Αστρονομικά Νέα 

ΤΑ ΤΕΛΕΥΤΑΙΑ ΝΕΑ ΚΑΘΕ ΜΗΝΑ

ΙΑΝΟΥΑΡΙΟΣ 2020

Παραγωγή μαύρων τρυπών

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

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

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

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

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

Οι σούπερ εκλάμψεις (Superflares)

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

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

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

Η ένωση 2 λευκών νάνων

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

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

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

ΦΕΒΡΟΥΑΡΙΟΣ 2020

Βρέθηκε το αστρικό πτώμα της SN 1987A?

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

Μεγάλοι πλανήτες και πρωτοπλανητικοί δίσκοι

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

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

Ένα πολύ σημαντικό νετρίνο

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

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

ΜΑΡΤΙΟΣ 2020

Συγχώνευση αστέρων νετρονίων

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

 Λευκός νάνος με τον πλανήτη του

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

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


Νεογέννητο διπλό αστέρι

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

ΑΠΡΙΛΙΟΣ 2020

Ένας κομήτης από πολύ μακριά

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

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

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

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

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

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


Μια Ροζέτα γύρω από την κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία μας

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

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

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

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


Αστρικά συμπλέγματα σε τεράστιο σπειροειδή γαλαξία

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

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

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

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


Το Νέον και οι σουπερνόβα

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

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

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

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


Ο ήλιος μας χαλαρώνει

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

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

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

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

Max Planck society

Μάιος 2020

Κοινό κέλυφος και πλανητικό νεφέλωμα

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

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

Η παλαιότερη σκόνη

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

Τα πιο γρήγορα αστέρια

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

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

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

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

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

Υπερεκλάμψεις

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

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

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

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

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

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

Νεογέννητοι πλανήτες

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

Φούσκες Fermi και κώνοι ακτίνων Χ του Γαλαξία μας

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

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

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

Κεντρικές μαύρες τρύπες και αστρογέννηση

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

Ο αρχαιότερος σπειροειδής γαλαξίας

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

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

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

Κάτι σαν λευκό νάνο

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

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

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

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

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

Ο νάνος του Τοξότη και η δημιουργία του ηλίου μας

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

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

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

Westerlund 2, μια δύσκολη γειτονιά για πλανήτες

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

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

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

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

Χημικός εμπλουτισμός σε εξωπλανήτες

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

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

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

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

ΙΟΥΝΙΟΣ 2020

Ακραία αστέρια του οριζόντιου κλάδου

Τα αστέρια EHB (extreme horizontal branch stars) διαφέρουν από τα υπόλοιπα αστέρια του οριζόντιου κλάδου του διαγράμματος H/R (κλάδος όπου τα αστέρια συντήκουν ήλιο σε άνθρακα στους πυρήνες τους). Έχουν μια πολύ λεπτή ατμόσφαιρα υδρογόνου (<0.02 M⊙) γύρω από τον πυρήνα ηλίου, όλο το υπόλοιπο εξωτερικό υδρογόνο έχει απομακρυνθεί μέσω αλληλεπίδρασης με συνοδό αστέρα. Είναι πολύ καυτά και πυκνά (20 000 K < Teff < 40 000 K) με τυπική μάζα 0.5 M⊙. Κυριαρχούν στους αμυδρούς μπλε αστέρες ενός (συνήθως σφαιρωτού μεγάλης ηλικίας) σμήνους και αποτελούν τις βασικές πηγές υπεριώδης ακτινοβολίας των γηραιών αστρικών πληθυσμών. Επίσης τους παρατηρούμε στους μεγάλης ηλικίας αστρικούς πληθυσμούς των ελλειπτικών γαλαξιών. Τα αστέρια EHB ανήκουν στους υπό- νάνους B (sdB).

Οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ότι αυτά τα αστέρια παρουσιάζουν τεράστιες κηλίδες που τα κάνουν να μεταβάλλουν την λαμπρότητά τους με την περιστροφή τους. Δηλαδή να είναι πιο λαμπρά όταν βλέπουμε την πλευρά του αστεριού όπου έχει εκδηλωθεί η υπέρ- κηλίδα.

Στα αστέρια του οριζόντιου κλάδου οι κηλίδες δημιουργούνται από μαγνητικά φαινόμενα, όπως στα αστέρια της κυρίας ακολουθίας (ήλιος), αλλά αντίθετα, είναι πιο λαμπρές και θερμές από την αστρική επιφάνεια! Έτσι μπορούν να αυξήσουν την αστρική λαμπρότητα.

Επίσης έχουν παρατηρηθεί υπέρ- εκλάμψεις σε αυτά τα αστέρια, εκατομμύρια φορές μεγαλύτερης ενέργειας από τις εκλάμψεις του ηλίου μας.

Τελικά τα αστέρια παρουσιάζουν πολύ μεγάλη ποικιλία εξέλιξης, ιδίως όταν δέχονται επίδραση από συνοδό αστέρα.

Μία <καθαρή> περιοχή του νυχτερινού ουρανού

Πρόσφατα οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ένα <τόξο> εκπομπής στο υπεριώδες, στην περιοχή της μεγάλης Άρκτου. Αυτό προέρχεται πιθανότατα από μια παλαιά, πριν 100.000 έτη έκρηξη σουπερνόβα σε απόσταση 600 ετών φωτός (κάτι σαν ένα λεπτό μεγάλο veil του Κύκνου). Εκτείνεται σε 30 μοίρες και έχει πάχος μία μοίρα.

Αυτή η περιοχή του ουρανού χρησιμοποιείται για την μελέτη (από επίγεια τηλεσκόπια) μακρινών γαλαξιών, καθώς έχει πιο λίγη σκόνη από την συνήθη μεσοαστρική ύλη, στην γραμμή θέασης από την Γη. Μάλλον αυτή η σουπερνόβα συνέβαλλε στον καθαρισμό της περιοχής, μέσω του κρουστικού κύματος που ανέπτυξε και ακόμα σαρώνει την μεσοαστρική ύλη.

Ο ρόλος της γαλαξιακής ράβδου

Μια πρόσφατη έρευνα έδειξε ότι υπάρχει διαφορά στην κίνηση του αερίου σε έναν γαλαξία με ράβδο από αυτή σε έναν γαλαξία χωρίς ράβδο.

Οι γαλαξίες με ανεπτυγμένη ράβδο παρουσιάζουν κίνηση του αερίου στην κατεύθυνση της ράβδου, δηλαδή κάθετα στον γαλαξιακό δίσκο. Και οι γαλαξίες με ράβδο δείχνουν να εξομαλύνεται η κυκλική (στην δομή του δίσκου) κίνηση του αερίου έξω από τα όρια της ράβδου, δηλαδή να μην εμφανίζεται κάθετη κίνηση του αερίου εξωτερικά της ράβδου.

Αυτό μας δείχνει ότι μέσω της ράβδου μεταφέρεται αέριο από τον δίσκο στον γαλαξιακό πυρήνα. Έτσι επιβεβαιώνεται η θεωρία που θέλει τους γαλαξίες με ράβδο (barred galaxies) να αποτελούν ενδιάμεσο στάδιο της εξέλιξης από σπειροειδή σε ελλειπτικό γαλαξία. Αυτό συμβαίνει όταν ο γαλαξιακός δίσκος δεν μπορεί να συγκρατήσει (με την στροφορμή του) όλο το αέριο, με αποτέλεσμα ένα μέρος του να καταρρέει στον πυρήνα. Σε περίπτωση γαλαξιακής συγχώνευσης αυτή η διαδικασία επιταχύνεται δραματικά.

Οι αστρονόμοι ανακάλυψαν, μέσω βαρυτικών κυμάτων, την συγχώνευση μιας μαύρης τρύπας 23 ηλιακών μαζών με ένα υπέρ-πυκνό αντικείμενο 2,6 ηλιακών μαζών. Η συγχώνευση σημειώθηκε σε απόσταση 800 εκατομμυρίων ετών φωτός και είχε ως αποτέλεσμα μια μαύρη τρύπα 25 ηλιακών μαζών (η υπόλοιπη μάζα μετατράπηκε σε βαρυτικά κύματα). Μάλλον η αρχική μαύρη τρύπα <κατάπιε> με την μία το μικρότερο αντικείμενο. Είναι η πιο ακραία περίπτωση ανίχνευσης βαρυτικών κυμάτων, αφού η αναλογία μάζας των 2 αντικειμένων είναι 9 προς 1.

Ελαφριά μαύρη τρύπα ή βαρύς αστέρας νετρονίων?

Μέχρι τώρα είχαμε ανακαλύψει αστέρες νετρονίων ως και 2,5 ηλιακές μάζες και μαύρες τρύπες από 5 ηλιακές μάζες και πάνω. Έτσι υπήρχε ένα κενό ανάμεσα στις μάζες των 2 υπέρ-πυκνών αντικειμένων. Επίσης η θεωρία προβλέπει ότι η ανώτερη μάζα ενός αστέρα νετρονίων, χωρίς να καταρρεύσει σε μαύρη τρύπα, είναι μικρότερη από την μάζα του παραπάνω αντικειμένου. Έτσι ίσως να πρόκειται για την μικρότερη μαύρη τρύπα που έχουμε ανακαλύψει (μπορεί να δημιουργήθηκε από την συγχώνευση 2 αστέρων νετρονίων μεγάλης μάζας).

Το παραπάνω γεγονός δεν ανιχνεύτηκε στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα λόγω μεγάλης απόστασης. Αλλά από την φύση του δεν συνοδεύτηκε με σημαντική εκπομπή ακτινοβολίας. Αν πρόκειται για συνένωση 2 μαύρων τρυπών, δεν αναμένεται εκπομπή φωτός, όπως και αν η μαύρη τρύπα 23 ηλιακών μαζών <κατάπιε> έναν αστέρα νετρονίων με την μία. Οι μαύρες τρύπες κρατάνε καλά τα μυστικά τους!

Μαγνητικό δακτυλίδι στον Γαλαξία της Ανδρομέδας

Στον γαλαξία της Ανδρομέδας υπάρχει ένα μαγνητικό πεδίο σε σχήμα δακτυλίου. Έχει απόσταση 20000 με 50000 έτη φωτός από το κέντρο του γαλαξία και πάχος 1500 έτη φωτός. Μοιάζει οπτικά με κλειστή σπείρα. Αυτό το μαγνητικό πεδίο δημιουργήθηκε με τον μηχανισμό του δυναμό, λόγω διαφορικής περιστροφής των σπειρών στον γαλαξιακό δίσκο. Αυτός ο μηχανισμός γαλαξιακών μαγνητικών πεδίων υπάρχει ως θεωρία από την δεκαετία του 1960.

Έχουμε ανακαλύψει και σε άλλους γαλαξίες τέτοια μαγνητικά πεδία, αλλά με πιο πολύπλοκη δομή. Στον γαλαξία της Ανδρομέδας οι στροβιλισμοί (κινήσεις θερμού ιονισμένου αερίου που παραμορφώνουν τις μαγνητικές γραμμές) δεν είναι τόσο ισχυροί ώστε να αλλοιώσουν το σχήμα του μαγνητικού πεδίου.

Η ανακάλυψη του μαγνητικού πεδίου έγινε στα ραδιοκύματα. Τα σχετικιστικά ηλεκτρόνια (δηλαδή πολύ μεγάλης ταχύτητας) από τις εκρήξεις σουπερνόβα εγκλωβίζονται στις μαγνητικές γραμμές και εκπέμπουν σχετικιστική ακτινοβολία σύγχροτρον στα ραδιοκύματα.

Μία νέα εκδοχή για τον 11ετή κύκλο ηλιακής δραστηριότητας

Μέσω της ηλιοσεισμολογίας (η μελέτη των παλμών των ηχητικών κυμάτων στο εσωτερικό του ηλίου) οι αστρονόμοι εξέλιξαν ένα νέο μοντέλο για την ηλιακή δραστηριότητα.

Όταν η ηλιακή δραστηριότητα είναι στο μέγιστο, κηλίδες εμφανίζονται σε όλη την επιφάνεια του ηλίου. Όσο πλησιάζουμε το ελάχιστο δραστηριότητας, οι κηλίδες περιορίζονται προς τον ηλιακό ισημερινό. Οι αστρονόμοι ανακάλυψαν μια πολύ αργή κυκλική ροή πλάσματος (με μόλις 50 χιλιόμετρα την ώρα) στα 2 ηλιακά ημισφαίρια, βαθιά στο εσωτερικό του ηλίου. Αυτή η αργή ροή παρασέρνει το μαγνητικό πεδίο προς τον ηλιακό ισημερινό. Μάλιστα το πλάσμα ολοκληρώνει σε 22 έτη μια περιφορά στην κυκλική ροή, κάτι που αντιστοιχεί σε 1 ολοκληρωμένο κύκλο ηλιακής δραστηριότητας.

