)

Με την χρήση μικρό-βαρυτικού φακού μπορέσαμε να υπολογίσουμε την μάζα ενός λευκού νάνου απόστασης 18 έτη φωτός. Ο παραπάνω λευκός νάνος <έκρυψε> ένα αστέρι  (η <πηγή>)απόστασης 5000 ετών φωτός τον Μάρτιο του 2014. Η μάζα του λευκού νάνου υπολογίστηκε από την φαινομενική μεταβολή της θέσης της <πηγής> στον ουρανό. Η ακριβής θέση του αστεριού- πηγή είναι γνωστή από την σύγκριση με άλλα μακρινά αστέρια του πεδίου. Αυτή η μέθοδος ονομάζεται αστρομετρία βαρυτικού φακού.  Η βαρύτητα του λευκού νάνου έκαμψε αρκετά τις ακτίνες φωτός από την πηγή, ώστε να είναι μετρήσιμη η μεταβολή της φαινομενικής θέσης του. 

ΦΕΒΡΟΥΑΡΙΟΣ 2018

Η μεταφορά στροφορμής στους πρωτοπλανητικούς δίσκους

Το μυστήριο της μεταφοράς στροφορμής στους πρωτοπλανητικούς δίσκους έχει μια νέα λύση. Παρατηρήσεις με το ALMA έδειξαν ότι οι πίδακες που αναπτύσσονται κάθετα στον δίσκο περιστρέφονται. Αυτό σημαίνει ότι μεταφέρουν στροφορμή έξω από τον δίσκο. Αυτό επιτρέπει σε υλικό έξω από τον δίσκο να εισέλθει σε αυτόν. Αν δεν μπορεί να <ξεφορτωθεί> στροφορμή ο δίσκος δεν μπορεί να εισέλθει ύλη σε αυτόν. 

Παρατηρούμε ότι το υλικό που βρίσκεται σε Κεπλέρια τροχιά έξω από τον δίσκο έχει μεγαλύτερη στροφορμή από αυτό στον δίσκο. Αυτό το υλικό μεταφέρει την στροφορμή του στον δίσκο, που με την σειρά του χάνει στροφορμή από τους πίδακες. Να σημειώσουμε ότι οι πίδακες δεν είναι συμμετρικοί, περιέχουν συμπυκνώματα που μας επιτρέπουν να <διαβάσουμε> την περιστροφή τους.

Η σχετικότητα στην κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία μας

Η μελέτη των κινήσεων αστεριών που βρίσκονται κοντά στην μεγάλη μαύρη τρύπα στο κέντρο του Γαλαξία μας έφερε άλλη μια επιβεβαίωση της θεωρίας της σχετικότητας. Ένα από αυτά τα αστέρια είναι το S2 με 15 ηλιακές μάζες (τύπου Β). Περιφέρεται της μαύρης τρύπας σε ελλειπτική τροχιά κάθε 15,6 έτη, και την πλησιάζει στις 17 ώρες φωτός, μόλις 120 AU. Η επίδραση της σχετικότητας στην τροχιά του είναι μετρήσιμη (δημιουργείται το χαρακτηριστικό σχήμα της Ροζέτας στην απεικόνιση των περιφορών του αστεριού γύρω από την μαύρη τρύπα). Η μεγάλη μάζα του αστεριού και η εγγύτητά του στην μαύρη τρύπα είναι που κάνει αυτό το φαινόμενο να είναι μετρήσιμο.  


ΜΑΡΤΙΟΣ 2018

Αρχαίο Κβάζαρ

Το J1342+0982 είναι ένα Κβάζαρ με ερυθρολίσθηση z= 7,54. Το φως του έρχεται από την εποχή του συμπαντικού επαναιονισμού.

Το σύμπαν έγινε ουδέτερο 380.000 χρόνια μετά την μεγάλη έκρηξη, όταν τα ηλεκτρόνια δεσμεύτηκαν στους ατομικούς πυρήνες (σχεδόν αποκλειστικά υδρογόνου), λόγω πτώσης της θερμοκρασίας του πλάσματος. Την εποχή 200 εκατομμύρια- 1 δις μετά την μεγάλη έκρηξη (z= 20 ως 6) το σύμπαν επαναιονίστηκε λόγω των αστρικών ανέμων των πρώτων μεγάλων αστεριών, των εκρήξεων σουπερνόβα και των Κβάζαρ.

Αυτό που διαπιστώθηκε στο φάσμα του παραπάνω Κβάζαρ είναι ότι το μεσογαλαξιακό αέριο ήταν ακόμη ουδέτερο. Η φασματική γραμμή Lyman- Alpha (μετατόπιση του ηλεκτρονίου του πυρήνα υδρογόνου σε ανώτερη ενεργειακή τροχιά) δεν εμφανίζεται ως γραμμή αλλά ως πλατιά λωρίδα απορρόφησης. Το πλάτος προέρχεται από τις διαφορετικές ταχύτητες των ουδέτερων νεφών υδρογόνου στον παραπάνω γαλαξία.

Ένα ερώτημα που προκύπτει είναι πως μπόρεσε να αυξήσει την μάζα της η κεντρική μαύρη τρύπα (800 εκατομμύρια ηλιακές) σε μόλις 690 εκατομμύρια έτη (ηλικία του Κβάζαρ που παρατηρούμε). Αν μια μαύρη τρύπα απορροφήσει υλικό πάνω από ένα όριο (Eddigton) τότε ακτινοβολεί τόσο, ώστε να μην επιτρέπει η πίεση της ακτινοβολίας σε περισσότερο υλικό να συσσωρευτεί στην μαύρη τρύπα. Μία λύση είναι η συγχώνευση μαύρων τρυπών, ακόμα και πολλών μικρότερης (αστρικής) μάζας. Το όριο Eddington μπορεί να ξεπεραστεί αν υπάρχουν κενά (πόροι) στον δίσκο συσσώρευσης που αφήνουν την ακτινοβολία να διαφύγει.

Μεσοαστρική σκόνη

Οι διαστημοσυσκευές Cassini και Stardust μας επέτρεψαν την ανάλυση της σκόνης του διαστήματος. Η πρώτη συσκευή ανέλυε την σκόνη επί τόπου ενώ η δεύτερη την επέστρεψε στην Γη (μόλις 2 κόκκους!). Η προέλευση των κόκκων που αναλύθηκαν δεν είναι του ηλιακού συστήματος. Όταν προσέκρουσαν στους αισθητήρες αυτοί ήταν στραμμένοι μακριά από τα σώματα του ηλιακού συστήματος,άρα προέρχονταν από έξω από αυτό. Αυτοί οι κόκκοι παρουσιάζουν μεγάλη χημική ομοιογένεια, κάτι που δεν θα έπρεπε αν αναλογιστούμε ότι προέρχονται από διαφορετικά περιβάλλοντα (αστέρια). Η θεωρία λέει ότι η σκόνη σχηματίζεται στα προχωρημένα στάδια της αστρικής εξέλιξης (όταν απομακρύνεται υλικό από το αστέρι που είναι πλέον γίγαντας). Αυτή η σκόνη έχει διάρκεια ζωής μισό ως 1 δις έτη, πριν καταστραφεί από κάποια έκρηξη σουπερνόβα (θερμανθεί τόσο ώστε να περάσει στην αέρια φάση). Να σημειώσουμε ότι ο μεσοαστρικός χώρος είναι γεμάτος από καυτές <φούσκες> υπολειμμάτων σουπερνόβα. Η μέση παραμονή της σκόνης στον μεσοαστρικό χώρο, μέχρι που να <ξαναχρησιμοποιηθεί> για τον σχηματισμό αστεριού και πλανητών, είναι 2- 3 δις έτη. Αυτό σημαίνει ότι πρέπει να επαναδημιουγείται στις πυκνές περιοχές στα μοριακά νεφελώματα μετά την καταστροφή της. Αυτό είναι σύμφωνο με την χημική ομοιογένεια που παρατηρήσαμε στους κόκκους.

Μην ξεχνάμε ότι την σκόνη την μελετάμε φασματοσκοπικά επειδή απορροφάει το αστρικό φως και εκπέμπει στο υπέρυθρο. Στα φάσματα των νεφών ανάμεσα σε αστέρια που παρατηρούμε και παρατηρητή εντοπίζουμε έλλειψη στοιχείων που σχηματίζουν (δεσμεύονται σε) κόκκους σκόνης όπως μαγνήσιο, πυρίτιο, σίδηρο και ασβέστιο. Σε αέρια φάση βρίσκονται κυρίως τα στοιχεία με μεγάλη πτητικότητα. Αργότερα, με την κατάρρευση τμήματος του νεφελώματος για σχηματισμό αστεριών σχηματίζεται πάγος στους κόκκους σκόνης που δεσμεύει και πτητικά στοιχεία.

Ακόμα, οι όξινες συνθήκες στα μεσοαστρικά νέφη επιτρέπουν να σχηματιστούν κόκκοι με βάση το πυρίτιο ή το οξυγόνο και όχι τον άνθρακα, κάτι που επιβεβαιώνεται από τα ευρήματα των διαστημοσυσκευών.


ΑΠΡΙΛΙΟΣ 2018

Η μακρινότερη σουπερνόβα

Η σουπερνόβα DES16C2nm (Αύγουστος 2016 στον χημικό φούρνο Fornax) έχει μετατόπιση στο ερυθρό z= 1,998. Αυτό σημαίνει ότι μας στέλνει το φως από απόσταση της έκρηξης στα 10,5 δις έτη φωτός. Πρόκειται για μια υπέρλαμπρη σουπερνόβα (Super Luminous SN) με λαμπρότητα 50- 100 φορές την τυπική λαμπρότητα μιας σουπερνόβας Ia (έκρηξη λευκού νάνου). Αυτές οι σουπερνόβα οφείλουν την τεράστια λαμπρότητά τους στην δημιουργία αστέρων νετρονίων τύπου magnetar, δηλαδή με τεράστιο μαγνητικό πεδίο. Η πολύ γρήγορη περιστροφή τους μεταφέρει μαγνητικό πεδίο και στροφορμή στο κέλυφος της σουπερνόβα (τα εξωτερικά αστρικά στρώματα που δεν κατέρρευσαν στο αστέρι νετρονίων) και το θερμαίνουν, με αποτέλεσμα αυτό να λάμπει έντονα.

