Παλαιότερα Αστρονομικά νέα 

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 Νεύτωνα 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 θέασης μας.

Το τηλεσκόπιο Κέπλερ ανακάλυψε 3000 διπλούς αστέρες στο καλοκαιρινό τρίγωνο. Βρέθηκαν διπλοί αστέρες με χαρακτηριστικά που δεν είχαμε παρατηρήσει μέχρι τότε, όπως διπλοί με πλανήτες και διπλοί με μεταβλητότητα λαμπρότητας λόγω παλιρροϊκών 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 600 Κ θερμότερο και έχει την μισή διάμετρο από το μεγάλο. 

Το στοιχείο Λίθιον καταστρέφεται σε θερμοκρασία 2,6 εκατομμυρίων 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 καταλαμβάνοντας 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 περιφέρονται 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 αβεβαιότητες.

Το φάσμα και η μικρή λαμπρότητα, αλλά και η χαμηλή θερμοκρασία του B αποκλείουν να είναι αστέρι. Αυτό σημαίνει ότι τα αστρικά μοντέλα χρειάζονται διόρθωση 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 διασταλεί πολύ και έχασαν την βαρυτική συνοχή τους με τον πυρήνα. Αυτή η φάση διαρκεί ελάχιστα σχετικά με την αστρική εξέλιξη (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 εμπλουτισμό 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 ταχύτητα προς το πιο εξωτερικό υλικό. Αυτό με συνδυασμό 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 τελευταία 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 έτη να φτάσει σε εμάς. Η απόλυτη λαμπρότητά 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 Κβάζαρ, βάσει της λαμπρότητας 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 συνδυαστούν με εκρηκτικά γεγονότα αν υπάρχουν ανάλογες παρατηρήσεις στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα. Εδώ 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 170922 Α.
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 χαμηλότερη 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).

Ζυγίζοντας 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 φτάνει 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.

ΜΑΗΟΣ 2019

Το αστέρι που γεννιέται σαν πλανήτης

Με δεδομένα παρατήρησης από το ALMA αστρονόμοι από το πανεπιστήμιο του Leeds ανακάλυψαν ένα ιδιαίτερο πρώτο- αστέρι μεγάλης μάζας (40 ηλιακές μάζες), το G11.92-0.61 MM1a. Γύρω του περιφέρεται ένας νεογέννητος ερυθρός νάνος. Το πρωτεύον αστέρι ακόμα μαζεύει ύλη από τον παχύ δίσκο αερίου και σκόνης γύρω του. Το ιδιαίτερο είναι ότι ο νάνος (0,6 ηλιακές μάζες) σχηματίζεται μέσα σε αυτόν τον δίσκο. Γνωρίζουμε ότι οι πλανήτες, ιδίως οι μεγάλοι αεριώδεις, σχηματίζονται όταν καταρρέουν βαρυτικά πυκνές περιοχές των περιαστρικών δίσκων. Είναι πρώτη φορά που βλέπουμε δημιουργείται με τον ίδιο τρόπο ένα πολύ μεγαλύτερης μάζας αντικείμενο από πλανήτη, ένα μικρής μάζας αστέρι. Να σημειώσουμε ότι η αναλογία μάζας των 2 αστεριών είναι 80:1, όση και η αναλογία μάζας Γης- Σελήνης. Δεν έχει βρεθεί άλλο ζευγάρι αστεριών με τόση μεγάλη διαφορά μάζας, αλλά δεν θα μπορούσε να συσσωρεύσει περισσότερη μάζα ο νάνος από τον περιαστρικό δίσκο. Και επειδή το πρωτεύων αστέρι έχει τόση μεγάλη μάζα, ο δίσκος του ήταν ικανός να σχηματίσει ένα νάνο αστέρι.

Πάντων ο νάνος έχει αβέβαιο μέλλον, επειδή ο μεγάλος του αδελφός θα εκραγεί σε 1 εκατομμύρια έτη ως σουπερνόβα. Το ωστικό κύμα που θα δεχτεί θα είναι ισχυρότατο, ενώ θα βρίσκεται ακόμα στο στάδιο του πρωτοαστέρα. Κανονικά τα αστέρια με τόσο μικρή μάζα <ζουν> για εκατοντάδες δις έτη!

Διπλή εκροή από πρωτοαστέρι

Τα πρωτοαστέρια εκλύουν ύλη από τον περιαστρικό δίσκο τους. Με το ALMA είδαμε ότι το πρωτοαστέρι MMS5/OMC-3 στον Ωρίωνα, σε απόσταση 1300 έτη φωτός, παρουσιάζει διπλή εκροή ύλης. Παρατηρούμε έναν πίδακα μήκους 11000 AU με ταχύτητα 50- 100 km/s και μια εκροή ύλης μήκους 14000 AU με ταχύτητα 10 - 50 km/s. Οι 2 εκροές έχουν μεταξύ τους κλίση 13 μοίρες.

Τα σενάρια είναι 2. Υπάρχει ένας κοινός πίδακας και η κατά τόπους διαφορά πυκνότητας του περιαστρικού δίσκου τον χωρίζει σε αργό και γρήγορο, ή οι 2 εκροές δημιουργούνται σε διαφορετικά μέρη του δίσκου, που είναι και το επικρατέστερο σενάριο.

Ο αδελφός του Ηλίου

Οι αστρονόμοι ψάχνουν συστηματικά για τα αδέλφια του Ήλιου. Δηλαδή αστέρια που γεννήθηκαν από το ίδιο μοριακό νεφέλωμα. Τα μεγάλης μάζας αδέλφια του Ήλιου πέθαναν εδώ και πολύ καιρό, άρα ψάχνουμε για αστέρια κοντά στην ηλιακή μάζα. Τα μικρής μάζας είναι πολύ αμυδρά για να τα εντοπίσουμε. Θεωρητικά τα αδέλφια του Ήλιου μπορεί να έχουν σκορπιστεί σε μεγάλο εύρος του γαλαξιακού δίσκου.

Γνωρίζουμε ότι ο Ήλιος βίωσε μια αρκετά κοντινή σουπερνόβα, δηλαδή την έκρηξη ενός μεγάλου αδελφού του, από ίχνη ραδιενεργών ισοτόπων που βρέθηκαν στη Γη. Ακόμα, ένας αδελφός αστέρας πρέπει να τον πλησίασε αρκετά, διαταράσσοντας τις τροχιές εξωτερικών σωμάτων του ηλιακού συστήματος.

Το ανοιχτό σμήνος του Ηλίου έχει διαλυθεί εδώ και δις έτη (δεν ήταν σμήνος πολύ μεγάλης μάζας).