Ίσως το παρατεταμένο ελάχιστο δραστηριότητας που παρατηρούμε τα τελευταία χρόνια να οφείλεται σε μια επιβράδυνση της παραπάνω ροής.

Η φύση αυτών των ροών πλάσματος (solar meridional flows) είναι ακόμα άγνωστη.


ΙΟΥΛΙΟΣ 2020

Οι εκρήξεις ακτίνων γ (GRB, Gamma Ray Burst)  

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

Τα μαγνητικά πεδία επιταχύνουν τα σωματίδια με αποτέλεσμα αυτά να δημιουργήσουν τις συνθήκες εκπομπής ακτίνων γ.

Η πιο κοντινή μας μαύρη τρύπα

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

Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι υπάρχουν εκατομμύρια αστρικές μαύρες τρύπες στον μεσοαστρικό χώρο του Γαλαξία μας.

Η μέτρηση της συμπαντικής διαστολής με την χρήση βαρυτικών φακών

Για την μέτρηση της συμπαντικής διαστολής (σταθερά Hubble) χρησιμοποιούμε 2 μεθόδους. Η μία βασίζεται στην μέτρηση της ακτινοβολίας μικροκυμάτων υποβάθρου (δορυφόρος Planck) και η άλλη στην μέτρηση των μακρινών σουπερνόβα τύπου Ia.

Η πρώτη μέτρηση υπολογίζει την επιταχυνόμενη συμπαντική διαστολή από τις διακυμάνσεις της ακτινοβολίας μικροκυμάτων, αλλά στηρίζεται στο κοσμολογικό μοντέλο ΛCDM. Αυτό το μοντέλο ψυχρής σκοτεινής ύλης είναι το επικρατέστερο σήμερα, και συμφωνεί αρκετά με τα παρατηρησιακά αποτελέσματα. Η δεύτερη μέτρηση βασίζεται στην σχετικά σταθερή λαμπρότητα των σουπερνόβα Ia και τις συγκρίνει με την ερυθρολίσθηση. Όμως περιορίζεται χωρικά, αφού η λαμπρότητα αυτών των σουπερνόβα δεν επαρκεί ώστε να έχουμε μετρήσεις από πολύ μακρινούς γαλαξίες.

Οι 2 μετρήσεις διαφέρουν (68 km/s ανά Mpc απόστασης η πρώτη και 74 km/s ανά Mpc η δεύτερη, με μικρό εύρος σφάλματος και για τις 2 μεθόδους).

Μια ανεξάρτητη μέθοδος είναι η χρήση βαρυτικών φακών. Μια διεθνής ομάδα από το πανεπιστήμιο του Τόκιο χρησιμοποιεί την παραμόρφωση της εικόνας μακρινών Κβάζαρ μέσω βαρυτικών φακών. Τα Κβάζαρ είναι πολύ λαμπρά, άρα μπορούν να χρησιμοποιηθούν σε μεγαλύτερες αποστάσεις από τις SNIa, και πάλλονται. Η χρονική διαφορά στην εμφάνιση των παλμών ενός Κβάζαρ στα πολλαπλά είδωλα που λαμβάνουμε από τον βαρυτικό φακό (γαλαξίας ή σμήνος γαλαξιών) οφείλεται στο γεγονός ότι το φως από κάθε είδωλο έχει διανύσει διαφορετική πορεία γύρω από τον βαρυτικό φακό. Γνωρίζοντας την μάζα του φακού μπορούμε να συμπεράνουμε την σταθερά Hubble.

Τα μέχρι τώρα αποτελέσματα από 6 βαρυτικούς φακούς δείχνουν 73,4 km/s ανά Mpc, στο όριο σφάλματος της μεθόδου των SNIa. Οι αστρονόμοι χρειάζονται περισσότερα δείγματα από βαρυτικούς φακούς για να επιβεβαιώσουν αυτό το αποτέλεσμα.

Ίσως το αγαπημένο μας κοσμολογικό μοντέλο ψυχρής σκοτεινής ύλης να κλονιστεί τα επόμενα χρόνια. 

Εκλάμψεις στις υπεριώδεις ακτίνες σε SN Ia

Στην σουπερνόβα από έκρηξη λευκού νάνου SN2019yvq παρατηρήθηκε μια έκλαμψη (φλας) στις υπεριώδεις ακτίνες. Είναι μόλις η δεύτερη φορά που παρατηρούμε κάτι τέτοιο σε SN Ia. Για να προκληθεί μια τέτοια έκλαμψη, πρέπει να επικρατήσουν πολύ υψηλές θερμοκρασίες, κάτι που προβληματίζει τους αστρονόμους. Κατέληξαν ότι πρέπει να συμβαίνει ένα από τα παρακάτω σενάρια

1) Ο λευκός νάνος βιώνει έκρηξη σουπερνόβα λόγω συσσώρευσης ύλης από συνοδό αστέρι. Η ύλη της έκρηξης συγκρούεται με την ύλη που απέμεινε στον συνοδό, με αποτέλεσμα να θερμανθεί αρκετά ώστε να σημειωθεί έκλαμψη στις υπεριώδεις.

2)Στον πυρήνα του λευκού νάνου υπάρχει αρκετό ραδιενεργό υλικό (όπως το 56Ni), και η διάσπασή του θερμαίνει την γύρω ύλη, με αποτέλεσμα το φλας στις υπεριώδεις.

3) Ένα εξωτερικό στρώμα του λευκού νάνου, πλούσιο σε Ήλιον, προκαλεί ανάφλεξη του Άνθρακα στο εσωτερικό του λευκού νάνου. Προκαλείται μια διπλή ισχυρή έκρηξη και μια αναλαμπή στις υπεριώδεις.

4) Συγχωνεύονται 2 λευκοί νάνοι. Προκαλείται έκρηξη που συνοδεύεται από μια έκλαμψη στις υπεριώδεις ακτίνες.

Ακόμα δεν γνωρίζουμε ποιος από τους παραπάνω μηχανισμούς είναι ο επικρατέστερος.

Τροφοδότηση πρωτοαστέρα από το νεφέλωμα του

Για πρώτη φορά οι αστρονόμοι παρατήρησαν άμεσα την σύνδεση- μεταφορά μάζας από ένα μοριακό νεφέλωμα στον πρωτοπλανητικό δίσκο γύρω από ένα πρωτοαστέρι(IRAS 03292+3039).

Η πυκνή περιοχή του νεφελώματος, όπου γεννήθηκε το αστέρι, το τροφοδοτεί με ύλη πλούσια σε μόρια. Έτσι επιβεβαιώνεται η θεωρία που υποστηρίζει ότι η χημική σύνθεση του νεφελώματος καθορίζει τον πλούτο σε χημικές ενώσεις του πρωτοπλανητικού δίσκου, και των πλανητών που θα δημιουργηθούν.

Πρόκειται για μια ακόμη επιβεβαίωση προσομοιώσεων και θεωρίας μέσω της παρατήρησης. Το μόριο- ανιχνευτής της ύλης που εμπλουτίζει τον πρωτοπλανητικό δίσκο είναι το HCCCN.


Αύγουστος 2020

Ο αστέρας νετρονίων της SN 1987A

Υπάρχουν ενδείξεις για την ανακάλυψη του αστέρα νετρονίων της σουπερνόβα του 1987 (κατάρρευσης αστρικού πυρήνα), στο μεγάλο Μαγγελανικό νέφος. Αν επαληθευτούν, θα είναι ο νεαρότερος αστέρας νετρονίων, μόλις 33 ετών, που ανακάλυψε ποτέ ο άνθρωπος (για την ακρίβεια,θα βλέπουμε την εικόνα του όταν είχε αυτή την ηλικία, μιας και απέχει 165.000 έτη φωτός!). Ο μικρότερης ηλικίας αστέρας νετρονίων που γνωρίζουμε, 330 ετών, είναι αυτός του νεφελώματος σουπερνόβα Cas A.

Η SN 1987A συνοδεύτηκε από μια βροχή νετρίνων. Η θεωρία προβλέπει ότι στην περίπτωση δημιουργίας μαύρης τρύπας δεν θα είχαμε ανιχνεύσει νετρίνα από την αστρική κατάρρευση. Σχεδόν στο κέντρο του νεφελώματος παρατηρούμε μια λαμπρή περιοχή. Ενώ γενικά η σκόνη στο νεφέλωμα δεν μας επιτρέπει να δούμε άμεσα τον αστέρα νετρονίων, πιστεύουμε ότι αυτή η λαμπρή περιοχή είναι σκόνη που θερμαίνεται από τον αστέρα νετρονίων. Η μεγάλη (5 εκατομμύρια βαθμούς) θερμοκρασία του νεαρού αστέρα νετρονίων επιτρέπει στο ALMA να δει στα μικροκύματα αυτή την λαμπρή περιοχή. Ακόμα και η θέση της, που δεν συμπίπτει με το κέντρο του νεφελώματος, ενισχύει αυτό το σενάριο. Ο αστέρας νετρονίων δέχτηκε μια ώθηση κατά την ασύμμετρη αστρική κατάρρευση, με αποτέλεσμα να απομακρύνεται από το κέντρο του νεφελώματος με εκατοντάδες χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο.

Το πιο γρήγορο αστέρι

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

Τα κοσμικά νήματα

Τα τελευταία χρόνια οι αστρονόμοι ανακάλυψαν τον σχηματισμό νημάτων στα μοριακά νεφελώματα (υλικό δημιουργίας αστεριών). Χαρακτηριστικό παράδειγμα αποτελεί το νέφος στο Serpens South cluster. Αυτά τα νήματα δημιουργούν τις συνθήκες αστρογέννησης. Σε αυτά τα νήματα δημιουργούνται συμπυκνώματα που τελικά θα εξελιχτούν σε αστέρια.

Τα νήματα αερίου και σκόνης φαίνεται να ευθυγραμμίζονται με το μαγνητικό πεδίο του νεφελώματος. Μεταφέρουν υλικό προς την περιοχή όπου θα δημιουργηθεί ένα νέο αστρικό σμήνος.

Στην διαδικασία κατάρρευσης ενός συμπυκνώματος αερίου και σκόνης (τυπική αναλογία 100 μέρη αέριο για ένα μέρος σκόνης) σε αστέρια επικρατούν 3 δυνάμεις, η βαρύτητα, που τελικά θα επικρατήσει ώστε να δημιουργηθούν τα αστέρια, ο στροβιλισμός και οι μαγνητικές δυνάμεις. Αυτό που θέλουν να δουν οι αστρονόμοι είναι πως (σε ποια φάση της κατάρρευσης) επικρατεί η βαρύτητα, με αποτέλεσμα να αποδεσμεύεται η ύλη από τα μαγνητικά πεδία (νήματα)και να καταρρέει σε αστέρια.

Τα μαγνητικά πεδία που αναζητάμε στα νήματα είναι πολύ μικρής ισχύος. Όμως εντοπίζονται χάρη στο πολωμένο φως. Οι κόκκοι σκόνης στο αέριο των νημάτων ευθυγραμμίζονται με τα μαγνητικά πεδία και εκπέμπουν πολωμένο φως.

ΣΕΠΤΕΜΒΡΙΟΣ 2020

Η παραμόρφωση του γαλαξιακού δίσκου

Εδώ και πολλά χρόνια είναι γνωστό ότι ο δίσκος του Γαλαξία μας παρουσιάζει μια κυματοειδή παραμόρφωση (warp), από την μελέτη του μεσοαστρικού αερίου στα ραδιοκύματα και την διασπορά των αστεριών τύπου O και των Κηφείδων (Λαμπρά αστέρια που εντοπίζονται σε μεγάλη απόσταση).

Η αιτία της παραμόρφωσης του δίσκου, δηλαδή της απόκλισης από το επίπεδο, είναι οι βαρυτικές δυνάμεις από έναν νάνο γαλαξία, τον νάνο γαλαξία του Τοξότη, που σχεδόν ενσωματώθηκε στον Γαλαξία μας.

Οι τελευταίες μελέτες του θέματος έδειξαν ότι η παραμόρφωση μετακινείται στον δίσκο με περίοδο 600 εκατομμύρια έτη, στην κατεύθυνση της περιστροφής του δίσκου.

Οι βαρυτικές παραμορφώσεις σε γαλαξιακούς δίσκους χωρίζονται σε 2 κατηγορίες. Η πρώτη αφορά βραχυχρόνιες παραμορφώσεις, από γεγονότα συγχώνευσης διάρκειας μερικών εκατοντάδες εκατομμυρίων ετών. Αυτές οι παραμορφώσεις θα εξαλειφτούν μετά από μερικά δις έτη και δεν θα αφήσουν μόνιμα σημάδια στον δίσκο.