Ο ασυνήθιστος γαλαξίας NGC474

Ο παραπάνω ελλειπτικός γαλαξίας στους Ιχθείς, σε απόσταση 100 εκ. έτη φωτός, περιβάλλεται από κελύφη και εκτεταμένους βραχίονες. Μάλλον έχουν προέλευση τους νάνους δορυφόρους που συγχωνεύτηκαν με τον γαλαξία. Οι βαρυτικές αλληλεπιδράσεις απομάκρυναν αστέρια και αέριο από τον γαλαξία αλλά όχι από το βαρυτικό του πεδίο.
Ο NGC474 συνοδεύεται από τον NGC470, έναν γαλαξία εκρηκτικής αστρογέννησης, που συνέβαλλε και αυτός στις παραπάνω βαρυτικές διαταραχές. Να σημειώσουμε ότι ο NGC474 είναι μεγαλύτερος από τον δικό μας Γαλαξία, με διάμετρο 270.000 έτη φωτός. 

Τεράστια μαγνητικά πεδία

Ερευνητές ανακάλυψαν (στα ραδιοκύματα) τεράστια μαγνητικά πεδία - απολιθώματα συγκρούσεων γαλαξιακών σμηνών. Αυτές οι τοξοειδείς δομές σχηματίζονται από την συμπύκνωση του μεσογαλαξιακού αερίου. Η πόλωση του φωτός (απόδειξη ύπαρξης μαγνητικού πεδίου) διαπιστώνεται στα ραδιοκύματα. Η μέτρηση της πόλωσης στα μικρά (3- 6 εκατοστόμετρα) μήκη ραδιοκυμάτων δεν επηρεάζεται από το μαγνητικό πεδίο του Γαλαξία μας, έτσι μπόρεσαν να γίνουν οι μετρήσεις σε αυτήν την περιοχή εκπομπής. Η πολικότητα φτάνει το 50% και αυτά τα πεδία έχουν έκταση 5-6 εκατομμύρια έτη φωτός! Η μεγάλη πολικότητα μας δείχνει ότι οι συγκρούσεις γαλαξιακών σμηνών συμβαίνουν με μεγάλες ταχύτητες (2000 km/s). Ο μηχανισμός της δημιουργίας αυτών των τεράστιων μαγνητικών πεδίων δεν είναι ακόμα γνωστός. 


ΜΑΗΟΣ 2018

Οι γαλαξίες- δορυφόροι

Το καλύτερο κοσμολογικό μοντέλο σήμερα είναι το ΛCDM. Το Λ συμβολίζει την σκοτεινή ενέργεια (συμπαντική διαστολή) και τα αρχικά CDM (cold dark matter) την ψυχρή σκοτεινή ύλη. Ψυχρή με την έννοια ότι αποτελείται από μεγάλης μάζας σωματίδια και όχι από ελαφριά, γρήγορα και επομένως καυτά σωματίδια. Το μοντέλο προβλέπει με μεγάλη ακρίβεια τις ιδιότητες των γαλαξιών και των σμηνών τους, όπως τις παρατηρούμε με τα τηλεσκόπια μας. Οι νάνοι γαλαξίες, δορυφόροι των μεγαλύτερων, αποτελούν ένα πρόβλημα για το μοντέλο. Θα έπρεπε να είναι πολύ περισσότεροι από όσους παρατηρούμε. Αυτό ίσως να οφείλεται στο ότι πολλοί από αυτούς διαμελίζονται γρήγορα από τις βαρυτικές δυνάμεις των μεγάλων γαλαξιών ή δεν έχουν την απαραίτητη λαμπρότητα (αστέρια) ώστε να τους δούμε. Όμως υπάρχει και άλλο ένα πρόβλημα. Σε 3 γαλαξίες, τον δικό μας, της Ανδρομέδας και τον ελλειπτικό Κένταυρος Α (Centaurus A) παρατηρούμε τους νάνους να κινούνται συμμετρικά με τον γαλαξιακό άξονα γύρω από τον γαλαξία. Μερικοί νάνοι παρουσιάζουν μετατόπιση στο ερυθρό (απομακρύνονται) ενώ άλλοι στο μπλε (μας πλησιάζουν). Βάσει του μοντέλου οι νάνοι θα έπρεπε να αποτελούν ένα κουκούλι γύρω από κάθε γαλαξία (όπως τα σφαιρωτά σμήνη του Γαλαξία μας) χωρίς να κινούνται σε ένα επίπεδο.
Η μελέτη χρειάζεται πολύ περισσότερα δεδομένα ώστε να κλονιστεί το μοντέλο ΛCDM. Πολλοί νάνοι των παραπάνω γαλαξιών δεν κινούνται στο επίπεδο ή δεν έχουν μετρηθεί οι κινήσεις τους. Ακόμα, ιδίως ο Κένταυρος Α βίωσε πρόσφατα (σε γαλαξιακούς χρόνους) μια μεγάλη συγχώνευση, έτσι είναι λογικό να ακολουθούν οι νάνοι την κίνηση της άλως σκοτεινής ύλης γύρω από τον γαλαξία. Κανένας από τους 3 γαλαξίες δεν θεωρείται απομονωμένος, άρα η κίνηση των δορυφόρων σε ένα επίπεδο μπορεί να οφείλεται σε βαρυτικές διαταραχές από άλλους γαλαξίες ή ακόμα και από τον προσανατολισμό του κοσμικού ιστού, δηλαδή του μοτίβου των σμηνών γαλαξιών. 

Μας βλέπουνε?

Ο αριθμός των εξωπλανητών που ανακαλύψαμε φτάνει τις 4000. Σε περισσότερα από 600 αστέρια έχουμε ανακαλύψει παραπάνω από έναν πλανήτη. Τώρα οι ερευνητές (Robert Wells, Queens university Belfast) ήθελαν να μάθουν κατά πόσο φαίνονται οι πλανήτες του ηλιακού μας συστήματος από άλλα αστέρια. Μπορεί να ανακαλυφτεί η Γη με την μέθοδο της διάβασης? Με την παραπάνω μέθοδο ανακαλύπτουμε πλανήτες που είναι κοντά στο αστέρι (έχουν μικρή περίοδο περιφοράς γύρω από το αστέρι, άρα επαναλαμβάνεται η διάβαση σύντομα) και παρουσιάζουν μικρή εκκεντρικότητα. Βρέθηκαν 68 εξωπλανήτες από τους οποίους θεωρητικά μπορεί να ανακαλύψει κάποιος το ηλιακό μας σύστημα, με την μέθοδο της διάβασης. Από τους περισσότερους φαίνεται η διάβαση του Ερμή, ως κοντινότερου πλανήτη στον Ήλιο μας. Η διάβαση 3 πλανητών μπροστά από τον Ήλιο (Δίας, Κρόνος και Ουρανός) μπορεί να παρατηρηθεί μόνο από τον EPIC211913977b. Από 9 εξωπλανήτες είναι δυνατή η παρατήρηση της διάβασης της Γης μπροστά από τον Ήλιο (κανένας τους δεν χαρακτηρίζεται κατοικήσιμος).
Η μέθοδος της διάβασης μας προσφέρει και έμμεσα το φάσμα ενός πλανήτη, αφαιρώντας το φάσμα του αστεριού από το φάσμα κατά την διάβαση. Μία άλλη μέθοδος είναι η μετατόπιση του φάσματος λόγω παλιρροϊκών μετατοπίσεων του αστεριού από τους πλανήτες και η χρήση μικρό- βαρυτικών φακών. Η πρώτη μέθοδος, με την οποία έχουν ανακαλυφτεί οι περισσότεροι εξωπλανήτες, μας αποκαλύπτει κυρίως μεγάλης μάζας πλανήτες (αεριώδεις γίγαντες) ενώ η δεύτερη (με λίγους πλανήτες στο ενεργητικό της) πλανήτες που είναι λίγο μακριά από το αστέρι τους.

Ο εκρηκτικός εγγύτερος του Κενταύρου

Πρόσφατα ανακαλύψαμε έναν πλανήτη στο κοντινότερο αστέρι μας (Εγγύτερος του Κενταύρου), και μάλιστα στο μέγεθος της Γης μας. Μετά από αυτήν την ανακάλυψη οι αστρονόμοι πίστευαν ότι εντόπισαν και μια ζώνη σκόνης γύρω από το αστέρι, που παραπέμπει στην παρουσία περισσότερων πλανητών. Όμως η λεπτομερή ανάλυση των δεδομένων μας έδειξε τελικά ότι πρόκειται για μια τεράστια έκλαμψη του αστεριού (24/3/17). Μάλιστα αυξήθηκε η λαμπρότητα του αστεριού κατά χίλιες φορές για ένα λεπτό. Είχε προηγηθεί και μια μικρότερης ισχύς έκλαμψη, που έδωσε συνολική διάρκεια 2 λεπτών στο παραπάνω φαινόμενο.
Αυτά δεν είναι καλά νέα για τον κοντινότερο μας εξωπλανήτη (του Proxima).Τέτοιες ισχυρές εκλάμψεις (που τις παρατηρούμε συχνά σε κόκκινους νάνους) επηρεάζουν σοβαρά τον πλανήτη. Εξατμίζουν την όποια ατμόσφαιρά του και δεν επιτρέπουν την ανάπτυξη ζωής σε αυτόν, τουλάχιστον όπως την γνωρίζουμε στην Γη μας. 

ΙΟΥΝΙΟΣ 2018

Εξωπλανήτες και μεταλλικότητα

Μια νέα μελέτη που συγκρίνει τις τροχιές των εξωπλανητών γύρω από τα αστέρια τους και τα φάσματα αυτών των αστεριών αποκάλυψε ότι υπάρχει εξάρτηση των πλανητικών τροχιών από την μεταλλικότητα του αστεριού τους. Σε ένα δείγμα 282 εξωπλανητών γύρω από 221 αστέρια, τα αστέρια με μεγαλύτερη μεταλλικότητα έχουν πλανήτες με κοντινές τροχιές (μικρότερης διάρκειας από 8 ημέρες). Ακόμα, παρουσιάζουν μικρότερες διαμέτρους και μεγαλύτερες πυκνότητες (βραχώδεις πλανήτες). Οι πλανήτες σε φτωχά σε μέταλλα αστέρια παρουσιάζουν σημαντικά μεγαλύτερες περιόδους περιφοράς.
Η μεταλλικότητα αποτελεί σημαντικό παράγοντα στην δημιουργία των αστεριών (μεγάλη μεταλλικότητα σημαίνει πολλά μικρά και ελάχιστα μεγάλης μάζας αστέρια), αλλά και στην διαμόρφωση του πλανητικού συστήματος.  