Το αστέρι HD 186302 στον Ηρακλή σε απόσταση 110 έτη φωτός είναι ορατό με κιάλια και έχει 1,15 ηλιακές μάζες. Έχει ίδια ηλικία με τον Ήλιο μας (με μικρό περιθώριο σφάλματος) και παρόμοια αναλογία χημικών στοιχείων, που παραπέμπει σε αδελφό του Ηλίου (κοινό μοριακό νεφέλωμα). Η ανακάλυψη πλανητών σε αυτό το αστέρι θα έχει ιδιαίτερο ενδιαφέρον.

Τα Κβάζαρ ως κεριά αποστάσεων

Τα Κβάζαρ είναι αντικείμενα μεγάλης λαμπρότητας. Μια ομάδα αστρονόμων προσπαθεί να τα αξιοποιήσει για την μέτρηση αποστάσεων και την εκτίμηση της σκοτεινής ενέργειας. Ένα μεγάλο δείγμα από 1598 Κβάζαρ βοηθάει στο <καλιμπράρισμα>, δηλαδή στην ελάττωση του περιθωρίου σφάλματος στην εκτίμηση της απόλυτης λαμπρότητας, άρα και απόστασής τους.

Τα βασικά κεριά κοσμολογικών αποστάσεων είναι οι σουπερνόβα Ia, που έχουν σχετικά μικρό εύρος απόλυτης λαμπρότητας. Αυτή είναι πάντα κοντά στο -19,2. Το πλεονέκτημα των Κβάζαρ είναι ότι ανιχνεύονται σε μεγαλύτερο z, ως 5,1, που αναλογεί σε φως που ταξίδεψε 13,2 δις έτη μέχρι να φτάσει στα τηλεσκόπια μας. Για τόσο νεαρή ηλικία του σύμπαντος είχαμε μόνο την ερυθρολίσθηση ως εργαλείο απόστασης.

Τα πρώτα συμπεράσματα είναι ότι η σκοτεινή ενέργεια εκείνη την εποχή, 500 εκατομμύρια έτη από την δημιουργία του σύμπαντος, είχε μικρότερη ισχύ. Έτσι δεν μιλάμε πια για κοσμολογική σταθερά, αλλά για μια αναπτυσσόμενη ενέργεια συμπαντικής διαστολής. Από το 1998 γνωρίζουμε ότι η συμπαντική διαστολή είναι επιταχυνόμενη. Ακόμα και η αναλογία σκοτεινής και βαρυονικής ύλης/ σκοτεινής ενέργειας αλλάζει, σε 40% αντί 30%, από τις μετρήσεις που είχαμε ως σήμερα.

Να σημειώσουμε ότι τα παραπάνω αποτελέσματα αμφισβητούνται από άλλους αστρονόμους, που θεωρούν ότι υποτιμήθηκαν τα περιθώρια σφάλματος της απόλυτης λαμπρότητας των Κβάζαρ. Αλλά μια νέα ομάδα κεριών λαμπρότητας με τόσο μεγάλο εύρος απόστασης- ιστορικού του σύμπαντος είναι πολλά υποσχόμενη.

ΙΟΥΛΙΟΣ 2019

Απομεινάρι πλανήτη γύρω από λευκό νάνο

Γύρω από τον λευκό νάνο SDSS J1228+1040, με 0,7 ηλιακές μάζες, περιφέρεται το απομεινάρι ενός πλανήτη, με μέγεθος 600 χιλιόμετρα. Ολοκληρώνει μια περιφορά σε μόλις 2 ώρες σε απόσταση 500 χιλιάδες χιλιόμετρα από τον καυτό λευκό νάνο. Αυτό σημαίνει ότι έχει πολύ μεγάλη επιφανειακή θερμοκρασία και δέχεται ισχυρότατες παλιρροϊκές δυνάμεις. Μόνο ένα συμπαγές σώμα από μέταλλο (κυρίως Σίδηρο) μπορεί να διατηρήσει την συνοχή του υπό τέτοιες συνθήκες. Τα εξωτερικά στρώματα του πλανήτη (από την ατμόσφαιρα ως τον μανδύα) απογυμνώθηκαν κατά την εξέλιξη του αστέρα σε ερυθρό γίγαντα και σε λευκό νάνο. Ένα αστέρι αναπτύσσει πολύ ισχυρούς αστρικούς ανέμους στην ύστερη φάση του ερυθρού γίγαντα, που μπορεί να απογυμνώσει έναν πλανήτη σε κοντινή τροχιά από τα εξωτερικά του στρώματα.

Η παραπάνω ανακάλυψη έγινε με την χρήση της φασματοσκοπίας (εκπομπή Ασβεστίου, που εξατμίζεται στους 1500 βαθμούς Κελσίου). Επίσης διαπιστώθηκε ότι το απομεινάρι του πλανήτη περιφέρεται μέσα σε έναν δίσκο αερίου και σκόνης (δίσκος συσσώρευσης του λευκού νάνου). Ένα μέρος του δίσκου προέρχεται από τα εξωτερικά στρώματα του πλανήτη. Πιστεύουμε ότι το Ασβέστιο προέρχεται από τον πλανήτη, επειδή τμήματα του δίσκου καταρρέουν συνέχεια στον λευκό νάνο. Αν το Ασβέστιο ήταν στον δίσκο, θα είχε εξαντληθεί νωρίτερα.

Τα χαμένα αστέρια των Υάδων

Οι Υάδες είναι το κοντινότερο από τα χιλιάδες γνωστά ανοιχτά σμήνη του Γαλαξία μας. Η ηλικία του είναι 650 εκατομμύρια έτη, κάτι που σημαίνει ότι δεν έχει πια αστέρια πολύ μεγάλης μάζας, και η μάζα του 450 ηλιακές. Είναι ένα τυπικό σμήνος μεσαίου μεγέθους, που κάποτε θα διαλυθεί τελείως. Οι παλιρροϊκές δυνάμεις του Γαλαξία μας δημιούργησαν δύο ουρές αστεριών που απομακρύνονται από το σμήνος. Τα πρώτα αστέρια που το εγκαταλείπουν είναι τα πιο εξωτερικά και μικρότερης μάζας. Αυτά τα αστέρια έχουν παρόμοια κίνηση και ηλικία με τα σημερινά αστέρια του σμήνους, άρα προέρχονται από αυτό. Οι 2 ουρές έχουν μήκος 650 έτη φωτός, ενώ τα αστέρια που παραμένουν υπό την βαρυτική επίδραση του σμήνους έχουν ακτίνα 30 έτη φωτός γύρω από το κέντρο του σμήνους. Εκτιμούμε ότι τα πρώτα αστέρια των ουρών απομακρύνθηκαν από το σμήνος πριν από 200 εκατομμύρια έτη.

Φαίνεται ότι Υάδες βρίσκονται σε κρίσιμη φάση της εξέλιξής τους ως ανοιχτό σμήνος.