Η δεύτερη κατηγορία περιλαμβάνει τις μεγαλύτερης διάρκειας και δυναμικής συγχωνεύσεις, που δημιουργούν παραμορφώσεις για πολλά δις έτη στον δίσκο. Οι πρώτες περιφέρονται του δίσκου με την φορά της περιστροφής του ενώ οι δεύτερες με αντίστροφη φορά.

Οι τελευταίες μελέτες έδειξαν ότι η σημερινή παραμόρφωση του δίσκου ταιριάζει στην πρώτη περίπτωση, αντίθετα με ότι πιστεύαμε παλαιότερα. οι ερευνητές χρησιμοποίησαν τα δεδομένα από το GAIA και βασίστηκαν στην διασπορά και την κινηματική 12 εκατομμυρίων ερυθρών γιγάντων (άλλη μια κατηγορία πολύ λαμπρών αστεριών).

Πάγος και σκόνη

Μέχρι τώρα δεν ήταν γνωστό στους αστρονόμους κατά πόσο ο πάγος στην μεσοαστρική ύλη ήταν δεσμευμένος στην σκόνη. Μία ομάδα ερευνητών ανακάλυψε, μέσω πειραμάτων, τον ισχυρό δεσμό του πάγου νερού στους κόκκους της σκόνης, ακόμα και σε θερμοκρασίες πέρα από το σημείο τήξης του νερού (στις συνθήκες της μεσοαστρικής ύλης το νερό περνάει από την στερεή φάση στην αέρια φάση στους -93 βαθμούς Κελσίου). Ένα μέρος από το νερό παρέμενε δεσμευμένο μέσα αλλά και στην επιφάνεια των κόκκων πυριτίου. Επίσης υπήρχε φασματοσκοπική ταύτιση των αποτελεσμάτων των πειραμάτων με την μεσοαστρική ύλη.

Αυτή η ιδιότητα του πάγου είναι ιδιαίτερα σημαντική για τον εμπλουτισμό των πλανητών με νερό μέσω κομητών ή αστεροειδών. Δηλαδή το νερό διατηρείται σε ένα πρωτοπλανητικό δίσκο ακόμα κι σε θερμοκρασίες μεγαλύτερες από το σημείο τήξης. Ακόμα, αν συμβαίνει το ίδιο και σε κόκκους πλούσιους σε άνθρακα (πολύ συνηθισμένη μορφή σκόνης), η δημιουργία πολύπλοκων οργανικών μορίων γίνεται πολύ πιο πιθανή. Επίσης, η αποθήκευση πάγου νερού στην σκόνη αποτελεί δεξαμενή οξυγόνου για τα μεσοαστρικά νεφελώματα.

Τέλος, ο πάγος νερού στην σκόνη μπορεί να έχει σημαντικό ρόλο στην συγκόλληση κόκκων- δηλαδή την δημιουργία μεγαλύτερων σωμάτων που θα ενωθούν σε πλανήτες.

ΟΚΤΩΒΡΙΟΣ 2020

Μαγγάνιο και SN Ia

Υπάρχουν 2 σενάρια για τις εκρήξεις σουπερνόβα Ia. Το ένα προβλέπει έναν λευκό νάνο να συσσωρεύει ύλη από τον συνοδό του αστέρα, συνήθως έναν ερυθρό γίγαντα, μέχρι να ξεπεράσει το όριο Chandrasekhar στις 1,4 ηλιακές μάζες. Αυτή η SN Ia ονομάζεται μονού εκφυλισμού (single degeneration, με 1 εκφυλλισμένο αντικείμενο). Το δεύτερο σενάριο SN Ia προβλέπει την σύγκρουση 2 λευκών νάνων και ονομάζεται έκρηξη υπό- Chandrasekhar μάζας (sub- Chandrasekhar mass explosion). Δηλαδή σημειώνεται έκρηξη χωρία να ξεπεραστεί το παραπάνω όριο μάζας.

Σε μια πρόσφατη προσομοίωση οι ερευνητές ανακάλυψαν πως η δημιουργία της ποσότητας Μαγγανίου, που παρατηρούμε στις περισσότερες SN Ia, μπορεί να δικαιολογηθεί μόνο με το πρώτο σενάριο. Σε αυτό το σενάριο αναπτύσσονται κατά την έκρηξη η θερμοκρασία και πίεση που οδηγεί στην δημιουργία, μέσω σύντηξης, του Μαγγανίου.

Υπολογίζουν ότι το 75% των SN Ia έχουν ως μηχανισμό το πρώτο σενάριο. Η αναλογία Σιδήρου που δημιουργείται στις SN Ia είναι παρόμοια και στα 2 σενάρια. Αυτή η αναλογία για τα 2 σενάρια κυμαίνεται ανάλογα το περιβάλλον. Για παράδειγμα, σε νάνους γαλαξίες δορυφόρους του Γαλαξία μας οι sub- Chandrasekhar mass σουπερνόβα είναι πιο συχνές.

Σκοτεινός γαλαξίας? Όχι πια!

Πριν μερικά χρόνια έκανε εντύπωση ότι στην κόμη της Βερενίκης οι αστρονόμοι ανακάλυψαν έναν γαλαξία που αποτελείται σχεδόν αποκλειστικά από σκοτεινή ύλη. Η εκτίμηση της σκοτεινής ύλης βασίστηκε στον αριθμό των σφαιρωτών σμηνών (80), που βρίσκεται σε αναλογία με την συνολική μάζα ενός γαλαξία.

Δεν γνωρίζουμε γιατί ακριβώς υπάρχει αυτή η αναλογία, αλλά μάλλον έχει να κάνει με την διαθέσιμη ποσότητα αερίου που έχει ένας γαλαξίας για να σχηματίσει αστρικά σμήνη μεγάλης μάζας που θα εξελιχτούν σε σφαιρωτά. Ακόμα, ένας γαλαξίας με μεγάλη μάζα συσσωρεύει πιο εύκολα νάνους- δορυφόρους γαλαξίες, οι πυρήνες των οποίων θα αποτελέσουν μια εναλλακτική πηγή σφαιρωτών σμηνών.

Η ορατή (αστρική και αέριο) μάζα του γαλαξία Dragonfly 44 αντιστοιχεί μόλις στο 0,1% της συνολικής (βάση του πλήθος των σφαιρωτών σμηνών του στην αρχική παρατήρηση) αντί το σύνηθες 10%. Έτσι ο Dragonfly 44 χαρακτηρίστηκε σκοτεινός γαλαξίας. Όμως μια πρόσφατη έρευνα έδειξε ότι περιέχει μόλις 20 σφαιρωτά σμήνη, με αποτέλεσμα ο διάχυτος αυτός γαλαξίας να έχει φυσιολογική αναλογία σκοτεινής- βαρυονικής μάζας.

Βέβαια η απόκλιση στο πλήθος των σφαιρωτών σμηνών των 2 ερευνών δεν μπορεί να δικαιολογηθεί εύκολα. Μια πολύ ασφαλή μέθοδο μέτρηση της συνολικής ύλης ενός γαλαξία είναι η βαρυτική επίδραση που ασκεί σε άλλους γαλαξίες, όπως σε δορυφόρους του. Επίσης, αν τον παρατηρούμε μέσω βαρυτικού φακού μπορούμε να εκτιμήσουμε την συνολική μάζα του, αλλά αυτό είναι θέμα ευθυγράμμισης με τον βαρυτικό φακό και εμάς τους παρατηρητές, κάτι που δεν συμβαίνει σε αυτόν τον γαλαξία. 

Instituto de Astrofísica de Canarias

GAIA και αστρικά σμήνη

Η διαστημοσυσκευή Gaia μας βοήθησε να ανακαλύψουμε πως γύρω από τα αστρικά σμήνη υπάρχει μια αραιή αλλά μεγάλης μάζας άλως αστεριών. Η μελέτη μόλις 10 σμηνών έδειξε ότι υπάρχουν 10 φορές περισσότερα αστέρια σε μια τέτοια άλω από ότι στο σμήνος της. Τα σμήνη ξεχωρίζουν από το πεδίο επειδή παρουσιάζουν μεγάλη αστρική πυκνότητα. Αντίθετα, η άλως ενός σμήνους δεν ξεχωρίζει από το υπόλοιπο αστρικό πεδίο, αλλά τα αστέρια της έχουν παρόμοια κίνηση με τα αστέρια του σμήνους.

Όμως δημιουργούνται πολλές απορίες. Τα περισσότερα σμήνη δεν έχουν επαρκή βαρυτική συνοχή ώστε να διατηρηθούν μακροχρόνια, με αποτέλεσμα να διαλύονται μετά από μερικές εκατοντάδες εκατομμύρια έτη. Αλλιώς ο ουρανός θα ήταν γεμάτος σμήνη! Αυτές οι άλως αστεριών έχουν μεγάλη μάζα. Δεν επηρεάζουν βαρυτικά την εξέλιξη των σμηνών? Είναι αντιπροσωπευτικό το δείγμα των 10 σμηνών?

Αναμένουμε την συνέχεια της έρευνας.

University of Vienna

Το επικίνδυνο κέντρο του Γαλαξία μας

Μία μελέτη των αστεριών στην πυκνή από αστέρια κεντρική περιοχή του Γαλαξία μας έδειξε ότι σε 1 δις έτη το 80% των αστεριών θα έχει δεχτεί βαρυτική παρενόχληση από άλλο αστέρι. Αυτό συμβαίνει όταν ένα αστέρι πλησιάζει ένα άλλο σε απόσταση 1000 AU. Για σύγκριση, ο εγγύτερος του Κενταύρου απέχει από εμάς 269.000 AU, ενώ η σημερινή απόσταση του νάνου πλανήτη Sedna από τον ήλιο είναι στις 884 AU.

Δεν είναι γνωστό αν μια προσέγγιση άλλου αστεριού στις 1000 AU μπορεί να διαταράξει σημαντικά ένα πλανητικό σύστημα, αλλά αν ένα αστέρι πλησιάσει ένα άλλο στις 100 AU, οι περισσότεροι από τους πλανήτες του θα εγκαταλείψουν το πλανητικό σύστημα. Υπολογίζεται να υπάρχουν δισεκατομμύρια <ορφανοί> πλανήτες στον Γαλαξία μας.

Οι κοντινές προσεγγίσεις αστεριών είναι στην καθημερινότητα της κεντρικής περιοχής του Γαλαξία, όπου συνωστίζονται 20 δις αστέρια. Μια περιοχή που δεν προσφέρει τις σταθερές συνθήκες που απολαμβάνει η Γη μας στο ηλιακό μας σύστημα τα τελευταία 4 δις έτη.

Τα  αστέρια στο κέντρο του Γαλαξία μας

Μία νέα έρευνα έδειξε ότι τα περισσότερα αστέρια που σχηματίζουν την κοιλιά του Γαλαξία (bulk) προέρχονται από ένα (παρατεταμένο) επεισόδιο αστρογέννησης, πριν από 10 δις έτη. Αυτά τα αστέρια είναι τόσο πλούσια σε μέταλλα όσο και ο ήλιος μας, που έχει την μισή περίπου ηλικία τους. Άρα έχουν πολύ μεγάλη μεταλλικότητα για την εποχή που δημιουργήθηκαν.
Ένα ή περισσότερα τεράστια μοριακά νέφη ή ένας νάνος γαλαξίας είναι τα υποψήφια σώματα για την παροχή υλικού δημιουργίας των αστεριών της γαλαξιακής κοιλιάς.


ΝΟΕΜΒΡΙΟΣ 2020

Το στοιχείο ήλιο ... στον ήλιο μας

Μια μελέτη του ηλιακού στέμματος έδειξε ότι το στοιχείο ήλιο (ένα χημικό στοιχείο που πρώτα ανιχνεύτηκε στον ήλιο μας και μετά στην Γη, για αυτό ονομάστηκε έτσι) έχει πολύ μικρή συγκέντρωση στον ισημερινό του στέμματος, μεγαλύτερη στα μεσαία ηλιογραφικά πλάτη και ξανά ελάττωση στους πόλους. Έτσι εξηγείται ότι ο ηλιακός άνεμος, που προέρχεται κυρίως από τον ισημερινό του ηλιακού στέμματος, περιέχει λιγότερο ήλιο από ότι θα έπρεπε, βάση της αναλογίας αυτού του στοιχείου στο αστέρι μας. Η αναλογία του ηλίου σε σχέση με το υδρογόνο κυμαίνεται στο στέμμα με την ένταση του μαγνητικού πεδίου, που διαφέρει στα διάφορα ηλιογραφικά πλάτη.