Πως μετράμε την ηλικία των Κβάζαρ

Η ηλικία των Κβάζαρ (ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες, μια σύντομη φάση στην γαλαξιακή εξέλιξη μετά από μεγάλη συγχώνευση γαλαξιών) προσδιορίζεται με έναν πολύ έξυπνο τρόπο. Όταν ένα Κβάζαρ είναι στην αρχική του φάση, δηλαδή μόλις έχει αναπτυχθεί μια υπερμεγέθης μαύρη τρύπα στο κέντρο του γαλαξία που απορροφάει πολύ ύλη και εκπέμπει 2 πίδακες, ιονίζει έντονα τα (κυρίως ουδέτερα αποτελούμενα από μοριακό υδρογόνο) νέφη γύρω από το γαλαξιακό κέντρο. Σε αυτή την φάση εκπέμπει ελάχιστο φως προς τα έξω του γαλαξία, επειδή αυτό απορροφάται από τα νέφη. Όταν έχουν ιονιστεί σε μεγάλο βαθμό αυτά τα γύρω νεφελώματα, γίνονται πιο διάφανα και το φως από το Κβάζαρ φτάνει στα τηλεσκόπια μας. Αυτός είναι ένας καλός τρόπος προσδιορισμού της ηλικίας των Κβάζαρ.
Ένα μυστήριο είναι η δημιουργία Κβάζαρ σε νεαρή ηλικία του σύμπαντος, με την έννοια ότι θεωρητικά δεν υπήρχε αρκετός χρόνος να αναπτυχθεί μια υπερμεγέθης μαύρη τρύπα (δις ηλιακών μαζών), τουλάχιστον όχι από μεμονωμένες αστρικές μαύρες τρύπες.
Υπάρχει ένα φυσικό όριο στην ύλη που μπορεί να συσσωρεύσει μια μαύρη τρύπα. Αν συσσωρευτεί πολύ ύλη γύρω της αυτή αναπτύσσει κατά την πτώση της στην μαύρη τρύπα έντονη ακτινοβολία. Αυτή η ακτινοβολία δεν επιτρέπει να συσσωρευτεί περισσότερη ύλη (όριο Eddington). Αυτό το όριο όμως μπορεί να παραβιαστεί με την ανάπτυξη δίσκου προσαύξησης και μάλιστα με <πόρους>, δηλαδή περιοχές μικρότερης πυκνότητας που επιτρέπουν στην ακτινοβολία να διαφύγει.  

Η δημιουργία βαρύτερων στοιχείων σε ερυθρούς γίγαντες

Συνήθως λέμε ότι τα βαρύτερα του σιδήρου στοιχεία δημιουργούνται στις εκρήξεις σουπερνόβα σε ελάχιστα δευτερόλεπτα. Όμως πολλά από αυτά (και αν εξαιρέσουμε αυτά που δημιουργούνται στις συγκρούσεις αστέρων νετρονίων) σχηματίζονται σε ερυθρούς γίγαντες...με το πάσο τους! Η διαδικασία καύσης ηλίου σε έναν αστρικό πυρήνα παράγει πλεόνασμα νετρονίων. Αυτά τα νετρόνια ενώνονται με πυρήνες της ομάδας του σιδήρου (που ήδη υπάρχουν στα εξωτερικά αστρικά στρώματα από το αρχικό νεφέλωμα που γέννησε το αστέρι), με αποτέλεσμα την δημιουργία βαρύτερων στοιχείων (τα παραπανίσια νετρόνια μετατρέπονται σε πρωτόνια). Αυτή η διαδικασία ονομάζεται αργή απορρόφηση νετρονίων (slow progress) και τα στοιχεία που παράγονται με αυτήν στοιχεία s.  Αυτό συμβαίνει όταν ένα αστέρι είναι στον ασυμπτωτικό κλάδο (όπου ανεβαίνουν μόνο αστέρια με μάζα που δεν τους επιτρέπει την σύντηξη μετά την καύση του ηλίου) επειδή σε αυτήν την τελευταία φάση αστρικής εξέλιξης αναμειγνύεται το εσωτερικό υλικό ενός αστεριού με τα εξωτερικά του στρώματα.

Μεγάλες διαφορές θερμοκρασίας κατά την έκρηξη σουπερνόβα

Για να σημειωθεί μια έκρηξη σουπερνόβα πρέπει να αναπτυχθούν τεράστιες πιέσεις και θερμοκρασίες. Η έκρηξη επεκτείνεται από τον αστρικό πυρήνα προς τα έξω με ένα μέτωπο δις βαθμών Κέλβιν, ενώ η ύλη που συναντάει έχει θερμοκρασία <μόλις> μερικά εκατομμύρια βαθμούς. Έτσι παρατηρείται (φυσικά μόνο στις προσομοιώσεις) να υπάρχει διαφορά εκατοντάδων εκατομμυρίων βαθμών σε μόλις 1- 2 μέτρα απόσταση! 

GAIA, νέες λεπτομέρειες στην αστρική εξέλιξη (διάγραμμα H/R).

Η διαστημοσυσκευή GAIA μέτρησε με τεράστια ακρίβεια την απόσταση, παράλλαξη και θέση 1,3 εκατομμυρίων αστεριών (κοντά στο 1% των αστεριών του Γαλαξία μας), αλλά και το χρώμα (θερμοκρασία) τους. Ανάμεσα στα συμπεράσματα από τα δεδομένα είναι ότι στο διάγραμμα H/R διαχωρίζεται μια λωρίδα λίγο πάνω από την κυρία ακολουθία, που αποτελείτε από τα διπλά αστέρια. Ενώ στα αστέρια μικρής μάζας η κυρία ακολουθία εκτείνεται προς τα αριστερά (θερμότερα αστέρια ίδιας μάζας λόγω μικρής μεταλλικότητας), στα μεγάλης μάζας αστέρια (που είναι μόνο νεαρά, άρα μεγάλης μεταλλικότητας) ψηλά στο διάγραμμα υπάρχει ένα απότομο όριο στα αριστερά του διαγράμματος. Είναι λογικό όλα τα μεγαλύτερης μάζας, και βραχύβια αστέρια να έχουν παρόμοια μεταλλικότητα.Επίσης διακρίνεται μια συγκέντρωση μετά των κλάδο των γιγάντων (όπου ανεβαίνουν τα αστέρια που πια καίνε υδρογόνο γύρω από τον πυρήνα ηλίου), όπου τα αστέρια καίνε ήλιο στους πυρήνες τους, μια φάση της αστρικής εξέλιξης που έχει σχετικά μεγάλη διάρκεια. 

Ιδιαίτερο ενδιαφέρον υπάρχει στην περιοχή των λευκών νάνων (πολύ θερμοί και αμυδροί, κάτω δεξιά στο διάγραμμα). Εκεί υπάρχει μια περιοχή των λ. νάνων που έχουν ατμόσφαιρα υδρογόνου, αυτή των λ. νάνων με ατμόσφαιρα ηλίου και τέλος αυτή με λευκούς νάνους χωρίς υδρογόνο και ήλιο (χωρίς ατμόσφαιρα), που αποτελούνται μόνο  από άνθρακα και οξυγόνο. Το καινούργια στοιχείο είναι ένας κλάδος χαμηλά δεξιά στο διάγραμμα που δεν έχει εξηγηθεί ακόμα. Επίσης ξεχωρίζουν οι διπλοί λευκοί νάνοι και οι διπλοί λευκού νάνου- αστέρα κυρίας ακολουθίας. Οι διπλοί βρίσκονται λίγο πιο ψηλά, ανάμεσα στους λευκούς νάνους και στην κύρια ακολουθία.

ΙΟΥΛΙΟΣ 2018

Το αστέρι Tabby

Το αστέρι ονομάστηκε έτσι προς τιμή της αστρονόμο Tabetha Boyajian που ανακάλυψε την μυστηριώδη πτώση της λαμπρότητας του. Το αστέρι είναι τύπου F. Μέχρι τώρα η ελάττωση της λαμπρότητας δεν μπορούσε να εξηγηθεί, αλλά μια έρευνα σε διαφορετικά μήκη κύματος απέδειξε ότι υπάρχει εξάρτηση της ελάττωσης της λαμπρότητας από το μήκος κύματος. Στα μικρά μήκη κύματος η ελάττωση είναι μεγαλύτερη. Αυτό μας δείχνει ότι μάλλον πρόκειται για σκόνη, με μέγεθος 1,5 ως 150 νανόμετρα, βάση της καμπύλης φωτός σε διαφορετικά μήκη κύματος.

Τα νέα από το Gaia

Οι τελευταίες μελέτες των δεδομένων του Gaia βοήθησαν στον καθορισμό της συμπαντικής διαστολής με μεγαλύτερη ακρίβεια. Ουσιαστικά μεγάλωσε πολύ η ακτίνα που μπορούμε να μετρήσουμε την παράλλαξη των αστεριών. Αυτό έδωσε στους αστρονόμους την δυνατότητα να προσδιορίσουν με μεγαλύτερη ακρίβεια την λαμπρότητα των Κηφείδων. Με βάση την βελτιωμένη σε ακρίβεια λαμπρότητα των Κηφείδων μπόρεσαν να μετρήσουν την απόσταση μακρινών σουπερνόβα Ia και την ερυθρολίσθησή τους.

Η νέα τιμή της κοσμικής διαστολής είναι 73,5 +-1,6 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο ανά μεγαπάρσεκ. Δεν μπορούμε να εξηγήσουμε την μεγάλη διαφορά με την τιμή από τον δορυφόρο μικροκυμάτων Planck (66,9 +-0,6 km/s/Mpc), που στηρίζεται σε διαφορετική μέθοδος μετρήσεων (μικροδιαφορές της θερμοκρασίας της ακτινοβολίας μικροκυμάτων υποβάθρου).  