Η συστοιχία ραδιοτηλεσκοπίων ALMA παρακολουθεί στα μικροκύματα νεαρά πλανητικά συστήματα. Αυτές οι παρατηρήσεις επιβεβαιώνουν κάποια σημαντικά στοιχεία της θεωρίας για τον σχηματισμό των πλανητών.

1 εκατομμύρια έτη μετά την κατάρρευση τμήματος ενός νεφελώματος σε πρωτοαστέρι ο δίσκος προσαύξησης ισορροπεί σε μεγάλο βαθμό. Τότε σχηματίζονται τα πρώτα συμπυκνώματα σκόνης. που γρήγορα συσσωρεύονται σε πρωτοπλανήτες. Είναι ακόμα άγνωστο πως οι πρώτες συμπυκνώσεις σκόνης πετυχαίνουν την απαραίτητη ισορροπία, ώστε να μην καταρρεύσουν στο αστέρι αλλά ούτε να έχουν τόσο μεγάλες ταχύτητες που δεν θα τους επέτρεπε την συνένωση σε πρωτοπλανήτες. Αν ένας πρωτοπλανήτης βρεθεί σε περιβάλλον πλούσιο σε αέριο (και έχει ήδη 3-4 φορές την μάζα της Γης) συσσωρεύει πολύ από το αέριο και εξελίσσεται σε αεριώδη πλανήτη.

Πρωτοπλανήτες με το ALMA

Το ALMA ανακάλυψε κενά στους δίσκους συσσώρευσης, όπου οι πρωτοπλανήτες έχουν καθαρίσει την τροχιά τους από την ύλη, όπως παρατηρούμε στους δορυφόρους- βοσκούς στα δακτυλίδια του Κρόνου. Ακόμα διακρίνονται πολλαπλά δακτυλίδια σε κάποιους πρωτοπλανητικούς δίσκους. Σε αυτούς παρατηρούμε πολύ σκόνη, κάτι που σημαίνει ότι οι πρωτοπλανήτες έχουν μικρή αποτελεσματικότητα απορρόφησης της σκόνης από το πρωτοπλανητικό δίσκο.

Έτσι δικαιολογούνται και τα πολλά μικρότερα σώματα από πλανήτες στα πλανητικά συστήματα.

Πίδακες που χορεύουν

Σε απόσταση 7800 έτη φωτός βρίσκεται η μαύρη τρύπα V404 Cygni. Πρόκειται για μια αστρική μαύρη τρύπα. Παρατηρούμε ότι ο άξονας περιστροφής της μαύρης τρύπας παρουσιάζει κλίση σε σχέση με τους πίδακά της. Έτσι οi πίδακες εμφανίζονται να κινούνται δεξιά- αριστερά, σαν να χορεύουν στον μεσοαστρικό χώρο.

Το επικρατέστερο σενάριο είναι να πρόκειται για παλαιό διπλό σύστημα αστεριών, και η έκρηξη σουπερνόβα (που είχε ως αποτέλεσμα την δημιουργία της μαύρης τρύπας) να έδωσε κλίση στον άξονα της περιστροφής του συνοδού -αστέρα του. Αυτός ο συνοδός ορίζει και την κλίση του δίσκου προσαύξησης προς την μαύρη τρύπα, με αποτέλεσμα να είναι ασύμμετροι οι πίδακες.

ΑΥΓΟΥΣΤΟΣ 2019

Το μεσογαλαξιακό υδρογόνο

Ανάμεσα στους γαλαξίες, στα γαλαξιακά σμήνη, υπάρχει ένα αραιό πέπλο μεσογαλαξιακού υδρογόνου. Φαίνεται να διατηρείται μια ισορροπία στην ποσότητα αυτού του αερίου. Γενικά οι γαλαξίες συσσωρεύουν αέριο που τους πλησιάζει, αλλά μέσω μηχανισμών όπως οι εκρήξεις σουπερνόβα επίσης διαφεύγει αέριο από τους γαλαξίες. Ακόμα και οι συγκρούσεις γαλαξιών μπορούν να απελευθερώσουν αέριο από αυτούς. Υπάρχουν ανοιχτά ερωτήματα όπως αν το μεσογαλαξιακό αέριο έχει ομαλή κατανομή ή δημιουργεί συμπυκνώσεις, και αν διαφέρει η ποσότητα που είναι κοντά σε κάθε γαλαξία. Αυτό το αέριο είναι τόσο αραιό ώστε να μην ανιχνεύεται άμεσα ούτε καν στην γαλαξιακή γειτονιά μας.

Το πρόγραμμα MUSE, μία φασματοσκοπική επισκόπηση που έλαβε χώρα στα τηλεσκόπια VLT στην Atakama μας προσέφερε μια ματιά στο μεσογαλαξιακό υδρογόνο. Ειδικά για τα μακρινά γαλαξιακά σμήνη, με z >3, η γραμμή του Υδρογόνου Lyman- Alpha έκανε <ορατό> αυτό το αέριο. Αυτή η χαρακτηριστική εκπομπή δημιουργείται μέσω της επανασύνδεσης του ιονισμένου υδρογόνου σε ουδέτερο. Μπορεί όμως να δημιουργηθεί και μέσω συγκρούσεων νεφών (κρουστικών κυμάτων). Μέσω αυτής της εκπομπής μπορούμε να ανιχνεύσουμε αμυδρούς μακρινούς γαλαξίες. Εμφανίζονται λίγο διάχυτοι και με μεγαλύτερο μέγεθος από ότι στις εικόνες του τηλεσκοπίου Hubble. Η ακτινοβολία Lyman- Alpha μας φανέρωσε ότι οι γαλαξίες έχουν γύρω τους ένα πέπλο που εκπέμπει έντονα αυτή την ακτινοβολία, δέκα φορές πιο μεγάλο από αυτούς.

Να τονίσουμε εδώ ότι πρόκειται για πολύ αραιό αέριο μικρής συνολικής μάζας, δηλαδή καμία σχέση με την σκοτεινή ύλη που επεκτείνεται το ίδιο γύρω από τους γαλαξίες και έχει δεκαπλάσια μάζα από την ορατή ενός γαλαξία.

Επειδή οι γαλαξίες της επισκόπησης έχουν μεγάλο z, γνωρίζουμε ότι το μεσογαλαξιακό υδρογόνο υπήρχε στο πρώιμο σύμπαν. Οι πιθανοί μηχανισμοί που κάνουν το αέριο να ακτινοβολεί στην πρώιμη φάση του σύμπαντος είναι 1) Η υπεριώδεις ακτινοβολία των νεαρών καυτών αστεριών των γαλαξιών, 2) Η έντονη σκέδαση αυτής της εκπομπής να ενισχύει την ακτινοβολία, 3) Μία διαφορετική προσέγγιση είναι η ψύξη του μεσογαλαξιακού αερίου να δημιουργεί αυτήν την εκπομπή.