Το πιο γρήγορο αστέρι του Γαλαξία μας (2020)

Νομίζαμε ότι τα πιο γρήγορα αστέρια κινούνται γύρω από την κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία μας, σε μικρή απόσταση από αυτή. Όμως βρέθηκε ένα ακόμα πιο γρήγορο αστέρι να κινείται σχεδόν κάθετα στον γαλαξιακό δίσκο και να διαφεύγει από τον Γαλαξία μας. Το αστέρι S5-HVS1 κινείται με 1800 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο (6,5 εκατομμύρια χιλιόμετρα την ώρα!), ενώ το προηγούμενο ρεκόρ ταχύτητας αστεριού στον Γαλαξία μας ήταν λίγο παραπάνω από τη μισή του ταχύτητα. Η ταχύτητα διαφυγής του Γαλαξία μας (στην περιοχή του Ηλίου, μια μέση ταχύτητα διαφυγής) είναι στα 560 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο.

Η κίνησή του μας δείχνει ότι προέρχεται από το κέντρο του Γαλαξία. Το πιθανότερο σενάριο είναι ένα διπλό αστέρι να πλησίασε την κεντρική μαύρη τρύπα. Το ένα αστέρι ακολούθησε τροχιά προς την μαύρη τρύπα (ένα από τα αστέρια μεγάλης ταχύτητας που υπάρχουν εκεί) ενώ το άλλο εκσφενδονίστηκε μακριά. Πρόκειται για μια τυπική βαρυτική αλληλεπίδραση 3 σωμάτων. Το αστέρι S5-HVS1 είναι φασματικού τύπου Α, που σημαίνει ότι δεν είναι βραχύβιο αστέρι μεγάλης μάζας. Για να φτάσει στην σημερνή του θέση ταξίδεψε από την κεντρική περιοχή του Γαλαξία για 4,8 εκατομμύρια έτη. Όταν θα εξελιχτεί σε κόκκινο γίγαντα, θα βρίσκεται κάπου στην μεσογαλαξιακή περιοχή της τοπικής γαλαξιακής ομάδας. (Δική μου σημείωση: φτάνει η ταχύτητά του για να ξεφύγει από την σκοτεινή ύλη του Γαλαξία μας?)

Επικίνδυνη συνάντηση με άλλο αστέρι

Γενικά ο πλανήτης μας απολαμβάνει την σταθερότητα του ηλιακού μας συστήματος. Ο ήλιος είναι ένα μακρόβιο σταθερό αστέρι, χωρίς στενό συνοδό, και η γειτονιά του δεν έχει μεγάλη πυκνότητα σε αστέρια. Ως όριο ασφαλείας θεωρούμε τις 1000 αστρονομικές μονάδες. Αν ένα άλλο αστέρι μας πλησιάσει περισσότερο, θα διαταράξει το πλανητικό μας σύστημα. Στην κοιλιά του Γαλαξία μας το 80% των αστεριών βιώνει μια τέτοια προσέγγιση σε διάστημα 1 δις έτη, λόγω μεγαλύτερης πυκνότητας του αστρικού πληθυσμού.

Ακόμα και ο GL 710, ένας νάνος φασματικού τύπου K που θα μας πλησιάσει σε 1,3 εκατομμύρια έτη, δεν θα φτάσει πιο κοντά από τις 10.000 AU. Σημαντικό είναι ότι στην γειτονιά μας δεν δημιουργούνται αστέρια μεγάλης μάζας.

Παρόλα αυτά υπολογίζουμε ότι έχουν συμβεί 7 μαζικές εξαφανίσεις της ζωής στην Γη, που μάλλον οφείλονται σε εξωγενή παράγοντες. Η μελέτη του στοιχείου Σαμάριο στην Γη μας δείχνει ότι η εξαφάνιση στην Δεβόνια εποχή, πριν από 359 εκατομμύρια έτη, πρέπει να προήλθε από μια κοντινή έκρηξη σουπερνόβα. Εκείνη την εποχή το ηλιακό μας σύστημα πρέπει να βρέθηκε κοντά σε περιοχή αστρογέννησης (στην περιφορά του γύρω από το κέντρο του Γαλαξία), και να δέχτηκε την ισχυρή υπεριώδης ακτινοβολία μίας ή περισσότερων εκρήξεων σουπερνόβα. Να θυμίσουμε ότι τα αστέρια μεγάλης μάζας που δίνουν εκρήξεις σουπερνόβα ζούνε λίγα εκατομμύρια έτη, με αποτέλεσμα να μην φεύγουν μακριά από την περιοχή που δημιουργήθηκαν.

Η ισχυρή υπεριώδης ακτινοβολία κατέστρεψε το Όζον στην ατμόσφαιρα της Γης για 100.000 έτη. Αυτό φαίνεται από την αναλογία ισοτόπων του Πλουτωνίου και του Σαμαρίου σε ιζήματα. Άλλες αιτίες όπως η πτώση αστεροειδή ή ακτινοβολία γ από κοσμικό γεγονός δεν θα είχαν συνέπειες με τόση διάρκεια.

Στις εκρήξεις σουπερνόβα το νεφέλωμα που δημιουργείται εκπέμπει υπεριώδης ακτινοβολία για πολλές χιλιάδες έτη. Η απόσταση της σουπερνόβα πρέπει να ήταν στα 65 έτη φωτός (το 1/10 της απόστασης του Betelgeuse).

Πρωτοπλανητικός δίσκος με νεφέλωμα

Το ALMA για άλλη μια φορά μας έδωσε μια εντυπωσιακή ανακάλυψη. Ένας πρωτοπλανητικός δίσκος ενώνεται με το νεφέλωμα από το οποίο προήρθε, μέσω βαρυτικής κατάρρευσης τμήματός του. Ο πρωτοπλανητικός δίσκος έχει ηλικία 1 εκατομμύρια έτη, και ο σχηματισμός πλανητών εξελίσσεται ήδη. Οι αστρονόμοι δεν περίμεναν να συνεχίζεται η σύνδεση ενός δίσκου με το νεφέλωμά του μετά από τόσο χρόνο. Επίσης υπάρχει ένα μεγάλο χάσμα (gap) στον δίσκο, που παραπέμπει σε σώμα με μάζα 4- 17 φορές αυτή του Δία, άρα πιθανόν ένας καφέ νάνος.

Τα νιάτα του Γαλαξία μας

Η επισκόπηση GLIMPSE με το τηλεσκόπιο υπερύθρων Spitzer ανακάλυψε 120000 νεαρά αστέρια (YSO, young stellar objects, αστέρια προ κυρίας ακολουθίας).

Η κατανομή τους είναι αυτή που περίμεναν οι αστρονόμοι. Βρίσκονται στο επίπεδο του γαλαξιακού δίσκου, και τα περισσότερα μέσα ή κοντά σε νεφελώματα αστρογέννησης. Κάποια υπάρχουν στο ευρύτερο πεδίο, ίσως να απομακρύνθηκαν γρήγορα από το νεφέλωμά τους ή το νεφέλωμα να ήταν μικρής μάζας και να διαλύθηκε σύντομα. Τα πεδία με τα νεαρά αστέρια σχετίζονται με τους βραχίονες του Γαλαξία μας, τον τοπικό μας βραχίονα και τους βραχίονες Τοξότη- Καρίνας και Γλύπτη- Κενταύρου (αυτό είναι και το χωρικό εύρος της επισκόπησης).

Τα κοσμικά νήματα

Μια νέα ανακάλυψη των αστρονόμων μας δείχνει ότι ένα μεγάλο μέρος της ύλης <κρύβεται> σε νήματα αραιού αερίου γύρω από γαλαξίες και ανάμεσά τους στα γαλαξιακά σμήνη. Στο Abell 3391/95 απεικονίστηκε ένα τέτοιο νήμα, στις ακτίνες Χ, με μέγεθος 50 εκατομμύρια έτη φωτός. Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι αποτελεί μόνο ένα τμήμα από το ολικό νήμα. Αυτά τα νήματα αερίου αποτελούν τα απομεινάρια των συμπυκνωμάτων ύλης όπου δημιουργήθηκαν οι γαλαξίες. Η πιο πυκνή ύλη σε αυτά τα τεράστιας μάζας συμπυκνώματα κατέρρευσε σε γαλαξίες, ενώ η πιο αραιή ύλη δεν ακολούθησε την κατάρρευση και αποτελεί σήμερα αυτά τα τεράστια νήματα.

-----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

ΙΑΝΟΥΑΡΙΟΣ 2021

Τα νέα του GAIA

Στις 3 Δεκεμβρίου δόθηκε στους αστρονόμους το Early Data Release3 (EDR3), μία πρώτη έκδοση του τρίτου καταλόγου δεδομένων. Περιλαμβάνει τις θέσεις 1,8 δις ουράνιων αντικειμένων, βασικά αστεριών του Γαλαξία μας, και ιδίες ταχύτητες και αποστάσεις 1,5 δις αντικειμένων.

Μερικά από τα βασικά σημεία είναι

.Η ακρίβεια των θέσεων των αστέρων. Για αστέρια μέχρι λαμπρότητα 13 mag η ακρίβεια αντιστοιχεί σε περιθώριο σφάλματος 7 εκατοστών για ένα αντικείμενο στην απόσταση της Σελήνης, και για αστέρια 20 mag αντίστοιχα στα 2 μέτρα σφάλμα. Παρόμοια ακρίβεια υπάρχει και στις μετρήσεις των ιδίων κινήσεων των αστεριών. Επίσης το GAIA πετυχαίνει μεγάλη ακρίβεια στην μέτρηση της λαμπρότητας των αντικειμένων.

.Γνωρίζουμε 330.000 αστέρια, ως την φασματική κατηγορία L5 (επιφανειακή θερμοκρασία του αστέρα μόλις 1600 Κ) σε απόσταση μέχρι 330 έτη φωτός (Gaia Catalogue of Nearby Stars, GCNS).Το πλήθος των αστεριών αυξάνεται αντίστροφα με την λαμπρότητά τους, με κορύφωση στα αστέρια με 10 mag.

.Ο ήλιος μας κινείται σε τροχιά γύρω από το κέντρο του Γαλαξία, αλλά και προς το κέντρο του Γαλαξία (απόκλιση από μια θεωρητική κυκλική τροχιά γύρω από το γαλαξιακό κέντρο 11 km/s).

.Πριν από 10 δις έτη ο Γαλαξίας μας συγκρούστηκε με έναν γαλαξία που είχε το 1/4 της μάζας του (Gaia-Enceladus Galaxy). Τότε σχηματίστηκαν ο παχύς δίσκος και η εσωτερική γαλαξιακή άλως (μία <σφαιρική> δομή γύρω από το γαλαξιακό κέντρο, που προεξέχει από το γαλαξιακό επίπεδο).

.Από τα δεδομένα 11 εκατομμυρίων αστεριών των Μαγγελανικών νεφών προκύπτει ότι και σε αυτά ,όπως και στον Γαλαξία μας, τα νεαρά αστέρια έχουν μεγαλύτερες ταχύτητες από τα παλαιότερα. Ξεχωρίζει το ρεύμα αστεριών από το μικρό στο μεγάλο Μαγγελανικό νέφος. Τα αστέρια του μεγάλου Μαγγελανικού νέφους κινούνται κατά τη φορά του ρολογιού γύρω από το κέντρο του νάνου γαλαξία, ενώ στο μικρό δεν κυριαρχεί καμία κατεύθυνση περιφοράς των αστεριών γύρω από το κέντρο.

Γιατί δεν βλέπουμε σουπερνόβα στον Γαλαξία μας

Η συχνότητα των εκρήξεων σουπερνόβα σε έναν γαλαξία εξαρτάται από τον ρυθμό δημιουργίας των αστεριών του (SFR, star formation rate). Αυτό το μέγεθος εξαρτάται από την πυκνότητα και το μέγεθος των μοριακών νεφών. Μεγάλο ρυθμό αστρογέννησης έχουμε σε γαλαξίες υπό συγχώνευση.

Στον δικό μας Γαλαξία υπολογίζουμε ότι πρέπει να συμβαίνουν μερικές σουπερνόβα κάθε αιώνα. Όμως έχει να παρατηρηθεί σουπερνόβα από το 1604!

Μία αιτία είναι ότι τα αστέρια μεγάλης μάζας, που τερματίζουν τη ζωή τους με μια έκρηξη σουπερνόβα, βρίσκονται σε πυκνές περιοχές των μοριακών νεφελωμάτων, με πολύ σκόνη. Ακόμα και οι λευκοί νάνοι, η άλλη πηγή εκρήξεων σουπερνόβα, βρίσκονται κυρίως στον γαλαξιακό δίσκο. Η σκόνη μπορεί να αποσβέσει το ορατό φως μιας σουπερνόβα, παρά την τεράστια λαμπρότητά της. Για παράδειγμα, η σουπερνόβα πριν από 325 έτη στην Κασσιόπη δεν παρατηρήθηκε από κανέναν (σήμερα παρατηρούμε το νεφέλωμα που άφησε).