Πάλσαρ χωρίς ραδιοκύματα

Ανακαλύψαμε ένα πάλσαρ που ανιχνεύεται μόνο στις ακτίνες γ (millisecond pulsar, με ταχύτατη περιστροφή) και καθόλου στα ραδιοκύματα. Είναι γνωστό ότι τα πάλσαρ εκπέμπουν σε άλλη περιοχή τους την σκληρή ακτινοβολία και σε άλλη τα ραδιοκύματα, έτσι ένα πάλσαρ μπορεί να σαρώνει την Γη με την σκληρή ακτινοβολία του, αλλά τα ραδιοκύματα να μην μας <πετυχαίνουν>, είναι καθαρά θέμα προσανατολισμού! Μέχρι τώρα η θεωρία προέβλεπε ότι τις σκληρές ακτινοβολίες συνοδεύουν έστω και αμυδρά ραδιοκύματα,κάτι που τώρα μάλλον απορρίπτεται (πρόκειται για σχετικιστική ακτινοβολία λόγω μεγάλης ταχύτητας των σωματιδίων που την εκπέμπουν). Από το κέντρο του Γαλαξία δεχόμαστε μια υπέρβαση ακτινοβολίας γ (περισσότερη από ότι δικαιολογείται από τις πηγές που έχουμε εντοπίσει), που τώρα μπορεί να εξηγηθεί με την παρουσία <ράδιο- ήσυχων> πάλσαρ.

ΑΥΓΟΥΣΤΟΣ 2018

Η καλή μας σκοτεινή ύλη

Η σκοτεινή ύλη μας είναι γνωστή ως κάτι παράξενο και απόκοσμο, μια ύλη που δεν μας αφήνει να την δούμε σε κανένα μήκος κύματος, αλλά παράλληλα γνωρίζουμε ότι κυριαρχεί βαρυτικά της ορατής ύλης.

Η μεγάλη της σημασία είναι ότι δημιουργήθηκαν συμπυκνώματα σκοτεινής ύλης στην πολύ αρχική φάση του σύμπαντος, πριν το σύμπαν γίνει διαπερατό στο φως (εποχή επανασύνδεσης- των ηλεκτρονίων με τα πρωτόνια). Τα συμπυκνώματα σκοτεινής ύλης δημιουργήθηκαν όταν ήταν αδύνατο στην βαρυονική (ορατή) ύλη να συμπυκνωθεί, λόγω ότι αυτή ήταν σε μορφή πλάσματος. Το πλάσμα ύλης- ακτινοβολίας, όπως ονομάζεται, δεν επιτρέπει την δημιουργία και διατήρηση συμπυκνωμάτων, λόγω ισχυρών κρουστικών κυμάτων και μεγάλης πίεσης. Και τα πρώτα συμπυκνώματα ύλης (έστω και σκοτεινής) έπρεπε να δημιουργηθούν σε εκείνη την φάση του σύμπαντος. Αν δεν συνέβαιναν τότε, δεν θα μπορούσε να αργότερα συμπυκνωθεί η ύλη λόγω της όλο και αυξανόμενης κυριαρχίας της σκοτεινής ενέργειας (απωστική δύναμη της συμπαντικής διαστολής).

Δεν θα είχαμε γαλαξίες, που ουσιαστικά σχηματίστηκαν από βαρυονική ύλη εγκλωβισμένη σε κουκούλια σκοτεινής ύλης. Η βαρυονική ύλη, ακριβώς επειδή... λάμπει (ακτινοβολεί), μπόρεσε να αποβάλλει ενέργεια και να καταρρεύσει σε αστέρια και μεγάλες δομές, όπως οι γαλαξίες. Η σκοτεινή ύλη ναι μεν δημιούργησε συμπυκνώματα, αλλά αυτά δεν μπορούν να συμπυκνωθούν άλλο. Έτσι παραμένει ως κουκούλια γύρω από τους γαλαξίες, κατέχοντας το 90% της συνολικής ύλης του σύμπαντος.

ΣΕΠΤΕΜΒΡΙΟΣ 2018

Ένας ελλειπτικός πρωτοπλανητικός δίσκος

Το ALMA απεικόνισε έναν πρωτοπλανητικό δίσκο στην φάση σχηματισμού πλανητών. Ο δίσκος γύρω από το αστέρι MWC758 στον Ταύρο, σε απόσταση 500 έτη φωτός από εμάς, έχει 3 δακτυλιοειδή συμπυκνώματα που θα αποτελέσουν τους μελλοντικούς πλανήτες του. Το αστέρι δεν βρίσκεται ακριβώς στο κέντρο, επιβεβαιώνοντας ότι πρόκειται για πλανητικό σύστημα (πρώτος νόμος του Κέπλερ). Το αστέρι ανήκει στην κατηγορία Herbig Ae/Be, και λάμπει λόγω θέρμανσης που προέρχεται από την συρρίκνωσή του, αφού δεν έχει αρχίσει ακόμη η θερμοπυρηνική σύντηξη υδρογόνου σε ήλιον στον πυρήνα του. Ο δίσκος αποτελείται από ένα μείγμα σκόνης- αερίου.

Multimessenger, η <απόλυτη> αστρονομία!

Αστρονομία- multimessenger ονομάζουμε την παρατήρηση αντικειμένων σε εντελώς διαφορετικά πεδία μέτρησης. Δηλαδή συνδυάζουμε παρατηρήσεις του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος με ανιχνεύσεις νετρίνων, κοσμική ακτινοβολία, αλλά και βαρυτικά κύματα! Το Blazar TXS 0506+056, σε απόσταση z= 0,336 (το φως από εκεί έκανε 4 δις έτη να φτάσει ως εμάς) είναι μια γνωστή πηγή ακτινοβολίας γ.

Στις 22/9/17 ο ανιχνευτής νετρίνων Ice Cube στην Ανταρκτική <συνέλαβε> ένα νετρίνο που παραπέμπει σε εξωγαλαξιακή πηγή. Λίγες μέρες αργότερα το τηλεσκόπιο ακτίνων γ Fermi επιβεβαίωσε ενισχυμένη εκπομπή ακτίνων γ από την ίδια περιοχή του ουρανού που προήλθε το παραπάνω νετρίνο. Την ίδια μέρα τα τηλεσκόπια ακτινοβολίας Cherenkov, Magic, έδωσαν παρόμοια αποτελέσματα παρατηρήσεων. Τα τηλεσκόπια ορατού φωτός επιβεβαίωσαν την πηγή ακτινοβολίας (το παραπάνω Blazar).

Τα νετρίνα δημιουργούνται με τις παρακάτω διαδικασίες

.Στο εσωτερικό της Γης λόγω διάσπασης ασταθών στοιχείων

.Στους πυρηνικούς αντιδραστήρες

.Στην ατμόσφαιρα μέσω σύγκρουσης κοσμικών ακτίνων με μόρια της ατμόσφαιρας

.Στον Ήλιο και γενικά στα αστέρια μέσω θερμοπυρηνικής σύντηξης

.Σε εξωτικές πηγές όπως εκρήξεις σουπερνόβα και ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες

Ο παραπάνω συνδυασμός παρατηρήσεων απέδειξε ότι οι ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες αποτελούν πηγή κοσμικής ακτινοβολίας μεγάλης ενέργειας. Είναι εκπληκτικό ότι μπορούμε να συνδυάσουμε τόσο διαφορετικά πεδία παρατηρήσεων, όπως γίνεται και στις περιπτώσεις συγκρούσεων αστέρων νετρονίων (βαρυτικά κύματα και ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία).

ΝΟΕΜΒΡΙΟΣ 2018

Αστρογέννηση στο νεαρό σύμπαν

Ο γαλαξίας COSMOS-AzTEC-1 έχει ερυθρολίσθηση z= 4,3, που σημαίνει ότι το φως που λαμβάνουμε από αυτόν ταξίδεψε για 12,4 δις έτη. Αυτό σημαίνει ότι παρατηρούμε τον γαλαξία όπως ήταν στην νεαρή φάση του σύμπαντος, μόλις 1,4 δις έτη μετά την μεγάλη έκρηξη. Τότε αυτός ο γαλαξίας παρουσίαζε έντονη αστρογέννηση, χίλιες φορές όσο σήμερα ο δικός μας Γαλαξίας.

Υπολογίζουμε ότι εκείνη την εποχή σχηματίζονταν κάθε χρόνο 2000- 3000 αστέρια στον COSMOS-AzTEC-1. Αυτό οφείλεται στον τεράστιο δίσκο μοριακού αερίου του γαλαξία, κάτι που δεν περιμέναμε να υπάρχει σε τόση νεαρή ηλικία του σύμπαντος. Φαίνεται ο γαλαξίας να συσσώρευσε μεγάλη ποσότητα μεσογαλαξιακού αερίου στον δίσκο του. Μάλιστα ο δίσκος περιέχει 2 συμπυκνώματα, κάτι που κάνει τους αστρονόμους να πιστεύουν ότι είναι ασταθής. Ο δίσκος θα καταρρεύσει δημιουργώντας έναν ελλειπτικό γαλαξία. Ο δίσκος ανιχνεύτηκε από το ALMA (ανίχνευση του μονοξειδίου του άνθρακα και υπολογισμός της συνολικής μάζας αερίου με χρήση της αναλογίας του CO (1/100) με το μοριακό υδρογόνο). Αυτή η φάση έντονης αστρογέννησης θα διαρκέσει μόλις 100 εκατομμύρια χρόνια, μετά θα έχει εξαντληθεί το μεγαλύτερο μέρος του μοριακού νεφελώματος. Αυτό το χρονοδιάγραμμα ταιριάζει με την εξέλιξη του γαλαξία σε ελλειπτικό, όπως θα τον βλέπαμε αν μπορούσαμε να έχουμε μια πιο πρόσφατη εικόνα του. Ο COSMOS-AzTEC-1 αποτελεί δείγμα γαλαξία που η εξέλιξή του καθορίστηκε από το μεσογαλαξιακό περιβάλλον του.

Δαχτυλίδι γύρω από AGN 

Ο γαλαξίας M77 ή NGC 1068 στο Κήτος περιέχει έναν ενεργό γαλαξιακό πυρήνα και ανήκει στην κατηγορία γαλαξιών ANG Seyfert 2. Βρίσκεται σε απόσταση 47 εκατομμύρια έτη φωτός και είναι ραβδωτός σπειροειδής. Η μεγάλη δραστηριότητα στον πυρήνα του μας επιτρέπει την μελέτη αυτής της ακραίας γαλαξιακής κατάστασης. Οι Seyfert τύπου 2 διαφέρουν από τους τύπου 1 στην ένταση της εκπομπής ακτινοβολίας, ή για να είμαστε πιο σαφείς, στην ακτινοβολία που μετράμε από αυτούς. Μπορεί αυτή η διαφορά να οφείλεται σε φυσικούς παράγοντες της πηγής ακτινοβολίας ή στην γωνία της πηγής προς τα εμάς.