Η δημιουργία ενός πλανήτη

Η θεωρία δημιουργίας πλανητών λέει τα εξής. Γύρω από το πρωτοαστέρι υπάρχει ένας δίσκος συσσώρευσης. Αυτός διαλύεται μετά από 5- 10 εκατομμύρια χρόνια (αστέρια Τ- Ταύρου, άρα όχι μεγάλης μάζας), και σε αυτό το διάστημα πρέπει να έχουν δημιουργηθεί οι πλανήτες. Στον δίσκο δημιουργούνται μικρές συγκεντρώσεις σκόνης. Μόλις μια συμπύκνωση αποκτήσει αρκετή βαρύτητα έλκει περισσότερη σκόνη και σιγά- σιγά καθαρίζει την τροχιά της στον δίσκο (όπως παρατηρούμε για μερικούς δορυφόρους στους δακτυλίους του Κρόνου). Αν υπερβεί κάποια κρίσιμη μάζα (μερικές φορές την μάζα της Γης), τότε έλκει και πολύ αέριο με αποτέλεσμα να σχηματιστεί ένας γιγάντιος αέριος πλανήτης.

Μέχρι τώρα έχουμε ανακαλύψει πάνω από 4000 εξωπλανήτες, αλλά σχεδόν όλοι γύρω από αστέρια που έχουν μπει στην κύρια ακολουθία. Αυτό συμβαίνει επειδή τα πρωτοαστέρια έχουν έντονη δραστηριότητα, με αποτέλεσμα οι κηλίδες τους να μην μας επιτρέπουν την ανίχνευση πλανητών με την μέθοδο της διάβασης ή της βαρυτικής μετατόπισης του άστρου.

Όμως οι νεαροί πλανήτες στην φάση του πρωτοαστέρα είναι καυτοί, με αποτέλεσμα να εκπέμπουν αρκετά στο υπέρυθρο. Στο αστέρι PDS70, ηλικίας 5 εκατομμυρίων ετών, βρέθηκε σε απόσταση 22 AU από αυτό ένας πλανήτης με διάρκεια τροχιάς περίπου 120 έτη. Η άμεση απεικόνισή του στο υπέρυθρο μας έδειξε ένα κλάσμα της τροχιάς του από το 2012 ως το 2016. Διακρίνουμε ότι έχει δημιουργήσει ένα κενό στον δίσκο προσαύξησης. Αυτός ο πλανήτης θα βοηθήσει πολύ τους αστρονόμους να μελετήσουν την αλληλεπίδραση του δίσκου προσαύξησης με τους νεογέννητους πλανήτες.

Το μοριακό υδρογόνο στο πρώιμο σύμπαν

Στις ημέρες μας το μοριακό υδρογόνο δημιουργείται κατά κανόνα σε κόκκους σκόνης, που χρησιμεύουν ως καταλύτες. Έτσι δίνεται η ευκαιρία σε 2 άτομα υδρογόνου να αποβάλλουν ενέργεια στον κόκκο σκόνης, με αποτέλεσμα να μείνουν συνδεδεμένα σχηματίζοντας ένα μόριο. Ενώ χωρίς σκόνη πρέπει να συμπυκνωθεί αρκετά ένα (τεράστιο) νέφος υδρογόνου, ώστε να υπερισχύσει η βαρύτητα της κινητικής ενέργειας των ατόμων. Τότε μπορούν να ενωθούν 2 άτομα σε ένα μόριο υδρογόνου. Χωρίς σκόνη ένα νέφος πρέπει να έχει 1 εκατομμύριο ηλιακές μάζες ώστε να αναπτυχθούν αυτές οι συνθήκες. Αυτή ήταν μια απαραίτητη προϋπόθεση για την αστρογέννηση στο πρώιμο, φτωχό σε μέταλλα (σκόνη) σύμπαν. Κατά την δημιουργία μορίων αποβάλλεται θερμότητα, με αποτέλεσμα να καταρρέουν βαρυτικά και μικρές περιοχές του νεφελώματος, και να δημιουργούνται αστέρια ακόμα και 0,2 ηλιακών μαζών (κατάτμηση του νεφελώματος). Έτσι στο πρώιμο σύμπαν δημιουργήθηκαν αστέρια μεγάλης αλλά και μικρής μάζας, αλλά όλα από τεράστια νεφελώματα.

Ένας δραστήριος νάνος γαλαξίας

Ο νάνος γαλαξίας ESO 495-21 στην Πυξίδα έχει διάμετρο μόλις 3000 έτη φωτός. Όμως παρατηρούμε έντονη αστρογέννηση (starburst) σε αυτόν, της τάξης των χιλιάδων αστεριών το έτος. Το έντονο μπλε φως του γαλαξία παραπέμπει σε νεαρά μεγάλης μάζας αστέρια. Ακόμα, ο νάνος έχει μια κεντρική μαύρη τρύπα με 1 εκατομμύριο ηλιακές μάζες. Συγκριτικά με τον Γαλαξία μας, έχει 30 φορές μικρότερο μέγεθος (άρα και περίπου αναλογικά μικρότερη μάζα), αλλά χιλιάδες φορές πιο έντονη αστρογέννηση και μόλις 4 φορές μικρότερης μάζας κεντρική μαύρη τρύπα. Μάλλον πρέπει να δέχεται έντονες παλιρροϊκές δυνάμεις από γειτονικούς γαλαξίες, κάτι που δεν έχει επιβεβαιωθεί από σχετικές παρατηρήσεις.

ΣΕΠΤΕΜΒΡΙΟΣ 2019

Η κίνηση της γαλαξιακής άλως.

Η άλως σε έναν σπειροειδή γαλαξία περιέχει πολύ αραιό αέριο. Αυτό το αέριο σταδιακά εισρέει στον γαλαξιακό δίσκο, ενισχύοντας την αστρογέννηση. Πρόκειται για μια πολύ αργή διαδικασία, επειδή το αέριο της άλως έχει στροφορμή που το κάνει να <αντιστέκεται> στην βαρυτική έλξη του δίσκου. Διαφορετικά ο γαλαξιακός δίσκος θα κατέρρεε, με αποτέλεσμα τον σχηματισμό ελλειπτικού γαλαξία. Να σημειώσουμε ότι η αραιή άλως είναι αόρατη και εκτείνεται κατά πολύ γύρω από τον γαλαξιακό δίσκο. Επίσης να μην την μπερδεύουμε με την άλω σκοτεινής ύλης. Μια ομάδα ερευνητών (Crystal Martin, University of Califonia) μπόρεσε να <δει> τις άλως 50 γαλαξιών με έντονη αστρογέννηση, χάρη στο φως από μακρινά Κβάζαρ. Αυτά <φωτίζουν> τις γαλαξιακές άλως μέσα από τις οποίες περνάει το φως τους, με αποτέλεσμα οι τελευταίες να διακρίνονται φασματοσκοπικά. Το αποτέλεσμα της έρευνας είναι ότι η άλως ενός σπειροειδή γαλαξία περιφέρεται σύμφωνα με την περιφορά του δίσκου του, κάτι που προκύπτει από τις μετατοπίσεις Ντόπλερ των φασματικών γραμμών. Σε παλαιότερα βιβλία η άλως παρουσιάζεται σαν κινητικά αποκομμένο μέρος ενός σπειροειδή γαλαξία, κάτι που τώρα αμφισβητείται.