Φαίνεται να είναι πιο εύκολο να δούμε μια σουπερνόβα από κάποιον άλλον γαλαξία παρά από τον δικό μας.

Παρόλα αυτά οι αστρονόμοι υποστηρίζουν ότι έχουμε 33% πιθανότητες να δούμε μια σουπερνόβα από κατάρρευση αστέρα μεγάλης μάζας και 50% από θερμοπυρηνική έκρηξη λευκού νάνου. Καλή υπομονή!

Το ρεύμα των Μαγγελανικών νεφών

Από τα 2 Μαγγελανικά νέφη αναπτύσσεται ένα (αόρατο) ρεύμα αερίων. Οι σχετικές προσομοιώσεις έδειξαν ότι οι 2 δορυφόροι γαλαξίες του δικού μας Γαλαξία πρέπει να είχαν ένα <κέλυφος> από αέριο πριν αρχίσει η διαδικασία συγχώνευσής τους από τον Γαλαξία μας. Μόνο έτσι εξηγείται η μεγάλη μάζα του ρεύματος, 1 δις ηλιακές μάζες! Αυτό το <κέλυφος> αρχικά είχε 3 δις ηλιακές μάζες. Σε αυτό το ρεύμα δεν βρίσκουμε αστέρια, παρά μόνο αέριο. Το κέλυφος ήταν το πρώτο μέρος των 2 δορυφόρων που δέχτηκε τις παλιρροιακές δυνάμεις του Γαλαξία μας, προφυλάσσοντας, κατά κάποιο τρόπο, τα αστέρια των 2 δορυφόρων.

Ένας πρωτοπλανητικός δίσκος που μοιάζει με γαλαξία

Στον αστερισμό του Λύκου βρίσκεται, σε απόσταση 400 έτη φωτός, το νεαρό (τύπου T- Tauri) αστέρι RU Lupi. Είναι μόλις 2-3 εκατομμυρίων ετών. Γύρω του αναπτύσσεται ένας πρωτοπλανητικός δίσκος ως τις 60 αστρονομικές μονάδες από το αστέρι. Σε αυτόν διακρίνουμε κάποια χάσματα, που παραπέμπουν σε πλανήτες. Τώρα με τις νέες παρατηρήσεις του ALMA ανακαλύψαμε έναν εξωτερικό δίσκο ως τις 1000 αστρονομικές μονάδες από το αστέρι. Η δομή του θυμίζει σπειροειδή γαλαξία! Αυτό μπορεί να οφείλεται σε 1) Ότι αυτός ο δίσκος καταρρέει από το ίδιο το βάρος του 2) Στην βαρυτική αλληλεπίδραση με άλλο αστέρι, και 3) Ότι το αστέρι ακόμη συσσωρεύει μάζα από το νεφέλωμα όπου γεννήθηκε.

Η σύγκρουση των αστρικών ανέμων

Το Η Καρίνας (Eta Carinae) αποτελεί το καλύτερα μελετημένο αστέρι πολύ μεγάλης μάζας, της κατηγορίας LBV (Luminous blue variable). Πρόκειται για ένα, μη αναλυμένο, διπλό αστέρι σε απόσταση 7500 έτη φωτός από εμάς, που αποτελείται από ένα κύριο άστρο με 100 ηλιακές μάζες και ένα δευτερεύον με 30 ηλιακές μάζες. Η περίοδος περιφοράς τους γύρω από το κοινό κέντρο βάρους είναι μόλις 5,5 έτη, με πολύ ελλειπτική τροχιά. Στο περίκεντρο τα 2 αστέρια πλησιάζουν μεταξύ τους όσο απέχει ο Άρης από τη Γη. Η μεταβλητότητα που παρατηρούμε οφείλεται στο πέρασμα του συνοδού μπροστά από το κύριο αστέρι, που έχει ως αποτέλεσμα την ελάττωση της λαμπρότητας του συστήματος.

Το Eta Carinae είναι γνωστό για το ξέσπασμα λαμπρότητας το 1841, όταν έγινε το δεύτερο πιο λαμπρό αστέρι του ουρανού, μετά τον Σείριο. Υπολογίζουμε ότι τότε το κύριο αστέρι απώλεσε 10 ηλιακές μάζες, με αποτέλεσμα να δημιουργηθεί το νεφέλωμα Homunculus γύρω από τα 2 αστέρια. Το νεφέλωμα διαστέλλεται στην κατεύθυνση των αξόνων περιστροφής των 2 αστεριών. Υπάρχει και μια μεγαλύτερη δομή 1000 ετών σε σχήματος πετάλου, που μας δείχνει ότι τέτοια ξεσπάσματα συμβαίνουν συχνά στο Eta Carinae. Η θεωρία λέει ότι λόγω αλληλεπίδρασης του κυρίως αστεριού με το δευτερεύον, όταν αυτό το πλησιάσει τόσο ώστε να μπει στην ατμόσφαιρά του, έχει ως αποτέλεσμα ένα σημαντικό μέρος ύλης να διαφύγει από το κύριο αστέρι (υπέρβαση ορίου Eddington).

Αστέρια με τόση μεγάλη μάζα βιώνουν συνεχή απώλεια μάζας λόγω του ισχυρότατου αστρικού ανέμου τους. Ενώ το πρωτεύον αστέρι έχει πολύ ισχυρό άνεμο, ένα εκατομμύριο φορές ισχυρότερο από τον ηλιακό άνεμο, το δευτερεύον έχει άνεμο με ρεκόρ ταχύτητας, 3000 km/s. Στην περιοχή όπου συγκρούονται οι 2 αστρικοί άνεμοι αναπτύσσεται ένα κρουστικό μέτωπο και η ύλη θερμαίνεται στους 50 εκατομμύρια βαθμούς. (Colliding Wind Binaries). Το αποτέλεσμα είναι η εκπομπή ακτινών Χ.

Ηλεκτρομαγνητικά πεδία της περιοχής επιταχύνουν σωματίδια με αποτέλεσμα την (μη θερμική) εκπομπή στις ακτίνες γ. Η συχνότητα των ακτινών γ μας δείχνει ότι πρόκειται για κοσμική ακτινοβολία (ατομικοί πυρήνες) και όχι για ηλεκτρόνια. Η ισχύς αυτής της ακτινοβολίας κορυφώνεται κάθε 5,5 έτη, όταν τα 2 αστέρια είναι στην κοντινότερη μεταξύ τους απόσταση.

Η σύγκρουση τόσο ισχυρών αστρικών ανέμων αποτελεί μία ακόμη πηγή κοσμικής ακτινοβολίας.

Ένας γαλαξίας γεμάτος αστρικά ρεύματα

Με τη βοήθεια του διαστημικού τηλεσκοπίου GAIA έχουμε ανακαλύψει 8292 αστρικά ρεύματα στον γαλαξία μας! Πρόκειται για το μεταβατικό στάδιο ανάμεσα σε αστρικά σμήνη νεαρών αστεριών και αστέρια του πεδίου, δηλαδή αστέρια που έχουν αποκοπεί πλήρως από το σμήνος τους ή το σμήνος τους έχει διαλυθεί. Επίσης υπάρχουν αστρικά ρεύματα από νάνους γαλαξίες που συσσωρεύτηκαν στον Γαλαξία μας.

Το ρεύμα Theia 465 έχει σχεδόν 500 αστέρια ίδιας ηλικίας, 100 εκατομμυρίων ετών, που σχηματίζουν μια πολύ δυσδιάκριτη γραμμή 500 ετών φωτός στον έναστρο ουρανό. Κινούνται όλα προς την ίδια κατεύθυνση, κάτι που με την κοινή ηλικία τους σημαίνει κοινή προέλευση των αστεριών.

Ρεκόρ συγχρονισμένης περιφοράς

Το πλανητικό σύστημα στο αστέρι TOI-178, σε απόσταση 200 έτη φωτός, στον Γλύπτη, βρίσκεται σε μια εντυπωσιακή αρμονία περιφοράς. Οι πέντε πλανήτες του έχουν βαρυτικά συγχρονισμένη περιφορά γύρω από το αστέρι τους, με σχέση (από τον εσωτερικό ως τον πιο εξωτερικό πλανήτη)18:9:6:4:3. Δηλαδή σε 18 περιφορές του εσωτερικού πλανήτη ο επόμενος διανύει 9, ο επόμενος 6 κ.λπ.

Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι το πλανητικό σύστημα δεν δέχτηκε σημαντικές διαταραχές από την εποχή της δημιουργίας του, όπως οι μεταναστεύσεις πλανητών μεγάλης μάζας. Μάλιστα, για να διατηρηθεί αυτή η αρμονία των κινήσεων των πλανητών του πρέπει να εναλλάσσονται βραχώδεις πλανήτες με μάζα μεγαλύτερη από της Γης με αέριους πλανήτες με μάζα σαν του πλανήτη Ουρανού. Αυτή η εναλλαγή βραχωδών- αέριων πλανητών θέτει απορίες για την δημιουργία των πλανητών γενικά, αφού γνωρίζουμε ότι οι βραχώδεις πλανήτες δημιουργούνται στον εσωτερικό πρωτοπλανητικό δίσκο και οι αεριώδεις πλανήτες πιο εξωτερικά.


ΦΕΒΡΟΥΑΡΙΟΣ 2021

Η χαμένη βαρυονική ύλη του Γαλαξία μας

Η βαρυονική (όχι η σκοτεινή) μάζα που παρατηρούμε στον Γαλαξία μας είναι η μισή από την αναμενόμενη. Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι η υπόλοιπη μισή βαρυονική μάζα του Γαλαξία είναι σε μορφή νεφελωμάτων πολύ ψυχρού Υδρογόνου, που δεν ανιχνεύεται άμεσα.

Ένα τέτοιο νεφέλωμα υπάρχει μόλις 10 έτη φωτός μακριά μας. Το φως μακρινών λαμπρών γαλαξιών, συγκεκριμένα των Κβάζαρ, σπινθηρίζει όταν περνάει από μέσα του, ένα πολύ σπάνιο φαινόμενο. Αυτό διαπιστώθηκε σε 5 περιπτώσεις, ενώ οι δεκάδες χιλιάδες Κβάζαρ που δεν παρουσίασαν σπινθηρισμό (δεν πέρασε το φως τους μέσα από το νεφέλωμα) βοήθησαν στην χαρτογράφηση του νεφελώματος. Διαπιστώθηκε ότι αυτό έχει σχήμα μακαρονιού!

Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι πρόκειται για νεφέλωμα με <χιόνι> Υδρογόνου, δηλαδή για Υδρογόνο με τόση χαμηλή θερμοκρασία ώστε να μην είναι πια σε αέρια μορφή. Οι παλιρροιακές δυνάμεις από ένα αστέρι που πέρασε κοντά του τέντωσαν το νεφέλωμα με αποτέλεσμα να αραιώσει πάρα πολύ. Το νεφέλωμα έγινε ουσιαστικά αόρατο!

Υπάρχουν πολλά ερωτηματικά σχετικά με την διατήρηση της βαρυτικής συνοχής ενός τόσο αραιού νεφελώματος. Ίσως ήδη να διαλύεται σταδιακά.

Οι νάνοι γαλαξίες χωρίς σκοτεινή ύλη

Από τα μεγαλύτερα μυστήρια του σύμπαντος είναι και οι νάνοι (μικρής μάζας) γαλαξίες που δεν έχουν σκοτεινή ύλη γύρω τους. Ως γαλαξίες οι νάνοι είναι αρκετά συμπαγείς, άρα η απουσία σκοτεινής ύλης δεν είναι επικίνδυνη για την βαρυτική συνοχή τους. Αντίθετα, οι μεγάλοι σπειροειδείς γαλαξίες που περιστρέφονται με μεγάλη ταχύτητα δεν θα διατηρούσαν την βαρυτική συνοχή τους χωρίς την σκοτεινή ύλη.

Το συμπέρασμα των αστρονόμων είναι ότι αυτοί οι νάνοι αποδεσμεύτηκαν από τη σκοτεινή τους ύλη (η οποία κυριαρχεί βαρυτικά σε κάθε γαλαξία) μέσω παλιρροιακών δυνάμεων των γαλαξιακών σμηνών τους. Πρόκειται για σπάνια περίπτωση. Συνήθως ένας νάνος γαλαξίας συγχωνεύεται από μεγαλύτερο γαλαξία ή επιβιώνει στις παρυφές του σμήνους του, διατηρώντας την σκοτεινή του ύλη.