Η ανακάλυψη ενός κυλίνδρου μεγέθους 20 ετών φωτός (από το ALMA) γύρω από τον πυρήνα του M77

μας δείχνει ότι η διαφορά των 2 κατηγοριών είναι η γωνία που βλέπουμε τα Seyfert. Στην κατηγορία 2 το υλικό ενός τέτοιου πυκνού κυλίνδρου αερίου και σκόνης, που βρίσκεται στην γραμμή θέασης μας, δηλαδή ανάμεσα στην πηγή και εμάς, ελαττώνει την ακτινοβολία που δεχόμαστε. Εδώ και πολύ καιρό οι αστρονόμοι είχαν υποψίες για την ύπαρξη τέτοιων περιστρεφόμενων κυλίνδρων στα AGN

ΔΕΚΕΜΒΡΙΟΣ 2018

Δίδυμα αστέρια με διαφορετική εξέλιξη

Τα διπλά αστέρια γεννιούνται μαζί, από το ίδιο νεφέλωμα (εκτός της σπάνιας περίπτωσης που ένα αστέρι παγιδεύεται βαρυτικά σε μεταγενέστερη φάση από ένα άλλο). Αυτό σημαίνει ότι έχουν ίδια χημική σύσταση, ηλικία και απόσταση. Ενώ υπάρχει μεγάλη ασάφεια (5- 10%) στον καθορισμό της μάζας των μεμονωμένων αστεριών, οι νόμοι του Κέπλερ και του Νεύτονα μας επιτρέπουν τον ακριβή προσδιορισμό της μάζας των διπλών αστεριών. Αρκεί να έχουμε ακριβείς μετρήσεις της περιόδου περιφοράς των αστεριών γύρω από το κοινό κέντρο μάζας, της κλίσης του επιπέδου της τροχιάς τους προς εμάς και της προβαλλόμενης ταχύτητας στην γραμμή θέασής μας.

Το τηλεσκόπιο Κέπλερ ανακάλυψε 3000 διπλούς αστέρες στο καλοκαιρινό τρίγωνο. Βρέθηκαν διπλοί αστέρες με χαρακτηρηστικά που δεν είχαμε παρατηρήσει μέχρι τότε, όπως διπλοί με πλανήτες και διπλοί με μεταβλητότητα λαμπρότητας λόγω παλοιροικών φαινομένων. 

Ένα ιδιαίτερο διπλό αστέρι από την παραπάνω επισκόπηση, το KIC 9163796, αποτελείται από 2 αστέρια με σχεδόν ίδια μάζα, διαφέρουν μόνο κατά 1,5%. Το μεγαλύτερης μάζας αστέρι, με 1,4 ηλιακές μάζες (τύπου F), άρχισε να εξελίσσεται σε ερυθρό γίγαντα. Το μικρότερο αστέρι είναι κατά 600Κ θερμότερο και έχει την μισή διάμετρο από το μεγάλο. 

Το στοιχείο Λίθιο καταστρέφεται σε θερμοκρασία 2,6 εκατομυρρίων Κ. Έτσι στα αστέρια υπάρχει μόνο στα ψυχρότερα εξωτερικά στρώματα, και εφόσον δεν υπάρχει έντονο ανακάτεμα ύλης με τα εσωτερικά στρώματα. Ανακαλύψαμε ότι το μεγάλο αστέρι έχει 15 φορές λιγότερη ποσότητα λιθίου από το μικρό. Αυτό αποτελεί απόδειξη ότι στο μεγάλο αστέρι η συναγωγή, που κορυφώνεται στην φάση του ερυθρού γίγαντα καταλαμβάνωντας το εξωτερικό 70%  του αστεριού, είναι πολύ πιο έντονη από ότι στο (ελάχιστα) μικρότερης μάζας αστέρι. Αυτό το φαινόμενο εκφράζεται και με διαφορές στις αναλογίες των C-12/ C-13, καθώς και στην αναλογία C/N.

Το διπλό αστέρι KIC 9163796 μας έδειξε ότι έστω και μια ελάχιστη διαφορά στην μάζα 2 αστεριών σημαίνει τελικά διαφορετικό χρονοδιάγραμμα εξέλιξης.

ΙΑΝΟΥΑΡΙΟΣ 2019

Πότε ένα αστέρι...είναι αστέρι?

Για να λέγεται ένα ουράνιο σώμα αστέρι απαιτείται μια ελάχιστη μάζα. Αυτή η μάζα, λόγω της βαρύτητάς της, θα δημιουργήσει τις συνθήκες στον πυρήνα του αστεριού που απαιτούνται για την θερμοπυρηνική σύντηξη (πίεση και θερμοκρασία). Αυτή η ελάχιστη μάζα ορίζεται από τα θεωρητικά μοντέλα στο 7% της μάζας του ηλίου, ή 70-73 φορές την μάζα του Δία.

Σε απόσταση 11,8 έτη φωτός βρίσκεται ένα αστέρι κυρίας ακολουθίας, το έψιλον Indi Α. Γύρω του περιφέροντα σε στενές τροχιές οι καφέ νάνοι έψιλον Indi Β και έψιλον Indi C. Ο C έχει μάζα 70 φορές αυτή του Δία, αλλά ο B έχει μάζα 75 -+ την μάζα του Δία. Δηλαδή θα έπρεπε να είναι αστέρι. Να σημειώσουμε ότι στα διπλά και τριπλά αστρικά συστήματα μπορούμε να μετρήσουμε τις μάζες των σωμάτων με μεγάλη ακρίβεια (γνωρίζοντας τις περιόδους τροχιάς και την κλίση των τροχιών τους προς εμάς), και δεν εξαρτόμαστε από αστρικά μοντέλα που περιέχουν αβεαιότητες.

Το φάσμα και η μικρή λαμπρότητα, αλλά και η χαμηλή θερμοκρασία του B αποκλείουν να είναι αστέρι. Αυτό σημαίνει ότι τα αστρικά μοντέλα χρειάζονται διόρφωση ως προς το ελάχιστο αστρικής μάζας ή ότι εκτός της μάζας έχουν σημασία και άλλοι παράγοντες για την έναρξη θερμοπυρηνικών συντήξεων σε ένα ουράνιο σώμα.


Η αναγέννηση σε ένα πλανητικό νεφέλωμα

Στα πλανητικά νέφη ο αστρικός πυρήνας, στον οποίο έχει διακοπεί η θερμοπυρηνική σύντηξη, έχει συρρικνωθεί σε έναν πολύ θερμό λευκό νάνο. Αυτός ιονίζει τα εξωτερικά αστρικά στρώματα, που λόγω του ισχυρότατου αστρικού ανέμου έχουν διασταλλεί πολύ και έχασαν την βαρυτική συνοχή τους με τον πυρήνα. Αυτή η φάση διαρκεί ελάχιστα σχετικά με την αστρική εξέλξη (πρόκειται για αστέρια μικρής μάζας), μόλις λίγες δεκάδες χιλιάδες έτη. Το ιονισμένο υλικό λάμπει (εκπέμπει στο ορατό) και έτσι μπορούμε να θαυμάζουμε αυτά τα πολύ όμορφα αντικείμενα. Μετά το πλανητικό νεφέλωμα θα σκορπίσει, αλλά και θα έχει ψυχθεί αρκετά ώστε να μην είναι πλέον ορατό.

Οι περιοχές του πλανητικού κοντά στον λευκό νάνο είναι πιο ιονισμένες από τις εξωτερικές, πιο ψυχρές περιοχές. Όμως στο HuBi1 παρατηρούμε ιονισμένο υδρογόνο κοντά στον λ. νάνο και διπλά ιονισμένο ήλιον πιο έξω. Αυτό είναι αποτέλεσμα ενός <παράδοξου> της αστρικής εξέλιξης, του επεισοδίου αναγέννησης (born- again event). Αυτό μπορεί να συμβεί αν ιονισμένο υλικό, κοντά στον λευκό, νάνο κατέρρευσε σε αυτόν, πυροδοτώντας μια εκρηκτική θερμοπυρηνική σύντηξη (flash). Αυτή συνέβη σε έναν φλοιό από ήλιον κάτω από την επιφάνεια του νάνου. Το υλικό της επιφάνειας, κυρίως υδρογόνο, αναμείχτηκε και αυτό και έγινε καύσιμο για αυτό σύντομο επεισόδιο σύντηξης.Να σημειώσουμε ότι η θερμοκρασία του, 38000 βαθμοί, είναι απροσδόκητα χαμηλή για λευκό νάνο.

Αυτό το επεισόδιο σύντηξης σημαίνει επλουτισμό της ύλης σε άνθρακα. Το παραπάνω πλανητικό νεφέλωμα, σε απόσταση 19000 έτη φωτός, μελετάται από το 1971. Ενώ δεν έχει μεταβληθεί η θερμοκρασία του νάνου σημαντικά, σήμερα έχει 10,000 φορές λιγότερη λαμπρότητα. Αυτό είναι αποτέλεσμα της σκόνης που δημιουργήθηκε όταν αυτός ο άνθρακας εμπλούτισε το νεφέλωμα. Λόγω της έκρηξης ο άνθρακας κινήθηκε πιο γρήγορα από την διαστολή του νεφελώματος, με αποτέλεσμα να το προλάβει και να μπλοκάρει την ακτινοβολία που το ιονισμένο νεφέλωμα εκπέμπει. Η δομή του νεφελώματος είναι μια λαμπρή εσωτερική περιοχή και μια διάχυτη εξωτερική περιοχή. Η εσωτερική περιοχή δίνει φάσμα που αντιστοιχεί σε κρουστικά μέτωπα, υλικό που κινείται με μεγάλη ταχύτηα προς το πιο εξωτερικό υλικό. Αυτό με συνδυσαμό την χαμηλή ροή ιονισμού από τον σχετικά ψυχρό νάνο έχει ως αποτέλεσμα αυτή την παράξενη δομή.

Υπολογίζεται ότι το άστρο που δημιούργησε τον παραπάνω νάνο είχε μάζα στην κυρία ακολουθία 1,1 ηλιακές, που σημαίνει ότι και ο Ήλιος μας μπορεί να βιώσει μια αναγέννηση στα τελεταία στάδια της εξέλιξής του. Να σημειώσουμε ότι γνωρίζουμε μόνο 3 ακόμη πλανητικά νεφελώματα με την ίδια εξέλιξη, αλλά πρόκειται για μια πολύ σύντομη φάση στην εξέλιξη του πλανητικού νεφελώματος, με πολύ μικρές πιθανότητες παρατήρησης.