Βαρύ πλανητικό νεφέλωμα

Το πλανητικό νεφέλωμα BMP J1613-5406 προέρχεται από ένα αστέρι με μάζα 5,5 ηλιακές. Είναι το πλανητικό νεφέλωμα με την μεγαλύτερη εκτιμώμενη μάζα προ γεννήτορα αστεριού που γνωρίζουμε. Η έρευνα της ομάδας της Βασιλικής Φράγκου, πανεπιστήμιο του Hongkong, έδειξε ότι το παραπάνω πλανητικό ανήκει σε ένα ανοιχτό σμήνος, το NGC 6067, ηλικίας μόλις 90 εκατομμύρια έτη. Σε αυτή την ηλικία μόνο αστέρια με πάνω από 5 ηλιακές μάζες έχουν εξελιχτεί σε λευκούς νάνους με πλανητικά νεφελώματα. Τελευταία υπάρχουν πολλές ενδείξεις ότι τα πλανητικά νεφελώματα, που δείχνουν τριαξονική δομή, πρέπει να προέρχονται από διπλά αστέρια. Η αστρική εξέλιξη στα διπλά αστέρια είναι λίγο διαφορετική από ότι στα μονά, κάτι που μας μπερδεύει σχετικά με τις θέσεις τους στο διάγραμμα H/R.

ΟΚΤΩΒΡΙΟΣ 2019

Οι τελευταίες μέρες 2 λευκών νάνων

Σε απόσταση 7600 ετών φωτός βρίσκεται ένα διπλό σύστημα λευκών νάνων , το ZTFJ1539+5027. Η περίοδος περιφοράς τους γύρω από το κοινό κέντρο μάζας είναι μόλις 6,9 λεπτά και η τροχιά τους μικρότερη από 100.000 χιλιόμετρα. Τα παραπάνω μας δείχνουν ότι δέχονται το ένα από το άλλο ισχυρές παλιρροϊκές δυνάμεις, με αποτέλεσμα να έχουν παραμορφωθεί και να μοιάζουν με αυγά, παρά την τεράστια πυκνότητά τους. Από την Γη τους βλέπουμε να αλληλοεπικαλύπτονται. Η ασυμμετρία της καμπύλης φωτός που παρατηρούμε και οι ιδιότητες των επικαλύψεων των 2 νάνων μας δείχνει ότι έχουν διαφορά θερμοκρασίας και λαμπρότητας. Το πιο καυτό έχει θερμοκρασία 49.000 Κ και το λιγότερο καυτό 10.000 Κ. Οι μάζες τους υπολογίζονται σε 0,6 και 0,2 ηλιακές αντίστοιχα. Η μικρή μεταξύ τους απόσταση και η πολύ μεγάλη ταχύτητα περιφοράς που αναπτύσσουν οι 2 λευκοί νάνοι έχουν ως αποτέλεσμα την εκπομπή βαρυτικών κυμάτων στα 4,8 Millihertz. Με αυτόν τον τρόπο το σύστημα χάνει στροφορμή, που σημαίνει ότι <σύντομα> οι 2 νάνοι θα συγκρουστούν, κάπου σε 210.000 έτη. Θα προκύψει ένας λευκός νάνος μεγαλύτερης μάζας, αφού η συνολική μάζα τους δεν επαρκεί για την δημιουργία μαύρης τρύπας (χρειάζονται πάνω από 1,4 ηλιακές μάζες για έκρηξη SN Ia). Οι σημερινοί ανιχνευτές βαρυτικών κυμάτων δεν <βλέπουν> σε αυτές τις συχνότητες, κάτι που αναμένεται να συμβεί με το διαστημικό τηλεσκόπιο βαρυτικών κυμάτων LISA, σε 1- 2 δεκαετίες από σήμερα.

Ο Χρυσός στην Γη, έκρηξη σουπερνόβα ή συγκρούσεις αστέρων νετρονίων?

Υπάρχουν 2 σενάρια για την δημιουργία των χημικών στοιχείων με μεγάλο ατομικό αριθμό, όπως ο Χρυσός. Το ένα είναι οι εκρήξεις σουπερνόβα, όπου καταρρέει ο αστρικός πυρήνας και το αστρικό υλικό που τον ακολουθεί αναπηδά σε αυτόν και αλληλεπιδρά με τα πιο εξωτερικά στρώματα του αστεριού. Το δεύτερο σενάριο είναι οι συγχωνεύσεις αστέρων νετρονίων, όπου διαφεύγουν νετρόνια και συγκρούονται με υλικό γύρω από τους αστέρες νετρονίων. Να σημειώσουμε ότι η θεωρία προβλέπει να έχουν οι αστέρες νετρονίων μια επιφάνεια από <κανονική > ύλη, όπως σίδηρο και άλλα στοιχεία.

Και στις δύο περιπτώσεις μιλάμε για την ταχέα απορρόφηση νετρονίων r (rapid)- process, rapid neutron capture, όπου ένας μεγάλος αριθμός νετρονίων απορροφάται από έναν ατομικό πυρήνα ταχύτερα από τον χρόνο της ραδιενεργής διάσπασης του πυρήνα. Για να συμβεί αυτό χρειάζεται ένα περιβάλλον με μεγάλη πυκνότητα νετρονίων.

Με την ανίχνευση των βαρυτικών κυμάτων από τις συγκρούσεις αστέρων νετρονίων διαπιστώσαμε ότι αυτά τα φαινόμενα δεν είναι τόσο σπάνια, υπολογίζονται σε 20 στο ένα εκατομμύριο έτη για τον Γαλαξία μας.