Η σκοτεινή ύλη, βάση του επικρατέστερου θεωρητικού μοντέλου για αυτήν (ΛCDM, cold dark matter, ψυχρής σκοτεινής ύλης), είναι πιο <άκαμπτη> από την βαρυονική ύλη. Έτσι η βαρυονική ύλη αυξάνει την πυκνότητά της και καταλαμβάνει την κεντρική περιοχή ενός γαλαξία, ενώ η σκοτεινή παραμένει γύρω από την βαρυονική. Αυτός είναι ο τρόπος που δημιουργήθηκαν οι γαλαξίες με την κατανομή βαρυονικής (εσωτερικά) - σκοτεινής ύλης (εξωτερικά), που παρατηρούμε στο σύμπαν. Οι παλιρροιακές δυνάμεις και γενικά οι βαρυτικές αλληλεπιδράσεις ενός νάνου γαλαξία σε ένα γαλαξιακό σμήνος μπορεί να έχουν ως αποτέλεσμα να διαχωριστεί η βαρυονική του ύλη από την σκοτεινή ύλη.

Ένας στραβός πρωτοπλανητικός δίσκος

Οι αστρονόμοι έχουν ανακαλύψει εξωπλανήτες με τροχιές μεγάλης απόκλισης από το επίπεδο (ισημερινό) του αστεριού τους. Μία λύση σε αυτό το παράδοξο έδωσε το αστέρι SU Aurigae, ηλικίας μόλις 4 εκατομμυρίων ετών και σε απόσταση 500 έτη φωτός. Σε αυτό το νεαρό αστέρι ο πρωτοπλανητικός δίσκος ακόμη συσσωρεύει υλικό πλούσιο σε σκόνη, από το νεφέλωμά του. Αυτό συμβαίνει ενώ πιθανόν ήδη να έχουν αρχίσει να δημιουργούνται οι πλανήτες. Έτσι οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι μια συσσώρευση ύλης σε τόσο προχωρημένη φάση του πρωτοπλανητικού δίσκου είναι η αιτία να χάσει αυτός την ευθυγράμμισή του σχετικά με το αστέρι.


ΜΑΡΤΙΟΣ 2021

Η πρώτη Fast radio burst στον Γαλαξία μας 

Για πρώτη φορά ανιχνεύτηκε Fast radio burst (έκρηξη ραδιοκυμάτων πολύ μικρής διάρκειας) στον Γαλαξία μας. Μέχρι τώρα έχουν ανακαλυφτεί περίπου 100 (η πρώτη το 2007), όλες από εξωγαλαξιακές πηγές. Η ισχύ της FRB 200428 (28 Απριλίου 2020) αντιστοιχεί σε 100.000 φορές αυτή που εκπέμπει ο Ήλιος μας, αλλά αυτά τα φαινόμενα έχουν πολύ μικρή χρονική διάρκεια (0,6 millisecond για τη συγκεκριμένη). Η μικρή διάρκεια παραπέμπει σε μικρής έκτασης, μερικές εκατοντάδες χιλιόμετρα, αντικείμενο. Για αυτό βασικές υποψήφιες πηγές τους είναι οι αστέρες νετρονίων, και μάλιστα οι magnetars (αστέρες νετρονίων με πάρα πολύ ισχυρό μαγνητικό πεδίο). Η συγκεκριμένη έκρηξη ραδιοκυμάτων ταυτίστηκε με το magnetar SGR 1935 +2145.

Οι εξωγαλαξιακές εκρήξεις ραδιοκυμάτων μικρής διάρκειας έχουν πολύ μεγαλύτερη ισχύ (για αυτό ανιχνεύονται από μεγάλες, κοσμικές αποστάσεις), τρισεκατομμύρια φορές την ισχύ εκπομπής του Ηλίου μας. Μία πιθανότητα είναι αυτή η Fast radio burst να προέρχεται από ένα σχετικά παλαιό magnetar. Αυτά τα αντικείμενα χάνουν την ισχύ του μαγνητικού πεδίου τους με την πάροδο του χρόνου. Είναι όμως πιθανό τα Fast radio burst από μακρινούς γαλαξίες, που είναι εκατομμύρια φορές πιο ισχυρά από αυτό που ανιχνεύτηκε στον Γαλαξία μας, να έχουν άλλη πηγή από τα magnetar.

Μετρώντας την θερμοκρασία ενός ερυθρού υπεργίγαντα

Μια ομάδα αστρονόμων ανακάλυψε μια νέα τεχνική για την μέτρηση της επιφανειακής θερμοκρασίας σε ερυθρούς υπεργίγαντες που θα εξελιχτούν σε σουπερνόβα. Οι ερυθροί υπεργίγαντες προέρχονται από αστέρια 8 ηλιακών μαζών και πάνω, και είναι πολύ εκτεταμένοι. Στο ηλιακό μας σύστημα ένας ερυθρός υπεργίγαντες, αν ήταν στην θέση του ήλιου, θα έφτανε μέχρι την τροχιά του Άρη! Όμως τα εξωτερικά τους στρώματα είναι πολύ χαώδη, με έντονους στροβιλισμούς. Αυτό δυσκολεύει την μέτρηση της επιφανειακής θερμοκρασίας, που βοηθάει στην εκτίμηση του χρόνου που θα εκραγεί ένα τέτοιο αστέρι σε σουπερνόβα.

Η νέα τεχνική βασίζεται στην μέτρηση 2 διαφορετικών φασματικών γραμμών απορρόφησης του σιδήρου.

Η σύγκριση των 2 γραμμών απορρόφησης του ίδιου χημικού στοιχείου (σίδηρος) μας δίνει, με καλή ακρίβεια, την επιφανειακή θερμοκρασία του υπεργίγαντα.

Η άλως της Ανδρομέδας

Η άλως του γαλαξία της Ανδρομέδας είναι πολύ πιο εκτεταμένη από ότι γνωρίζαμε. Μια νέα μέθοδος απεικόνισης της άλως, που αποτελείται από σκοτεινή ύλη και βαρυονική ύλη μεγάλης θερμοκρασίας. Η τελευταία απεικονίζεται, σε κάποιο βαθμό, στις ακτίνες Χ. Στην νέα μέθοδο οι αστρονόμοι χρησιμοποίησαν Κβάζαρ που λάμπουν μέσα από την άλω της Ανδρομέδας. Το φως τους αφήνει ένα φασματικό αποτύπωμα όταν περνάει μέσα από την άλω ενός γαλαξία. Αυτή η μέθοδος δεν μπορεί να εφαρμοστεί σε άλλους γαλαξίες, που λόγω μικρού φαινόμενου μεγέθους τους, μαζί με τις άλως τους, δεν βρίσκονται αρκετά Κβάζαρ στην θέση που θα θέλαμε, δηλαδή ακριβώς πίσω τους στο πεδίο.

Η άλως της Ανδρομέδας <φωτίζεται> από 43 Κβάζαρ, που μας έδειξαν ότι η έκτασή της αγγίζει τα 1,3 εκατομμύρια έτη φωτός, 20 φορές την διάμετρο του ορατού τμήματος του γαλαξία! Δηλαδή μάλλον οι άλως της Ανδρομέδας και του Γαλαξία μας έρχονται σε επαφή. Να σημειώσουμε ότι δεν μπορούμε να μετρήσουμε έτσι την μάζα της άλως, αφού δεν ανιχνεύεται το Υδρογόνο (που αποτελεί σχεδόν όλη την βαρυονική ύλη), αλλά τα ίχνη των βαρύτερων χημικών στοιχείων.

Ένα ακόμα συμπέρασμα είναι ότι η άλως χωρίζεται σε 2 μέρη. Την εσωτερική, που εκτείνεται για μισό εκατομμύριο έτος φωτός, και είναι πιο δυναμική από την εξωτερική. Επηρεάζεται από διαταραχές όπως οι εκρήξεις σουπερνόβα, και είναι πιο πλούσια σε βαρύτερα στοιχεία, ως την μισή μεταλλικότητα του γαλαξιακού δίσκου. Η εξωτερική περιοχή της άλως είναι πιο ομοιογενής, με μεγαλύτερη θερμοκρασία (κινητικότητα σωματιδίων).

ΑΠΡΙΛΙΟΣ 2021

Διπλό Κβάζαρ

Με την βοήθεια του διαστημικού τηλεσκοπίου Hubble οι αστρονόμοι ανακάλυψαν δύο γαλαξίες σε συγχώνευση, που ο καθένας τους φιλοξενεί έναν ενεργό πυρήνα τύπου Κβάζαρ. Αυτό συμβαίνει σε 1 στις χίλιες περιπτώσεις γαλαξιακής συγχώνευσης. Συνήθως δημιουργείται ένα Κβάζαρ μετά την συγχώνευση, στον γαλαξία που προκύπτει από αυτή. Στην περίπτωση του διπλού Κβάζαρ, και στους 2 γαλαξίες συσσωρεύτηκε πολύ ύλη από τους δίσκους προς τους γαλαξιακούς πυρήνες, με αποτέλεσμα αυτοί να μην μπορέσουν να το απορροφήσουν (οι κεντρικές μαύρες τρύπες τους). Δημιουργήθηκαν μεγάλης μάζας δίσκοι προσαύξησης γύρω από τις 2 κεντρικές μαύρες τρύπες, με αποτέλεσμα να αναπτυχθούν οι πίδακες των Κβάζαρ.

Το φως από τους 2 γαλαξίες έκανε 10 δις έτη να φτάσει σε εμάς. Εκείνη την εποχή, λίγα δις έτη μετά την δημιουργία του σύμπαντος, οι γαλαξιακές συγχωνεύσεις, άρα η αστρογέννηση αλλά και οι Κβάζαρ, ήταν στο μέγιστο της ιστορίας του σύμπαντος. Τα 2 Κβάζαρ απέχουν μόλις 10.000 έτη φωτός το ένα από το άλλο, πολύ λιγότερο από ότι ο ήλιος από το κέντρο του Γαλαξία μας. Αυτό δείχνει ότι η συγχώνευση των 2 γαλαξιών βρίσκεται σε πολύ προχωρημένη φάση.

Τα 2 Κβάζαρ θα απομακρύνουν αρκετό αέριο από τους γαλαξίες, μέσω των ισχυρών πιδάκων τους. Έτσι ο γαλαξίας που θα προκύψει από την συγχώνευση θα είναι ένας ελλειπτικός με ελάχιστη πια δραστηριότητα αστρογέννησης. Οι 2 μαύρες τρύπες, που φιλοξενούν τα 2 Κβάζαρ, θα ενωθούν σε μια τεράστιας μάζας μαύρη τρύπα.

Μέχρι σήμερα έχουν βρεθεί 100 διπλά Κβάζαρ, αλλά κανένα σε τόση μακρινή απόσταση. Η πιθανότητα να πρόκειται για διπλό είδωλο ενός Κβάζαρ, μέσω βαρυτικού φακού, απορρίπτεται από τους αστρονόμους, κυρίως επειδή δεν εντοπίζεται ο γαλαξίας ή το σμήνος που θα αποτελούσε τον βαρυτικό φακό.

Η μικρότερη μαύρη τρύπα

Οι αστρονόμοι ανακάλυψαν την μικρότερης μάζας και πιο κοντινή μας μαύρη τρύπα. Η μαύρη τρύπα Μονόκερος (Unicorn, επειδή βρίσκεται στον αστερισμό του Μονόκερου) απέχει 1500 έτη φωτός και έχει μόλις 3 ηλιακές μάζες. Αυτή η οριακά μικρής μάζας μαύρη τρύπα (λίγο πάνω από το όριο μάζας για αστέρες νετρονίων) μπόρεσε να παρατηρηθεί επειδή αλληλοεπιδρά βαρυτικά με έναν κόκκινο γίγαντα. Συγκεκριμένα, παραμορφώνει το σχήμα του ερυθρού γίγαντα. Ένας ερυθρός γίγαντας είναι ένα αστέρι που έχει διασταλεί πολύ, με αποτέλεσμα να παρουσιάζει μικρή επιφανειακή βαρύτητα, δηλαδή ένας συνοδός μπορεί να του αποσπάσει υλικό πιο εύκολα από όταν ήταν αστέρι στην κύρια ακολουθία. 

Παραγωγή Τιτανίου

Στο νεφέλωμα της σουπερνόβα Cas A βρέθηκε Τιτάνιο, σε σταθερή μορφή. Είναι η πρώτη φορά που ανιχνεύεται αυτό το μέταλλο σε ένα νεφέλωμα σουπερνόβα, μέχρι τώρα είχε βρεθεί μόνο σε ασταθή ισότοπα. Τώρα γνωρίζουμε ότι οι σουπερνόβα κατάρρευσης αστρικού πυρήνα δημιουργούν Τιτάνιο. Στο παραπάνω νεφέλωμα υπολογίζεται να έχει δημιουργηθεί περισσότερο Τιτάνιο από 1 φορά την μάζα της Γης.