Η ανάπτυξη μιας μαύρης τρύπας

Στα κέντρα των γαλαξιών φιλοξενούνται μαύρες τρύπες με τεράστια μάζα. Ακόμα και σε μεγάλη ερυθρολίσθηση (z= 4,57), βρέθηκε μια μαύρη τρύπα στο Κβάζαρ QSO SMSS J2157- 3602. Το φως έκανε 12,2 δις ετη να φτάσει σε εμάς. Η απόλυτη λαπρότητά του, βολομετρική τιμή (όλα τα μήκη κύματος) -32,36 mag, πρέπει να αυξήθηκε από την σχετικιστική ακτινοβολία που αναπτύσσεται στους πίδακες (jets) στον δίσκο συσσώρευσης της μαύρης τρύπας. Δεν φαίνονται ίχνη από βαρυτικό φακό που θα μπορούσε να είναι η εναλλακτική πηγή ενίσχυσης λαμπρότητας.

Υπάρχει ένα όριο στην ποσότητα ύλης που μπορεί να συσσωρεύσει μια μαύρη τρύπα. Αν πέφτει πολύ ύλη στο εσωτερικό της από τον δίσκο συσσώρευσης, τότε η ακτινοβολία της ύλης του δίσκου, που θερμαίνεται λόγω της επιτάχυνσης και της τριβής, δημιουργεί μια πίεση προς τα έξω, που αντισταθμίζει την βαρυτική κατάρρευση. Τότε το αντικείμενο βρίσκεται στο όριο Eddington. Αν η ύλη υπερβεί αυτό το όριο, απομακρύνεται υλικό από τον δίσκο και μπορεί ακόμα και να διακοπεί η συσσώρευση ύλης. Υπολογίζεται ότι αν στο παραπάνω Κβαζαρ, βάσει της λαμπρότητάς του, η ύλη είναι στο όριο Eddington η μαύρη τρύπα του θα έχει μάζα 20 εκατομμύρια ηλιακές. Όμως θεωρητικά δεν υπήρχε αρκετός χρόνος από την δημιουργία του σύμπαντος ώστε η μαύρη τρύπα να συσσωρεύσει τόση ύλη. Ίσως η θεωρία της ένωσης πολλών μικρών μαύρων τρυπών να αποτελεί την λύση στο μυστήριο.

ΦΕΒΡΟΥΑΡΙΟΣ 2019

Ξεπερνώντας την ταχύτητα του φωτός

Η ανακάλυψη νετρίνων από ειδικά τηλεσκόπια, όπως το Ice Cube στον νότιο πόλο, μπορούν να συνδιαστούν με εκρηκτικά γεγονότα αν υπάρχουν ανάλογες παρατηρήσεις στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα. Εδω μας ενδιαφέρει μια περίπτωση εξωγαλαξιακού (μεγάλης ενέργειας) νετρίνου από το Blazar TXS 0506+056 που διένυσε 5,7 δις έτη φωτός ως την Γη και καταχωρήθηκε από το Ice Cube ως 170922Α.
Υπολογίστηκε ότι αυτό το νετρίνο, που κινήθηκε με σταθερή ταχύτητα πολύ κοντά σε αυτήν του φωτός στο κενό, μας ήρθε πιο γρήγορα από ένα (θεωρητικό) φωτόνιο με το οποίο ξεκίνησαν μαζί. Το φως επιβραδύνεται στον μεσοαστρικό και μεσογαλαξιακό χώρο λόγω σκέδασης, ανάλογα με την πυκνότητα του χώρου σε ηλεκτρόνια (η μονάδα μέτρησης είναι τα ηλεκτρόνια/ κυβικό parsec, με μέση τιμή 10 άτομα/ κυβικό parsec), και το μήκος κύματος του φωτονίου. Ουσιαστικά πρόκειται για την απορρόφηση και επανεκπομπή (σε χαμηλότεη ενέργεια) του φωτονίου από ηλεκτρόνια. Είναι γνωστό ότι ένα φωτόνιο για να φτάσει από τον πυρήνα του Ηλίου στην επιφάνειά του χρειάζεται εκατομμύρια έτη (αντί 2 περίπου δευτερόλεπτα αν διέσχιζε την ίδια απόσταση στο κενό).
Το θεωρητικό φωτόνιο στο ορατό μήκος κύματος ...άργησε 4 picosecond, ή κατά μερικά χιλιοστόμετρα. Αν ήταν στα ραδιοκύματα, θα υστερούσε κατά 100 δευτερόλεπτα, ή 30 εκατομμύρια χιλιόμετρα!


Σκόνη γύρω από αστέρια WR

Στον αστερισμό Norma και σε απόσταση 7800 έτη φωτός υπάρχει ένα ιδιαίτερο τριπλό σύστημα αστεριών. Τα 2 από τα 3 αστέρια είναι τύπου WR (2XMMJ160050.7-514245), εξελιγμένα αστέρια πολύ μεγάλης μάζας, πολύ θερμά με ακραία ισχυρό και μεγάλης ταχύτητας (3400 km/s) αστρικό άνεμο. Σε τέτοια αστέρια ανεβαίνει υλικό από το εσωτερικό τους στην επιφάνεια και εκτινάσσεται με τον αστρικό άνεμο έξω από αυτά. Αυτό δικαιολογεί την ύπαρξη σκόνης γύρω από αυτά τα αστέρια, που αποτελεί μηχανισμό μεγάλης μεταβλητότητας (σε έξαρση εκτίναξης σκόνης μειώνεται σημαντικά η λαμπρότητα του αστέρα). Στο παραπάνω σύστημα η σκόνη σχηματίζει ένα κοινό κουκούλι γύρω και από τα 2 αστέρια, που εκτείνεται σε χώρο 31000 AU. Ενδιαφέρον έχει η χαμηλή ταχύτητα, σχετικά με τον αστρικό άνεμο, με την οποία η σκόνη καταλαμβάνει τον κενό χώρο, μόλις 570 km/s. Το συμπέρασμα είναι ότι τα 2 αστέρια εκπέμπουν αστρικό άνεμο μεγάλης ταχύτητας από τις πολικές περιοχές τους και μικρότερης ταχύτητας από τις ισημερινές περιοχές. Κάτι ανάλογο συμβαίνει και στον ήλιο μας, που οφείλεται στα μαγνητικά πεδία του. Η σκόνη, κυρίως από άνθρακα, μεταφέρεται με τον ισημερινό, σχετικά αργό άνεμο των 2 αστεριών WR.
Ένα πρόβλημα στην θεωρία της αστρικής εξέλιξης για στα αστέρια πολύ μεγάλης μάζας (VMS) είναι ότι μετράμε αστρικούς ανέμους που έχουν τόσο μεγάλες ταχύτητες και ισχύ, ώστε κανονικά να έθεταν την συνοχή αυτών των αστεριών σε κίνδυνο. Δηλαδή να ασκούσαν τόση πίεση ώστε να διαφύγουν όλα τα εξωτερικά στρώματα των αστεριών, ξεπερνώντας το όριο Eddington. Το όριο Eddington είναι η ανώτατη λαμπρότητα στην οποία η πίεση ακτινοβολίας ενός σώματος που παρουσιάζει εκπομπή ξεπερνάει την βαρυτική έλξη του σώματος. Θεωρητικά, ένα αστέρι που ξεπερνάει αυτό το όριο θα διαλυθεί.
Όμως οι αστρικοί άνεμοι δεν είναι τόσο μεγάλης ταχύτητας στο σύνολό τους, αλλά υπάρχουν και πιο αργοί. Έτσι πιστεύουμε ότι στο εσωτερικό αυτών των αστεριών υπάρχει ένα πορώδες (χρησιμοποιείται ο όρος vorocity αντί velocity).

Ζυγίζωντας μια μαύρη τρύπα

Με το όργανο Gravity στα τηλεσκόπια VLT, που πετυχαίνει μοναδική ακρίβεια φασματοσκοπίας μέσω συμβολομετρίας των VLT στο κοντινό υπέρυθρο, μετρήθηκε με ακρίβεια η μάζα της μαύρης τρύπας του Κβάζαρ 3C 273 (1,9 Gly). Το παραπάνω όργανο πετυχαίνει 10- 30 λήψεις των 30 δευτερολέπτων. Είναι σαν να απέκτησαν τα VLT μεγαλύτερη διακριτική ικανότητα (ευαισθησία) ως και 5 mag.

Η βασική μέθοδος για την μέτρηση της μάζας της μαύρης τρύπας απαιτεί την γνώση της γωνιακής ταχύτητας ενός σωματιδίου που περιφέρεται στον δίσκο προσαύξησης και την απόστασή του από την μαύρη τρύπα (ορίζοντα γεγονότων). Τα Κβάζαρ παρουσιάζουν εκρήξεις ακτινοβολίας (λαμπρότητας) από τον δίσκο, όταν πέφτει απότομα ύλη σε αυτόν. Ένα φωτόνιο αυτής της ακτινοβολία είναι αρχικά στις υπεριώδεις μέχρι που να συγκρουστεί με ένα ηλεκτρόνιο σε ένα άτομο υδρογόνου. Το τελευταίο επανεκπέμπει το φωτόνιο στο ορατό φως (κοντινό υπέρυθρο μέχρι που να φτάει σε εμάς). Ο χρόνος ανάμεσα στην αρχική έκρηξη και την επανεκπομπή του φωτονίου μας δίνει την απόσταση του ατόμου υδρογόνου από την μαύρη τρύπα. Αυτές οι εκρήξεις λαμπρότητας των Κβάζαρ είναι ανώμαλης περιοδικότητας και μπορεί να παρουσιάσουν κενά διάρκειας ως 100 ημέρες. Ακόμα έχουν σημασία η κλίση και η δομή του δίσκου προσαύξησης, με αποτέλεσμα αυτή η μέθοδος να παρουσιάζει σημαντικές ανακρίβειες.

Το Gravity πετυχαίνει ανάλυση 10 μικρά δευτερολέπτου του τόξου, ή αλλιώς 2 εκατοστών στην απόσταση της Σελήνης. Αυτή η ανάλυση στο Κβαζαρ αντιστοιχεί σε 6000 AU. Με αυτή την ακρίβεια μπορούμε να μετρήσουμε την κλίση του δίσκου προς εμάς. Βρέθηκε ότι το υδρογόνο στον δίσκο προσαύξησης είναι σε απόσταση 45 μικρά του τόξου (0,6 ετών φωτός) από την μαύρη τρύπα. Η ταχύτητά του είναι στα 1500 km/s, που μας δίνει 250 εκατομμύρια ηλιακές μάζες για την μαύρη τρύπα.