Όμως οι εκρήξεις σουπερνόβα είναι πιο συχνές. Αν ο εμπλουτισμός σε πολύ βαρέα στοιχεία του νεφελώματος από το οποίο προήλθε ο ήλιος μας και οι πλανήτες έγινε από εκρήξεις σουπερνόβα, θα έγινε σταδιακά από διαφορετικές εκρήξεις. Ενώ από συγχώνευση αστέρων νετρονίων θα έγινε από ένα μοναδικό συμβάν. Η μελέτη του ισοτόπου Κιούριο 247 σε αστεροειδείς, δηλαδή η αναλογία του με το παράγωγο της διάσπασης του, Πλουτώνιο 244, μας έδειξε ότι ταιριάζει περισσότερο στο μοντέλο ενός επεισοδίου χημικού εμπλουτισμού, δηλαδή στην συγχώνευση αστέρων νετρονίων. Αυτό πιθανόν να συνέβη 80 εκατομμύρια έτη πριν την δημιουργία του ηλίου.

Μια από τις τελευταίες ανακοινώσεις της ESO μας ενημερώνει ότι για πρώτη φορά ανιχνεύτηκε ένα βαρύ στοιχείο, το Στρόντιο, που δημιουργήθηκε από την σύγκρουση 2 αστέρων νετρονίων (GW170817, το 2017). Έτσι επιβεβαιώνεται και παρατηρησιακά η δημιουργία βαρύτερων στοιχείων από την σύγκρουση αστέρων νετρονίων.

Το Στρόντιο ανιχνεύτηκε στην φασματοσκοπική ανάλυση της kilonova, δηλαδή της αντίστοιχης με την σουπερνόβα έκρηξης (βίαιης εκτίναξης υλικού) από την σύγκρουση των 2 αστέρων νετρονίων.

ΝΟΕΜΒΡΙΟΣ 2019

Υπάρχει ο πλανήτης του Aldebaran?

Εδώ και πολλά χρόνια παρακολουθούμε μια περιοδικότητα των μεταβολών της γωνιακής ταχύτητας του Αλντεμπαράν, που οι αστρονόμοι <διάβασαν> ως υπογραφή ενός πλανήτη του. Όμως μια πρόσφατη μελέτη του διαγράμματος των μεταβολών της γωνιακής ταχύτητας του ερυθρού γίγαντα στον Ταύρο δείχνει ότι δεν αντιστοιχεί σε βαρυτική επίδραση από πλανήτη, αλλά μάλλον οφείλεται σε εσωτερικές διεργασίες του αστεριού. Τα αστέρια στην φάση του ασυμπτωτικού κλάδου παρουσιάζουν μια δευτερεύον περιοδική μακροχρόνια μεταβολή της λαμπρότητά τους.

Ο Αλντεμπαράν παρουσιάζει δευτερεύουσα περιοδικότητα 629 ημερών. Η κύριοι παλμοί του γίγαντα έχουν περίοδο 7 ημέρες. Κάτι παρόμοιο παρατηρήθηκε και για τον γάμμα του Δράκοντα, έναν ερυθρό γίγαντα σε παρόμοια φάση εξέλιξης με τον Αλντεμπαράν. Αυτός παρουσίασε ανάλογες δευτερεύουσες μεταβολές της λαμπρότητας που μετρήθηκαν από το 2003. Το 2011 διακόπηκαν ξαφνικά, και επανήλθαν το 2014! Κάτι τέτοιο δεν μπορεί να συμβεί αν το φαινόμενο οφείλεται στην ύπαρξη εξωπλανήτη.

Τα θεωρητικά μοντέλα για τις εσωτερικές διεργασίες στους γίγαντες είναι ακόμα αρκετά ατελή. Ίσως οι έντονες επιδράσεις της συναγωγής στο εσωτερικό αυτών των πολύ φουσκωμένων αστεριών να υπάρχουν και πριν τον ασυμπτωτικό κλάδο (φάση στην αστρική εξέλιξη όπου στον πυρήνα άνθρακα- οξυγόνου δεν σημειώνεται σύντηξη, αλλά σε 2 φλοιούς έξω από τον πυρήνα,έναν με ήλιον και έναν με υδρογόνο, πάντα για αστέρια μικρότερα από 8 ηλιακές μάζες). Οι 2 παραπάνω γίγαντες βρίσκονται λίγο πριν την φάση καύσης ήλιον στον πυρήνα, μια φάση που κρύβει πολλά μυστικά, όπως το helium flash.

Οι μεταβολές στην γωνιακή ταχύτητα ενισχύονται με την αύξηση της λαμπρότητας (στην φάση διαστολής του γίγαντα), έτσι συνδέονται οι παρατηρήσεις των μεταβολών της γωνιακής ταχύτητας και οι παλμοί της λαμπρότητας.

Το σχήμα του Γαλαξία μας

Από τα τέλη της δεκαετίας του 1950 οι αστρονόμοι με την χρήση των ραδιοτηλεσκοπίων (ανίχνευση της διασποράς του υδρογόνου) ανακάλυψαν ότι ο Γαλαξίας μας έχει πολύ μικρό πάχος και μεγάλο πλάτος. Το πάχος του δίσκου του είναι 3000 έτη φωτός και το πλάτος του στα 150.000- 200.000 έτη φωτός. Από τότε γνωρίζουμε ότι ο δίσκος παρουσιάζει παραμορφώσεις, κάμπτεται σε 2 πλευρές του. Με τα δεδομένα της επισκόπησης Sloan Digital Sky Survey το 2015 βρέθηκε ότι υπάρχουν 4 κυματοειδής συμπυκνώσεις ύλης στον Γαλαξία, 2 προς την νότια και 2 προς την βόρεια πλευρά του.
Αυτές οι καμπές του δίσκου οφείλονται σε βαρυτικές παρενοχλήσεις από τα Μαγγελανικά νέφη, αλλά και άλλους νάνους γαλαξίες που συσσωρεύτηκαν στον Γαλαξία μας. Επίσης η διαφορά αστρικής πυκνότητας και ποσότητας αερίου ανάμεσα στον λεπτό και παχύ δίσκο έχει ως αποτέλεσμα ο εσωτερικός λεπτός δίσκος να έλκει τον εξωτερικό παχύ δίσκο, παραμορφώνοντας έτσι το σχήμα του. Ακόμα και συμπυκνώματα της σκοτεινής ύλης, που περιβάλλει το ορατό μέρος του Γαλαξία, μπορεί να επηρεάσουν την κατανομή της μάζας και το σχήμα του δίσκου.
Μια ομάδα ερευνητών του εθνικού αστρονομικού παρατηρητηρίου της Κίνας μελέτησε την κατανομή των Κηφείδων στον Γαλαξία μας. Οι Κηφείδες φτάνουν ως τις 100.000 ηλιακές λαμπρότητες και έχουν σταθερή σχέση λαμπρότητας/ περιόδου ως μεταβλητοί αστέρες. Έτσι αποτελούν πολύ καλούς δείκτες αποστάσεων. Για την μελέτη του ο Chen και η ομάδα του χρησιμοποίησαν τις μετρήσεις 1329 Κηφείδων, 585 στο υπέρυθρο (ώστε να δουν και πίσω από τα νεφελώματα και την σκόνη) και 744 στο οπτικό, σε μια περιοχή πλάτους 65.000 ετών φωτός. Το αποτέλεσμα είναι να εμφανίζεται καμπυλωμένος ο γαλαξιακός δίσκος, με τον ήλιο μας να είναι αρκετά κοντά στο επίπεδο, δηλαδή την νοητή γραμμή ανάμεσα στις 2 βασικές παραμορφώσεις.