ΜΑΙΟΣ 2021

Η ράβδος του γαλαξία ESO320- G030

Στον γαλαξία ESO320-G030, σε απόσταση 160 εκατομμύρια έτη φωτός από εμάς, υπάρχει έντονη αστρογέννηση. Δημιουργούνται αστέρια 18 ηλιακών μαζών/ έτος, δηλαδή η αστρογέννηση είναι18 φορές πιο έντονη από ότι στον Γαλαξία μας. Μέχρι σήμερα γνωρίζαμε ότι η αυξημένη αστρογέννηση συμβαίνει σε έναν γαλαξία όταν αλληλοεπιδρά βαρυτικά με άλλον. Τότε εισέρχεται αέριο στην πυκνή κεντρική περιοχή του, με αποτέλεσμα την εκρηκτική αστρογέννηση (starburst), για κάποιο χρονικό διάστημα. Αυτή η δραστηριότητα συνήθως συνοδεύεται με ενεργό γαλαξιακό πυρήνα (AGN).

Όμως στον παραπάνω γαλαξία δεν υπάρχουν σημάδια αλληλεπίδρασης με άλλον γαλαξία, ούτε ενεργός πυρήνας. Αντίθετα, παρατηρούμε μια ροή αερίου από τη ράβδο προς το εσωτερικό του, που αποτελεί τον μηχανισμό της εκρηκτικής αστρογέννησης. Ίσως η περιστροφή του γαλαξία να έφερε αστάθεια στην ράβδο, δηλαδή να αναπτύχθηκαν τέτοιες εσωτερικές παλιρροιακές δυνάμεις ώστε να υπάρξει αυτή η ροή αερίου. Το 70% από την λαμπρότητα του γαλαξία (100 φορές την λαμπρότητα του δικού μας) προέρχεται από αυτή την εσωτερική περιοχή αστρογέννησης, σε ακτίνα 450 έτη φωτός γύρω από το κέντρο του Γαλαξία.

Μία ιδιαίτερη σουπερνόβα

Όταν ένα αστέρι μεγάλης μάζας τερματίζει τη ζωή του με μια έκρηξη σουπερνόβα, ανιχνεύουμε Υδρογόνο σε αυτήν. Η ύπαρξη Υδρογόνου είναι η σημαντικότερη διαφορά ανάμεσα στις σουπερνόβα κατάρρευσης αστρικού πυρήνα (τύπου ΙΙ) και στις θερμοπυρηνικές σουπερνόβα, δηλαδή τις εκρήξεις λευκών νάνων (Ia). Μπορεί μια σουπερνόβα κατάρρευσης αστρικού πυρήνα να μην παρουσιάζει Υδρογόνο στο φάσμα της. Τότε το αστέρι που έδωσε την έκρηξη ήταν πολύ καυτό με μπλε χρώμα. Χαρακτηριστικά παραδείγματα είναι οι Wolf- Rayet και οι λαμπροί μπλε μεταβλητοί αστέρες. Αυτά τα αστέρια, συνήθως από αλληλεπίδραση με συνοδό, χάνουν το Υδρογόνο της επιφάνειας και αποκαλύπτουν το εσωτερικό τους, από Ήλιο (Ib), ή ακόμα και Άνθρακα (Ic).

Στην σουπερνόβα 2019yvr στον γαλαξία NGC 4666, δεν ανιχνεύτηκε Υδρογόνο. Όμως οι αστρονόμοι μπόρεσαν να εντοπίσουν το αστέρι σε παλαιότερες λήψεις του γαλαξία από το Hubble, και ήταν κίτρινος υπεργίγαντας! Πρώτη φορά ένα αστέρι με χαμηλότερη θερμοκρασία δεν παρουσίασε Υδρογόνο σε έκρηξη σουπερνόβα. Είχε απωλέσει το Υδρογόνο του λίγα χρόνια πριν, κάτι που ανιχνεύτηκε από τις εικόνες του αρχείου. Μετά από μερικά χρόνια, όταν θα έχει εξελιχτεί το νεφέλωμα σουπερνόβα από την έκρηξή του, οι αστρονόμοι ίσως μπορέσουν να διακρίνουν αν η απώλεια του Υδρογόνου οφείλεται σε συνοδό αστέρι.

Η αρχαία κοσμική σκόνη

Προκαλεί έκπληξη ότι μόλις 2 δις έτη από την δημιουργία του σύμπαντος οι γαλαξίες είχαν μεγάλη ποσότητα σκόνης. Οι γαλαξίες τότε είχαν πολύ πιο χαμηλή μεταλλικότητα, αλλά περισσότερη σκόνη, όπως προκύπτει από παρατηρήσεις στο υπέρυθρο, αλλά και στα μικροκύματα με το ALMA! Αυτό αρχικά μοιάζει αντιφατικό, αλλά έχει να κάνει με τις ιδιότητες της μεσοαστρικής σκόνης. Η σκόνη δημιουργείται ιδίως από τις εκτεταμένες ατμόσφαιρες των ερυθρών γιγάντων και τις εκρήξεις σουπερνόβα, από χημικά στοιχεία βαρύτερα του ηλίου. Η ποσότητα της μεσοαστρικής σκόνης εξαρτάται από τον ρυθμό δημιουργίας της αλλά και το πόσο εύκολα καταστρέφεται. Για παράδειγμα, η ισχυρή αστρική ακτινοβολία καταστρέφει την σκόνη. Για να μπορέσει να διατηρηθεί η σκόνη, πρέπει να αναπτυχθούν οι κόκκοι, σε μικρό σχετικά διάστημα, σε ικανό μέγεθος. Μόνο τότε μπορούν οι κόκκοι να αντέξουν την ισχυρή ακτινοβολία από τα αστέρια μεγάλης μάζας και τις εκρήξεις σουπερνόβα (οι τελευταίες δημιουργούν, αλλά και καταστρέφουν την σκόνη).

Εκείνη την εποχή στο σύμπαν οι γαλαξίες ήταν σχετικά απομονωμένοι. Αργότερα, με την εποχή των μεγάλων γαλαξιακών συγχωνεύσεων και της έντονης αστρογέννησης, αλλά και των ενεργών γαλαξιακών πυρήνων, ένα μεγάλο μέρος της σκόνης καταστράφηκε. Μπορεί να δημιουργήθηκε πολύ σκόνη, και λόγω μεγαλύτερης μεταλλικότητας, αλλά η ισορροπία χάλασε σε βάρος της ποσότητας της σκόνης. Έτσι σήμερα οι γαλαξίες περιέχουν λιγότερη σκόνη.

Αστέρια Ευρωπίου

Το Ευρώπιο αποτελεί ένα σημαντικό χημικό στοιχείο για την αστρονομία. Ανιχνεύεται σχετικά εύκολα στα αστέρια, και αποτελεί δείκτη αφθονίας βαρύτερων χημικών στοιχείων, αφού έχει σταθερή αναλογία με αυτά, όπως το Βάριο.

Στον νάνο γαλαξία Fornax βρέθηκαν αστέρια πολύ πλούσια σε Ευρώπιο, που ονομάστηκαν αστέρια Ευρωπίου. Ο μεγάλος τους εμπλουτισμός σε αυτό και άλλα χημικά στοιχεία r (Rapid progress), δηλαδή χημικά στοιχεία που δημιουργούνται με την ταχεία απορρόφηση νετρονίων από ατομικούς πυρήνες (μετά τα παραπανήσια νετρόνια μετατρέπονται σε πρωτόνια στους πυρήνες) οφείλεται σε συγκρούσεις ή και μόνο μία σύγκρουση αστέρων νετρονίων.

Τα συγκεκριμένα αστέρια έχουν ηλικία 5 δις ετών, από τα πιο νέα αυτής της κατηγορίας.

100 αρχαίοι κόκκινοι γίγαντες

Σε μια επισκόπηση του ουρανού βρέθηκαν 100 κόκκινοι γίγαντες με παρόμοια χαρακτηριστικά. Προέρχονται από τον γαλαξία GAIA- Enceladus, που συγχωνεύτηκε με τον δικό μας πριν από πολλά δις έτη.

Είναι μικρότερης ηλικίας από πολλά αστέρια του Γαλαξία μας, κάτι που μας δείχνει ότι η αστρογέννηση ήταν δυναμική στον Γαλαξία πριν από την μεγάλη αυτή συγχώνευση. Αυτά τα συμπεράσματα βγήκαν με τη μέθοδο της αστροσεισμολογίας, μια σχετικά νέα μέθοδο μελέτης των ιδιοτήτων των αστεριών.

Ο παλαιότερος σπειροειδής γαλαξίας

Το ALMA έκανε πάλι το θαύμα του. Με την βοήθεια της συστοιχίας τηλεσκοπίων του, οι αστρονόμοι ανακάλυψαν τον πιο παλαιό σπειροειδή γαλαξία. Το φως του μας έρχεται από την εποχή που το σύμπαν ήταν μόλις 1,4 δις ετών. Ένα χαρακτηριστικό εκείνης της εποχής είναι ότι οι γαλαξίες είχαν πολύ περισσότερη σκόνη, με αποτέλεσμα να είναι αόρατοι στο ορατό φάσμα. Όμως το ALMA απεικόνισες τις σπείρες του γαλαξία BRI 1335-0417 από την εκπομπή ιόντων του Άνθρακα στα μικροκύματα.

Φαίνεται το αέριο στις σπείρες του να προέρχεται από διαδικασία συγχώνευσης άλλου γαλαξία. Έτσι εξηγείται η γρήγορη εξέλιξή του σε σπειροειδή, κάτι που κανονικά χρειάζεται περισσότερα δις έτη. Αυτή η ανακάλυψη αποτελεί απόδειξη ότι η εξέλιξη ενός γαλαξία εξαρτάται κατά πολύ από το περιβάλλον του και την αλληλεπίδραση του γαλαξία με αυτό.

Τα <μαγικά> δηλητήρια

Τα χημικά στοιχεία Ουράνιο και Φθόριο είναι επικίνδυνα δηλητήρια για τον άνθρωπο. Εκτός από αυτό είναι και ραδιενεργά. Όμως χάρη σε αυτή την ιδιότητά τους η Γη μας είναι φιλική προς την ανάπτυξη πολύπλοκης ζωής.

Η ραδιενεργή διάσπαση των ισοτόπων Ουράνιο 238, Ουράνιο 235 και Φθόριο 232 θερμαίνει αποτελεσματικά το εσωτερικό της Γης, ώστε να μείνει γεωλογικά ενεργή. Η γεωλογική δραστηριότητα φέρνει στην επιφάνεια της Γης υλικά όπως το νερό και σημαντικά άλατα. Η θέρμανση του εσωτερικού της Γης, μέσω της ραδιενεργής διάσπασης, συντηρεί την συναγωγή, δηλαδή τα ρεύματα ανόδου και καθόδου υλικού από τον μανδύα της Γης. Αυτή η δραστηριότητα αποτελεί την αιτία που η Γη έχει αρκετά ισχυρό μαγνητικό πεδίο, ώστε να την προφυλάσσει από τον ηλιακό άνεμο.

Αν ένας πλανήτης έχει μικρότερη αναλογία Ουρανίου και Φθορίου, δεν θα έχει γεωλογική δραστηριότητα. Η επιφάνεια δεν εμπλουτίζεται με πολύτιμη ύλη από το εσωτερικό του, με αποτέλεσμα να μην είναι φιλικός για την ζωή, και ας συντηρεί μαγνητικό πεδίο. Αν έχει πολύ μεγαλύτερη αναλογία Ουρανίου και Φθορίου, θα είχε έντονη γεωλογική δραστηριότητα (ενεργά υπέρ- ηφαίστεια). Στην Γη πριν από 250 εκατομμύρια έτη η μεγάλη ηφαιστειακή δραστηριότητα εξαφάνισε το 90% της ζωής. Η μεγάλη θέρμανση στο εσωτερικό του πλανήτη, από την ραδιενεργή διάσπαση, θα έφερνε θερμική ισορροπία ανάμεσα στον μανδύα και τον ρευστό πυρήνα, με αποτέλεσμα να μην υπήρχε συναγωγή στον μανδύα. Ο πλανήτης δεν θα είχε σημαντικό μαγνητικό πεδίο.