Αυτές οι μετρήσεις ακριβείας μας δείχνουν ότι είχαμε υπερεκτιμήσει την μάζα της μαύρης τρύπας στο διπλάσιο.

Μετρώντας την στροφορμή μιας μαύρης τρύπας

Μια μαύρη τρύπα ορίζεται από την μάζα της και την στροφορμή της. Το μεγεθός της ορίζεται από την ακτίνα Schwarzschild, δηλαδή τον ορίζοντα γεγονότων. Αυτός αποτελεί το όριο όπου ούτε το φως δεν διαφεύγει από την βαρυτική έλξη της μαύρης τρύπας. Το μέγεθος του ορίζοντα γεγονότων, εξαρτάται, εκτός από την μάζα, από την περιστροφή της μαύρης τρύπας. Μία μαύρη τρύπα που περιστρέφεται πολύ γρήγορα στρεβλώνει έντονα τον χωρόχρονο κοντά της με αποτέλεσμα να βρίσκεται σε μεγαλύτερη απόσταση ο ορίζοντας γεγονότων. Η ακτίνα της μαύρης τρύπας σε αυτή την περίπτωση είναι η μισή της ακτίνας του ορίζοντα. Αν ο ήλιος μας γινόταν μαύρη τρύπα, ο ορίζοντα γεγονότων θα είχε ακτίνα 3 χιλιόμετρα και ο δίσκος προσαύξησης ακτίνα 6 χιλιόμετρα.
Ο καθορισμός της στροφορμής μιας μαύρης τρύπας είναι πολύ σημαντικός. Η μεγάλη στροφορμή συνδέεται με εκροές ύλης μεγάλης ταχύτητας, οι λεγόμενοι πίδακες (jets).
Ο μόνος τρόπος να μετρήσουμε την στροφορμή μιας μαύρης τρύπας είναι η εκπομπή από το δίσκο συσσώρευσης, το υλικό που γυρίζει γύρω της και πέφτει μέσα στην μαύρη τρύπα. Ο δίσκος δεν φτάνει ως το ορίζοντα γεγονότων, αλλά τον πλησιάζει ανάλογα το πόσο γρήγορα περιστρέφεται η μαύρη τρύπα. Η ύλη σε έναν τέτοιο δίσκο θερμαίνεται σε 1 εκατομμύριο βαθμούς, με αποτέλεσμα να δημιουργηθεί ένα καυτό στέμμα πλάσματος που εκπέμπει ακτίνες Χ. Αυτό το στέμμα βρίσκεται κάτω και πάνω από την μαύρη τρύπα, ενώ ο δίσκος κάθετα στον άξονα περιστροφής της. Από την επίδραση του βαρυτικού πεδίου της μαύρης τρύπας στις ακτίνες Χ μπορούμε να συμπεράνουμε πόσο μακριά είναι από την μαύρη τρύπα ο δίσκος προασαύξησης. Όσο πιο κοντά είναι ο δίσκος συσσώρευσης στον μαύρη τρύπα, τόσο πιο έντονη είναι η απώλεια ενέργειας της ακτινοβολίας. Αυτή η επίδραση της βαρύτητας ονομάζεται βαρυτική ερυθρολίσθηση.
Λόγω περιστροφής του δίσκου προσαύξησης έχουμε και φαινόμενο Ντόπλερ, δηλαδή και μετατόπιση προς το μπλε. Έτσι σε ταχέως περιστρεφόμενη μαύρη τρύπα, δηλαδή δίσκο προσαύξησης κοντά στον ορίζοντα γεγονότων, έχουμε πολύ περισσότερη ερυθρολίσθηση από μετατόπιση στο μπλε.
Η ανακάλυψη πολλών ταχέως περιστρεφόμενων μαύρων τρυπών στα κέντρα πολύ μακρινών γαλαξιών δεν υποστηρίζει την δημιουργία αυτών των τεράστιων μαύρων τρυπών μέσω συγχωνεύσεων μαύρων τρυπών. Για να αποκτήσει μια μαύρη τρύπα τόση στροφορμή πρέπει να συσσωρεύσει υλικό για μεγάλο χρονικό διάστημα. 

ΜΑΡΤΙΟΣ 2019

Οι λευκοί νάνοι κρυσταλλώνουν

Στα πλαίσια μιας έρευνας αστρονόμοι από το πανεπιστήμιο του Warwick ανάλυσαν τα δεδομένα του Gaia για τους λευκούς νάνους. Πρόκειται για την μέτρηση αποστάσεων 200.000 λευκών νάνων και την απόλυτη λαμπρότητα 15.000, με μεγάλη ακρίβεια.
Ένα συμπέρασμα από τα παραπάνω δεδομένα είναι ότι η εξέλιξη των λευκών νάνων (σταδιακή ψύξη) καθυστερεί σε έναν συγκεκριμένο συνδυασμό λαμπρότητας και θερμοκρασίας, ανεξάρτητα την μάζα και την ηλικία τους. Η εξήγηση είναι ότι παρέχεται θερμότητα από το εσωτερικό των λευκών νάνων λόγω κρυσταλλώματος. Αυτό το φαινόμενο μας είναι γνωστό από την καθημερινότητα, ένας όγκος νερού δεν ψύχεται κάτω από το σημείο τήξης αν δεν κρυσταλλώσει όλο το νερό.
Η ψύξη των λευκών νάνων διαρκεί δις έτη. Κατά την ψύξη πετυχαίνεται ένας συνδυασμός πίεσης και θερμοκρασίας που επιτρέπει την κρυστάλλωση των ατόμων. Σε αυτή την διαδικασία απελευθερώνεται θερμότητα, που εμποδίζει την περαιτέρω ψύξη, με αποτέλεσμα η εξέλιξη (ψύξη) του λευκού νάνου να<κολλάει> για κάποιο χρονικό διάστημα. 

Κοντά στην ταχύτητα του φωτός

Μόλις το 2018 οι αστρονόμοι κατάφεραν να μετρήσουν σχετικιστικά φαινόμενα στην τροχιά του αστεριού S2 γύρω από την κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία μας. Ενώ το αστέρι κινείται με 2,5% της ταχύτητας του φωτός, σε νέφη παρόμοιας τροχιάς μετρήθηκε ταχύτητα που αναλογεί στο 1/3 της ταχύτητας του φωτός. Η κεντρική μαύρη τρύπα έχει ακτίνα 17 ώρες φωτός και μάζα 4 εκατομμύρια ηλιακές μάζες. Παρατηρήθηκαν εκρήξεις λαμπρότητας στο υπέρυθρο (το υπέρυθρο μας επιτρέπει να δούμε μέσα από την σκόνη της κεντρικής γαλαξιακής περιοχής) διάρκειας από μερικές δεκάδες λεπτά ως 2 ώρες. Η διάρκεια αυτών των εκρήξεων μας πληροφορεί για το μέγεθος της περιοχής όπου έγινε η έκρηξη (σε λεπτά ή ώρες φωτός).
Έχει παρατηρηθεί εκπομπή σχετικιστικών ραδιοκυμάτων από την κεντρική περιοχή του Γαλαξία, που οφείλεται σε επιτάχυνση του πλάσματος γύρω από την μαύρη τρύπα. Τα σωματίδια κοντά στον ορίζοντα γεγονότων αποκτούν σχετικιστικές ταχύτητες.
Το αστέρι S2 βρέθηκε τον Μάιο του 2018 στην κοντινότερη απόσταση από την κεντρική μαύρη τρύπα κατά την ελλειπτική τροχιά του γύρω από αυτήν. Τότε παρατηρήθηκαν οι παραπάνω εκρήξεις λαμπρότητας στο υπέρυθρο. Οι εκρήξεις σχηματίζουν ένα τόξο γύρω από την μαύρη τρύπα. Ανάλογα την κλίση της περιοχής μιας έκρηξης λαμπρότητας προς εμάς έπρεπε να παρατηρούμε και την ενίσχυση της λαμπρότητας λόγω βαρυτικού φακού από την μαύρη τρύπα. Όταν η έκρηξη σημειώνεται πίσω από την μαύρη τρύπα, όπως την παρατηρούμε, η ενίσχυση της λαμπρότητας από τον βαρυτικό φακό θα έπρεπε να είναι στο μέγιστο. Κάτι τέτοιο δεν απεικονίζεται στην σχετική καμπύλη φωτός, που σημαίνει ότι η τροχιά του άστρου είναι κάθετη στο γαλαξιακό επίπεδο (δεν κρύβεται το αστέρι πίσω από την μαύρη τρύπα). Αυτό που παρατηρούμε είναι μια μεγέθυνση της τροχιάς λόγω βαρυτικού φακού.
Οι εκρήξεις λαμπρότητας εξηγούνται ως κρουστικά μέτωπα του σχετικιστικού πλάσματος με την μεσοαστρική ύλη (νέφη). Οι υπολογισμοί μας δείχνουν ότι η τροχιά του αστεριού έχει ακτίνα 3,5 ακτίνες Schwarzschild της μαύρης τρύπας (12 εκατομμύρια χιλιόμετρα) , με τις λαμπρές περιοχές των εκρήξεων να διανύουν μια απόσταση 2 AU σε 50 λεπτά, κάτι που αντιστοιχεί στο 1/3 περίπου της ταχύτητας του φωτός (κίνηση των νεφών). Σε αυτή την απόσταση από την ακτίνα Schwarzschild μπορεί η ύλη, δηλαδή τα νέφη και το αστέρι, να έχει σταθερή τροχιά. Επίσης παρατηρήθηκε και αυξημένη πολικότητα του φωτός, που οφείλεται σε τοπικά μαγνητικά πεδία.
Astronomy and astrophysics 618,L10, 2018