Το γενεαλογικό δέντρο των αστεριών

Πολύ μεγάλο ενδιαφέρον έχει η μελέτη των Paula Jofr&#233;, Payel Das, Jaume Bertranpetit, Robert Foley. Ουσιαστικά κατατάσσουν κάποια κοντινά μας αστέρια σε γενεαλογικά δέντρα. Όλο το άρθρο θα το βρείτε ως <Cosmic phylogeny: reconstructing the chemical history of the solar neighbourhood with an evolutionary tree>. Με την χρήση των αναλογιών 17 χημικών στοιχείων σε 21 αστέρια αναζητούν το <αστρικό DNA> τους. Η τεχνική που χρησιμοποίησαν εφαρμόζεται στην μοριακή βιολογία για την κατασκευή γενεαλογικών δέντρων των έμβιων ειδών.

Ως κριτήριο διαχωρισμού στους αστρικούς πληθυσμούς της κατάταξης θεωρούμε την διαφορετική ηλικία και κινηματική. Τους χωρίζουμε σε πληθυσμό του παχύ δίσκου, ενδιάμεσο και πληθυσμό του λεπτού δίσκου. 6 αστέρια του δείγματος δεν ανήκουν ξεκάθαρα σε έναν από τους πληθυσμούς. Συνδυάζοντας την ηλικία των αστεριών με την θέση τους στο δέντρο μπορέσαμε να αναγνωρίσουμε τον χημικό εμπλουτισμό κάθε πληθυσμού, και να δείξουμε ότι ο ρυθμός σχηματισμού αστεριών στον παχύ δίσκο είναι πολύ πιο υψηλός από αυτόν στον λεπτό δίσκο (star formation rate, πόσο αποτελεσματικά καταναλώνεται το διαθέσιμο αέριο στον σχηματισμό αστεριών, δηλαδή έντονη σε ρυθμό αστρογέννηση). Ακόμα παρατηρήσαμε τις δυναμικές διεργασίες όπως η μετανάστευση αστεριών από τον παχύ στον λεπτό δίσκο και αντίθετα, και την διασπορά των χημικών στοιχείων στην γειτονία του ηλίου.

Κάποια συμπεράσματα της μελέτης είναι πολύ ιδιαίτερα, όπως οι διαφορές στην αστρογέννηση των 2 περιοχών του δίσκου και οι διαφορές στην σχέση αστρική ηλικία/ μεταλλικότητα. Τα αστέρια του ενδιάμεσου πληθυσμού μπορεί να προέρχονται από εξωγαλαξιακά αντικείμενα (νάνους γαλαξίες)μ μπορεί ακόμα να αποτελούν τα αρχαιότερα του λεπτού ή τα νεαρότερα του παχύ δίσκου.

Είναι πράγματι <πλανητικά> νεφελώματα?

Πριν από εκατοντάδες έτη οι αστρονόμοι ονόμασαν κάποια συμπαγή νεφελώματα ως πλανητικά, επειδή νόμιζαν ότι εκεί δημιουργούνται πλανήτες. Σήμερα γνωρίζουμε ότι πρόκειται για το εξωτερικό υλικό ενός αστέρα ως 8 φορές την μάζα του ηλίου μας, που εξελίχτηκε σε λευκό νάνο. Μάλιστα οι τελευταίες γνώσεις μας για το θέμα είναι ότι πολλά πλανητικά νεφελώματα δημιουργήθηκαν από διπλά αστέρια, για αυτό έχουν σχήματα με συμμετρία σε 2 άξονες. Το εντυπωσιακό είναι ότι υπάρχει μια θεωρία που υποστηρίζει ότι στα πλανητικά νεφελώματα με 2 αστέρια έχουμε 2 είδη πλανητών, τους πρωτογενείς, που επιβίωσαν την εξέλιξη του/ των αστεριών και την δημιουργία πλανητικού νεφελώματος και τους δευτερογενείς, που σχηματίστηκαν από το χημικά εμπλουτισμένο υλικό του νεφελώματος. Έτσι μπορεί το όνομα πλανητικό νεφέλωμα να μην είναι πλέον άστοχο!

ΔΕΚΕΜΒΡΙΟΣ 2019

Οι πλανήτες του νάνου Teegarden

Αυτός ο κόκκινος νάνος βρίσκεται μόλις 12,5 έτη φωτός μακριά και τον ανακάλυψε ο ομώνυμος αστρονόμος το 2003. Με την μέθοδο της ακτινικής ταχύτητας (μετατόπιση της θέσεως του αστέρα λόγω βαρυτικής επίδρασης από έναν πλανήτη, που ανιχνεύεται φασματοσκοπικά) ανακαλύψαμε 2 πλανήτες που έχουν παρόμοιο μέγεθος με την Γη μας (βραχώδεις πλανήτες) σε αυτόν τον νάνο. Αυτοί βρίσκονται πολύ κοντά στο αστέρι, πολύ πιο κοντά από ότι ο Ερμής στον ήλιο μας, αλλά μέσα στην κατοικήσιμη ζώνη. Αυτό συμβαίνει επειδή ο νάνος έχει επιφανειακή θερμοκρασία μόλις 2600 βαθμούς Κελσίου, με αποτέλεσμα η περιοχή όπου μπορεί να υπάρξει πλανήτης με την κατάλληλη επιφανειακή θερμοκρασία, ώστε να έχει νερό σε υγρή μορφή, να είναι πολύ κοντά στο αστέρι.
Συνήθως οι κόκκινοι νάνοι παρουσιάζουν μεγάλες στεμματικές εκρήξεις, που συνοδεύονται από υψηλής έντασης ακτινοβολία Χ. Έτσι οι πλανήτες τους, που για να έχουν την κατάλληλη θερμοκρασία πρέπει να βρίσκονται κοντά στα αστέρια τους, δεν θεωρούνται κατάλληλοι για την ανάπτυξη πολύπλοκης μορφής ζωής. Όμως το αστέρι Teegarden παρουσιάζει μεγάλη σταθερότητα εκπομπής και ελάχιστη μαγνητική δραστηριότητα. Αυτό οφείλεται στην μεγάλη ηλικία του, 8 δις έτη. Να θυμίσουμε ότι τα μικρής μάζας αστέρια, όπως οι κόκκινοι νάνοι ζουν για ...πάντα, με προσδόκιμο παραμονής στην κύρια ακολουθία πάνω από 1 τρις έτη. Η περίοδος περιστροφής του υπολογίζεται να ξεπερνάει τα 100 έτη, κάτι που εξηγεί την χαμηλή αστρική δραστηριότητα. Η περιστροφή του επιβραδύνθηκε σημαντικά στο πέρασμα του χρόνου.
Το αστέρι παρουσιάζει μεγάλη ιδία κίνηση στον Γαλαξία, και σε 25 έτη θα είναι έτσι ευθυγραμμισμένο με την Γη μας, ώστε οι υποτιθέμενοι κάτοικοι των πλανητών του να μπορούν να ανακαλύψουν την Γη μέσω διάβασης της μπροστά από τον ήλιο.
Ένας ακόμη ερυθρός νάνος, ο Gj3512, έχει έναν εξωπλανήτη με το μέγεθος του Ποσειδώνα σε τροχιά σαν αυτή του Ερμή μας. Είναι φυσικά παγωμένος, επειδή ο νάνος δεν μπορεί να θερμάνει τον πλανήτη σε τέτοια απόσταση. Για πρώτη φορά παρατηρούμε νάνο να έχει τόσο μεγάλο εξωπλανήτη. Αυτός ο πλανήτης πρέπει να δημιουργήθηκε από άμεση βαρυτική κατάρρευση υλικού στον πρωτοπλανητικό δίσκο, και όχι μέσω συσσώρευσης ύλης σε μια μικρή συμπύκνωση κόκκων σκόνης, όπως συμβαίνει με τους βραχώδεις πλανήτες. Μέχρι σήμερα δεν γνωρίζαμε ότι μπορεί να συμβεί κάτι τέτοιο σε πρωτοπλανητικό δίσκο κόκκινου νάνου.