Οι φούσκες του Fermi 

Εδώ και καιρό οι αστρονόμοι ανακάλυψαν τις φούσκες του Fermi (με το ομώνυμο διαστημικό τηλεσκόπιο ακτίνων γ). Πρόκειται για 2 φούσκες ύλης που εκτείνονται κάτω και πάνω από το γαλαξιακό επίπεδο και για 30000 έτη φωτός, στο κέντρο του Γαλαξία. Εκπέμπουν στις ακτίνες γ, ως απομεινάρια έντονης δραστηριότητας στην κεντρική γαλαξιακή περιοχή. Υπάρχουν 3 σενάρια δημιουργίας τους, μια σύντομη φάση ενεργού γαλαξιακού πυρήνα (AGN), έντονη αστρογέννηση, ή κρουστικά μέτωπα μέσω ισχυρών εκρήξεων σουπερνόβα. Και τα 3 σενάρια δικαιολογούν την βίαιη εκτόξευση ύλης από την περιοχή της κεντρικής μαύρης τρύπας. Η κινηματική των φουσκών μπορεί να μας πληροφορήσει ποιο σενάριο είναι το επικρατέστερο. Το (καυτό) αέριο στις φούσκες είναι πολύ αραιό ώστε να εκτιμηθεί μέσω της ακτινοβολίας γ η ένταση και η κατεύθυνσή του με ακρίβεια.
Με μια άλλη σειρά μετρήσεων στα ραδιοκύματα (γραμμή του μοριακού υδρογόνου στα 21 εκατοστά) ανιχνεύτηκαν 106 νέφη ατομικού αερίου, μεγέθους από μερικές δεκάδες ως 100 έτη φωτός, μέσα σε αυτές τις φούσκες. Το μοριακό υδρογόνο χρησιμεύει ως ανιχνευτής της κίνησης αυτών των νεφών (αν και νέφη καυτού ατομικού υδρογόνου, περιέχουν και ελάχιστο ψυχρό μοριακό υδρογόνο). Μετρήθηκε ότι αυτά τα νέφη απομακρύνονται με ταχύτητα ως 400 km/s από το γαλαξιακό κέντρο. Δεν περιστρέφονται γύρω από τον Γαλαξία, όπως κάνουν τα συνηθισμένα νεφελώματα της μεσοαστρικής ύλης. Επίσης παρουσιάζουν μεγάλη διασπορά ταχυτήτων. Αυτά τα νέφη φαίνεται να είναι απομεινάρια έντονης αστρογέννησης στην κεντρική περιοχή του Γαλαξία ως ακτίνα 300 ετών φωτός από το γαλαξιακό κέντρο, και απομακρύνθηκαν από το γαλαξιακό κέντρο (μέσω ισχυρών αστρικών ανέμων) τα τελευταία 8 εκατομμύρια έτη. Όμως αυτό το σενάριο περιλαμβάνει την παραδοχή ότι υπήρξε μια συνεχή ομαλή εκροή υλικού από το γαλαξιακό κέντρο, κάτι που είναι απίθανο, και επίσης δεν εξηγεί την διατήρηση της συνοχής των ταχύτατων νεφών ως σήμερα, σε ένα περιβάλλον ακραίων παλιρροϊκών δυνάμεων. 

ΜΑΡΤΙΟΣ 2019

Γαλαξίας με ουρά

Ο σπειροειδής γαλαξίας D 100 στην κόμη της Βερενίκης αφήνει πίσω του μια ουρά αερίου, σκόνης και αστεριών. Αυτή η ουρά έχει μήκος 200.000 έτη φωτός αλλά πλάτος μόνο 7000 έτη φωτός. Ο γαλαξίας κινείται προς το κέντρο του γαλαξιακού σμήνους και η ουρά δημιουργείται από την αλληλεπίδραση του γαλαξία με την μεσογαλαξιακή ύλη του σμήνους.

Όπως τον παρατηρούμε σήμερα, από απόσταση 300 εκατομμύρια έτη φωτός, παρουσιάζει έντονη αστρογέννηση (έντονο μπλε χρώμα λόγω αυξημένης υπεριώδης ακτινοβολίας, που προέρχεται από νεαρά αστέρια μεγάλης μάζας). Αυτό σημαίνει ότι παράλληλα με την εκροή ύλης έχει ενεργοποιηθεί και ένας μηχανισμός εκρηκτικής αστρογέννησης, όπως παρατηρούμε σε γαλαξίες υπό αλληλεπίδραση.

Ουσιαστικά η μεσογαλαξιακή ύλη τον απογυμνώνει από αέριο και σκόνη, με αποτέλεσμα σύντομα, σε μερικές εκατοντάδες εκατομμύρια έτη, να μην παρουσιάζει πια αστρογέννηση. Θα εξελιχτεί σε έναν κόκκινο σπειροειδή γαλαξία, μια σπάνια κατηγορία γαλαξιών χωρίς αστρογέννηση, αλλά με έντονες σπείρες και σχετικά μικρή γαλαξιακή κοιλιά. Συνήθως οι κόκκινοι γαλαξίες είναι ελλειπτικοί, χωρίς εμφανείς σπείρες και με πολύ λαμπρό πυρήνα.

Το Herbig- Haro με το ρεκόρ πίδακα

Η περιοχή ιονισμένου υδρογόνου N 180B στο μεγάλο Μαγγελανικό νέφος αποτελεί ένα νεφέλωμα εκπομπής με έντονη αστρογέννηση αστεριών μεγάλης μάζας.Αυτά ιονίζουν το νεφέλωμα με την ισχυρή υπεριώδεις ακτινοβολία τους. Το ιονισμένο νεφέλωμα με τη σειρά του εκπέμπει στο κόκκινο (χαρακτηριστική γραμμή Hα) και στο υπέρυθρο. Εκεί βρέθηκε και το αστέρι HH (Herbig- Haro) 1177.

Τα αστέρια αυτού του τύπου είναι μεγάλης μάζας προ κυρίας ακολουθίας, δηλαδή ακόμα δεν έχουν ισορροπήσει βαρυτικά (η κατάρρευση του περιαστρικού υλικού στο αστέρι με την πίεση από την σύντηξη στον πυρήνα του). Όμως παρουσιάζουν ήδη θερμοπυρηνική σύντηξη, αντίθετα με ότι συμβαίνει στα πρωτοαστέρια μικρής και μεσαίας μάζας (T- Tauri). Αυτές οι κατηγορίες πρωτοαστέρων παρουσιάζουν δίσκο συσσώρευσης στον ισημερινό και πίδακες από τους πόλους τους.

Το παραπάνω αστέρι κατέχει το ρεκόρ μήκους πίδακα με 32 έτη φωτός! Αυτό ενισχύει την θεωρία που υποστηρίζει ότι η δημιουργία αστεριών μεγάλης μάζας καταστέλλει την αστρογέννηση στην γειτονιά τους, αφού αυτά τα αστέρια επιδρούν έντονα στην ύλη του νεφελώματος. Ουσιαστικά διαλύουν τα τμήματα των νεφελωμάτων που βρίσκονται κοντά τους.

Τα αστέρια- φυγάδες του μικρού Μαγγελανικού νέφους

Μία μελέτη ταχέως κινούμενων αστεριών- φυγάδων (runaway stars), δηλαδή αστεριών που δέχτηκαν κάποια βαρυτική επίδραση με αποτέλεσμα να αποκτήσουν ταχύτητα διαφυγής από το σύστημά τους (σμήνος ή γαλαξία), έδειξε ότι αστέρια αυτής της κατηγορίας από ένα μέρος του μικρού Μαγγελανικού νέφους κινούνται προς το μεγάλο Μαγγελανικό νέφος. Αυτό σημαίνει ότι οι 2 νάνοι γαλαξίες συγκρούστηκαν στο παρελθόν. Να σημειώσουμε ότι κατά την σύγκρουση (προσέγγιση) 2 γαλαξιών δεν διαλύονται οι γαλαξίες. Παραμορφώνονται, συνεχίζουν να αλληλεπιδρούν και ακολουθούν περισσότερα επεισόδια προσέγγισης. Στην περίπτωση των Μαγγελανικών νεφών τα πράγματα είναι πιο πολύπλοκα, αφού βρίσκονται υπό την κυριαρχία του βαρυτικού πεδίου του Γαλαξία μας.

Για την παραπάνω μελέτη χρησιμοποιήθηκαν 315 αστέρια- φυγάδες, από μετρήσεις του Gaia. Ουσιαστικά ήθελαν να μελετήσουν την δημιουργία αστεριών τύπου O,B μακριά από σμήνη αστεριών. Αυτά τα αστέρια πολύ μεγάλης μάζας βρίσκονται συνήθως μέσα σε αστρικά σμήνη, αφού η μικρή διάρκεια ζωής τους κανονικά δεν τους επιτρέπει να απομακρυνθούν από αυτά. Να σημειώσουμε ότι η μεταλλικότητα στα Μαγγελανικά νέφη είναι πολύ χαμηλή, με συνέπεια να δημιουργούνται πολλά αστέρια μεγάλης μάζας.

Ένα συμπέρασμα είναι τα μεμονωμένα αστέρια O,B μπορεί να δημιουργήθηκαν έξω από αστικά σμήνη. Αυτό όμως δεν φαίνεται να είναι ρεαλιστικό, επειδή τα περισσότερα αστέρια μεγάλης μάζας έχουν συνοδό/ συνοδούς, και δημιουργούνται μόνο από νεφελώματα μεγάλης μάζας, όπου η κατάρρευση της ύλης συμβαίνει σε μεγάλα τμήματα.

Η άλλη πιθανότητα είναι να απέκτησαν τόσο μεγάλη ταχύτητα ώστε να διέφυγαν από τα σμήνη τους. Ένας συχνός μηχανισμός επιτάχυνσης αστεριών είναι η έκρηξη σουπερνόβα του συνοδού τους. Ένας άλλος είναι το σμήνος να δέχτηκε βαρυτική διαταραχή (όπως η προσέγγιση του μεγάλου Μαγγελανικού νέφους).

Στην πρώτη περίπτωση ανιχνεύουμε συνήθως ένα διπλό αστέρι ακτίνων Χ (X rays binary). Δηλαδή το αστρικό απομεινάρι από την σουπερνόβα, μαύρη τρύπα ή αστέρας νετρονίων, να απορροφάει ύλη από τον συνοδό του. Αυτή η ύλη θερμαίνεται και εκπέμπει ακτίνες Χ. Όμως δεν ανιχνεύτηκαν διπλοί ακτίνων Χ στην περιοχή των φυγάδων. Ακόμα, οι φυγάδες της συγκεκριμένης περιοχής φαίνεται να έχουν κοινή κατεύθυνση, προς το μεγάλο Μαγγελανικό νέφος, ενισχύοντας το σενάριο της σύγκρουσης των νάνων γαλαξιών.

Τέλος, να θυμίσουμε ότι εδώ και πολλά χρόνια έχει παρατηρηθεί μια γέφυρα αστεριών και αερίου μήκους 75.000 ετών φωτός ανάμεσα στους 2 δορυφόρους του Γαλαξία μας, που αποδεικνύει την αλληλεπίδρασή τους.