Χαμός στο γαλαξιακό κέντρο

Πρόσφατα οι αστρονόμοι ανακάλυψαν στις ακτίνες Χ δύο λοβούς να εκτείνονται από την κεντρική μαύρη τρύπα κάθετα στο επίπεδο του Γαλαξία. Τους ονόμασαν γαλαξιακές καμινάδες (Galactic cimneys). Αποτελούνται από αέριο που απομακρύνεται με μεγάλη ταχύτητα από το κέντρο του Γαλαξία. Έχουν κυλινδρικό σχήμα και δεν παρουσιάζουν μεγάλη συμμετρία. Μπορεί να προέρχονται από διαλυμένα αστέρια και νεφελώματα που δεν επιβίωσαν το πλησίασμα στην κεντρική μαύρη τρύπα και τις τεράστιες παλιρροϊκές δυνάμεις που αναπτύσσονται σε αυτή την περιοχή, ή/ και ύλη που εκτοξεύτηκε μέσω εκρήξεων σουπερνόβα. Οι καμινάδες εκτείνονται για μερικές εκατοντάδες έτη φωτός. Μετά από αυτές υπάρχουν οι 2 τεράστιες φούσκες του Fermi. Η βόρεια καμινάδα τελειώνει στα όρια της βόρειας φούσκας ενώ η νότια μπαίνει μέσα στην νότια φούσκα. Οι φούσκες έχουν μέγεθος 30.000 έτη φωτός και ανιχνεύονται στις ακτίνες γ. Επίσης έχουμε ανακαλύψει πάνω από 100 μοριακά νεφελώματα να απομακρύνονται από το κέντρο του Γαλαξία μας, πάλι σε νότια και βόρεια κατεύθυνση (κάθετα στο επίπεδο). Φτάνουν ως τα 6500 έτη φωτός έξω από το γαλαξιακό επίπεδο. Δεν έχουμε μια σαφή σύνδεση όλων αυτών των δομών, παρά την κοινή τους κατεύθυνση. Η απομάκρυνση των νεφελωμάτων μπορεί να οφείλεται στην έντονη αστρογέννηση, που έχει ως συνέπεια την δημιουργία ισχυρού ρεύματος αστρικών ανέμων. Η κίνηση της ύλης κάθετα στον γαλαξιακό δίσκο έχει να κάνει με την κατεύθυνση του δίσκου συσσώρευσης γύρω από την κεντρική μαύρη τρύπα. Ακόμη, αν κινηθεί ύλη κάθετα στο επίπεδο σύντομα θα συναντήσει τον πυκνό γαλαξιακό δίσκο, με αποτέλεσμα να μην μπορεί να επεκταθεί άλλο.

Οι φούσκες του Fermi θυμίζουν δομές σε ενεργούς γαλαξιακούς πυρήνες. Υπάρχει όμως ενεργειακή διαφορά των φουσκών με τις 2 καμινάδες, που δυσκολεύει την ανάπτυξη θεωρίας με κοινή προέλευση των 2 διαφορετικών δομών. Όλα αυτά τα φαινόμενα που προέρχονται από το γαλαξιακό κέντρο πιθανότατα σημαίνουν ότι αυτή η περιοχή πέρασε σχετικά πρόσφατα (πριν από δεκάδες εκατομμύρια έτη) ένα επεισόδιο έντονης αστρογέννησης.

Ανδρομέδα και γαλαξιακή συγχώνευση

Αν θέλουμε να ερευνήσουμε το ιστορικό συγχωνεύσεων του γαλαξία της Ανδρομέδας, θα παρατηρήσουμε την γιγάντια αστρική ροή (stellar stream) του Μ32. H ομοιογένεια των αστρικών πληθυσμών (διαφορετικές αστρικές ομάδες) στην άλω του γαλαξία της Ανδρομέδας συνηγορεί υπέρ μιας αρκετά μεγάλης συγχώνευσης. Στην άλω του γαλαξία παρατηρούμε αστέρια με μεγάλη μεταλλικότητα και μέσης ηλικίας, άρα αστέρια που προέρχονται από συγχώνευση άλλου γαλαξία. Ο γαλαξίας με τον οποίο συγκρούστηκε η Ανδρομέδα (Μ32p) δεν πρέπει να ξεπερνούσε το 1/4 της μάζας της, αλλιώς θα σχηματιζόταν ένας ελλειπτικός γαλαξίας (θα είχαμε κατάρρευση του δίσκου της Ανδρομέδας). Αυτό συνέβη πριν από 2 δις έτη, τότε είχαμε και έντονη αστρογέννηση στον γαλαξία. Ο Μ32 μάλλον είναι το απομεινάρι (πυρήνας) του γαλαξία που συγχωνεύτηκε με την Ανδρομέδα. Η πρώτη προσέγγιση των 2 γαλαξιών έγινε πριν από 6 δις έτη.