Όλα αυτά αποτελούν βαρόμετρο για την αναζήτηση εξωπλανητών φιλικών προς τη ζωή. Με την ανίχνευση του στοιχείου Ευρώπιο, που έχει μεγαλύτερη αναλογία από το Ουράνιο και το Φθόριο στα αστέρια, άρα ανιχνεύεται φασματικά πιο εύκολα, συμπεραίνουμε την αναλογία του Ουρανίου και του Φθορίου σε ένα αστέρι. Η αναλογία του Ευρωπίου με το Ουράνιο και το Φθόριο είναι σταθερή. Με την παραδοχή ότι οι πλανήτες ενός αστεριού έχουν παρόμοια αναλογία βαρύτερων χημικών στοιχείων με το αστέρι τους, ψάχνουμε πλέον με αυστηρότερα κριτήρια τον πλανήτη Γη 2.0

Τα Κβάζαρ ως δείκτες αποστάσεων

Τα Κβάζαρ μεταβάλλουν την λαμπρότητά τους. Έτσι πήραν και το όνομά τους (Quasar, quassi- star, ημιαστέρας). Η αύξηση της λαμπρότητας συμβαίνει όταν μεγάλη ποσότητα ύλης πέφτει στην κεντρική μαύρη τρύπα ενός γαλαξία- Κβάζαρ, από τον δίσκο προσαύξησης. Αυτό που παρατήρησαν οι αστρονόμοι είναι ότι ακολουθεί μια <ηχώ> στο υπέρυθρο. Αυτό συμβαίνει γιατί η ακτινοβολία από την <έκλαμψη>- αύξηση της λαμπρότητας θερμαίνει τον δίσκο προσαύξησης. Αυτός περιέχει πολύ σκόνη, που έτσι ακτινοβολεί στο υπέρυθρο. Η εκπομπή στο υπέρυθρο καθυστερεί έναντι της εκπομπής στο ορατό για μήνες, ακόμα και έτη, ανάλογα το μέγεθος του δίσκου προσαύξησης και την απόστασή του από την μαύρη τρύπα. 

Αυτό που έχει ενδιαφέρον είναι ότι το μέγεθος και η απόσταση του δίσκου προσαύξησης από την κεντρική μαύρη τρύπα είναι ανάλογα της μάζας και της λαμπρότητας ενός Κβάζαρ. Έτσι μετρώντας την φαινόμενη λαμπρότητα ενός γεγονότος αύξησης λαμπρότητας του Κβάζαρ και την χρονική καθυστέρηση της εκπομπής στο υπέρυθρο μπορούμε να συμπεράνουμε την απόσταση του Κβάζαρ (βρίσκουμε την απόλυτη λαμπρότητα).

ΙΟΥΝΙΟΣ 2021

Σκόνη και λευκός νάνος

Σε κάποιους λευκούς νάνους παρατηρούμε έναν δακτύλιο με σκόνη. Αυτή η σκόνη προέρχεται από διαλυμένους πλανήτες και αστεροειδείς του αστεριού. Ένα αστέρι μικρής- μεσαίας μάζας αρχικά εξελίσσεται σε ερυθρό γίγαντα και μετά, στον ασυμπτωτικό κλάδο, χάνει τα εξωτερικά του στρώματα (κυρίως από Υδρογόνο και Ήλιο). Αυτή η ύλη σχηματίζει ένα πλανητικό νεφέλωμα. Οι αστεροειδείς σε ένα τέτοιο αστέρι αποκτάνε χαοτικές τροχιές και συγκρούονται συχνά. Βέβαια πολλά πλανητικά νεφελώματα προέρχονται από αλληλεπίδραση διπλών αστεριών, αλλά πάλι από υλικό που διαφεύγει ενός ή και των 2 αστεριών, στον κλάδο των γιγάντων.

Αυτό που παρατηρούμε είναι ότι υπάρχει μια καθυστέρηση στην ανάπτυξη δακτυλίου σκόνης γύρω από λευκό νάνο. Αυτό οφείλεται στη μεγάλη επιφανειακή θερμοκρασία του (30000 Κ). Η σκόνη διαλύεται σε τέτοιες θερμοκρασίες, με αποτέλεσμα ο δακτύλιος να σχηματιστεί μόνο όταν ψυχρανθεί αρκετά ο λευκός νάνος.

Κάτι παρόμοιο θα συμβεί στο πλανητικό μας σύστημα. Ο ήλιος θα διασταλεί ως ερυθρός γίγαντας και ο Δίας θα μεταναστεύσει προς τα έξω. Οι εσωτερικοί πλανήτες θα καταστραφούν και οι αστεροειδείς θα συγκρούονται συχνά, δημιουργώντας αρκετή σκόνη.

Αν δεν υπήρχε ο μηχανισμός καταστροφής σκόνης που αναφέραμε, μάλλον τα πλανητικά νεφελώματα θα ήταν αόρατα για εμάς, και θα έλαμπαν στο υπέρυθρο.


<μαγνητικός πίδακας> σε λευκό νάνο

Σε έναν λευκό νάνο παρατηρήθηκε ένας πίδακας υλικού που οφείλεται στο μαγνητικό του πεδίο. Η γωνία του λευκού νάνου και της ροής υλικού από τον συνοδό αστέρα του μας επιτρέπει να έχουμε αυτήν την εντυπωσιακή παρατήρηση. Κανονικά η ύλη που διαφεύγει από τον συνοδό -δότη αστέρα συσσωρεύεται στον λευκό νάνο. Αυτό οδηγεί σε μια έκρηξη σουπερνόβα Ia. Όμως στο λευκό νάνο J0240, η ύλη (ή ένα μεγάλο μέρος της) που συσσωρεύει από τον ερυθρό γίγαντα συνοδό του εκτινάσσεται μακριά μέσω ενός πίδακα. Αυτό οφείλεται στο ισχυρό μαγνητικό πεδίου του ταχύτατα περιστρεφόμενου λευκού νάνου.

Γαλαξιακές μαύρες τρύπες και δορυφόροι γαλαξίες

Γνωρίζουμε ότι οι ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες (AGN) δημιουργούν πίδακες που επηρεάζουν όλη την γαλαξιακή τους γειτονιά, από δορυφόρους γαλαξίες ως τη μεσογαλαξιακή ύλη. Τώρα μια νέα μελέτη απέδειξε ότι η ικανότητα δημιουργίας αστεριών σε γαλαξίες- δορυφόρους εξαρτάται από την ευθυγράμμιση που έχουν με τον κυρίαρχο γαλαξία τους. Αν ένας νάνος γαλαξίας βρίσκεται σε (πολική) περιοχή όπου μπορεί να τον <πετύχει> ένας πίδακας από την κεντρική μαύρη τρύπα του κύριου γαλαξία, τότε ο πίδακας απομακρύνει αέριο από αυτόν, με αποτέλεσμα να περιοριστεί σημαντικά η αστρογέννηση. Αυτό συμβαίνει χωρίς ο κύριος γαλαξίας να βρίσκεται στην φάση του AGN, με την εκτίναξη ύλης και ενέργειας από τους πόλους της κεντρικής μαύρης τρύπας να είναι πολύ πιο ασθενής από τους πίδακες ενός ενεργού γαλαξιακού πυρήνα.

Μεταλλικότητα και ακτίνες Χ

Για πρώτη φορά παρατηρήθηκε διαφορά μεταλλικότητας σε περιοχές αστρογέννησης του ίδιου γαλαξία. Η μελέτη αστέρων νετρονίων και αστρικών μαύρων τρυπών στις ακτίνες Χ (που εκπέμπονται μέσω της συσσώρευσης ύλης από συνοδό αστέρα) μας έδειξε ότι υπάρχει σχέση λαμπρότητας στις ακτίνες Χ και μεταλλικότητας. Όσο πιο χαμηλή η μεταλλικότητα, τόσο πιο μεγάλη η λαμπρότητα μιας περιοχής ενός γαλαξία, στις ακτίνες Χ. Ο γαλαξίας της παραπάνω μελέτης, NGC922, εξελίχτηκε σε δακτυλιοειδή γαλαξία, λόγω αλληλεπίδρασης με νάνο γαλαξία.

Ο αστρονόμος πίσω από αυτή την ανακάλυψη είναι ο κύριος Κουρουμπατζάκης, πανεπιστήμιο Κρήτης. Οι περιοχές με διαφορά στην λαμπρότητα στις ακτίνες Χ που μελετήθηκαν περιέχουν αστέρια ηλικίας 10 εκατομμυρίων ετών. Φαίνεται η μεταλλικότητα να επηρεάζει τον σχηματισμό διπλών αστέρων εκπομπής ακτινών Χ. Γενικά γνωρίζουμε ότι η χαμηλή μεταλλικότητα ευνοεί την δημιουργία αστεριών μεγάλης μάζας.

Ένα κοσμικό χέρι

Tο νεφέλωμα από έκρηξη σουπερνόβα MSH 15-52 συγκρούεται με ένα μοριακό νέφος, το RCW 89. Το αποτέλεσμα είναι να δημιουργηθεί μια δομή που μοιάζει με ανθρώπινο χέρι! Η έκρηξη σουπερνόβα έγινε πριν από 1700 έτη. Το πολύ νεότερο νεφέλωμα σουπερνόβα Cas A, 300 ετών, θα εξελιχτεί και θα μοιάζει σαν αυτό το νεφέλωμα. Και στις 2 περιπτώσεις τα αστέρια που έδωσαν έκρηξη σουπερνόβα είχαν απωλέσει το Υδρογόνο τους, πιθανώς από επίδραση συνοδού αστέρα.

Η παράξενη αυτή δομή οφείλεται σε διαφορετικές ταχύτητες μερών του νεφελώματος σουπερνόβα που <μπαίνει> μέσα στο μοριακό νεφέλωμα. Η διαφορά ταχυτήτων οφείλεται στην ανομοιόμορφη πυκνότητα του μοριακού νεφελώματος ή της μεσοαστρικής ύλης που συνάντησε νωρίτερα το διαστελλόμενο νεφέλωμα MHS 15-25.


ΙΟΥΛΙΟΣ 2021

Παλιρροιακό ρεύμα στο Σομπρέρο

Στον γαλαξία Μ 104 παρατηρήθηκε ένα τεράστιο παλιρροιακό ρεύμα. Τέτοιες δομές παρατηρούμε και στην άλω του δικού μας Γαλαξία. Πρόκειται για απομεινάρια μικρότερων γαλαξιών που συγχωνεύτηκαν από μεγαλύτερους. Αποτελούνται από αέριο, λίγη σκόνη και αστέρια, όπως και οι γαλαξίες, και σχηματίζουν επιμήκη δομές γύρω στις γαλαξιακές άλως. Διακρίνονται από την παρόμοια κινηματική των αστεριών και του αερίου τους, και (συνήθως) από την ενισχυμένη μεταλλικότητα σε σχέση με την άλω.

Αυτές οι ροές επιβεβαιώνουν την κυρίαρχη θεωρία γαλαξιακής εξέλιξης, ότι οι γαλαξίες αφομοιώνουν μικρότερους κοντινούς τους γαλαξίες. Είναι σημαντικό να παρατηρούμε κάτι τέτοιο σε άλλο γαλαξία, εκτός τον δικό μας.


Η δημιουργία ενός magnetar

Ένα διπλό σύστημα αστέρων νετρονίων χάνει ενέργεια με την εκπομπή βαρυτικών κυμάτων. Αυτό έχει ως συνέπεια να συγκρουστούν οι 2 αστέρες νετρονίων κάποια στιγμή. Μία τέτοια σύγκρουση δίνει έναν βαρυτικό παλμό, όπως συνέβη στην GW170817, τον Αύγουστο του 2017, και μια βραχέα έκρηξη ακτινών γ (GRB). Συνήθως το αποτέλεσμα της σύγκρουσης είναι να δημιουργηθεί μια μαύρη τρύπα. Ώρες, ακόμα και ημέρες μετά το συμβάν παρατηρούμε μια λάμψη στο ορατό (afterglow), που οφείλεται στην ραδιενεργό διάσπαση ατομικών πυρήνων (ισότοπων) που δημιουργούνται κατά την σύγκρουση. Αυτή η λάμψη ονομάζεται Κιλονόβα, μοιάζει με Νόβα αλλά είναι 1000 φορές πιο λαμπρή.

Στην βραχέα έκρηξη ακτινών γ GRB 190817A, της οποίας το φως έκανε 6,7 δις έτη να φτάσει σε εμάς, δεν μετρήθηκε παλμός βαρυτικών κυμάτων όπως συνέβη στην GW17081, και η λάμψη στο ορατό ήταν πολύ ενισχυμένη. Αν και το μοτίβο έμοιαζε με σύγκρουση αστέρων νετρονίων, η ισχύς της λάμψης δεν δικαιολογείται μόνο με την ραδιενεργό διάσπαση ισοτόπων. Ένα σενάριο είναι να μην δημιουργήθηκε μαύρη τρύπα σε αυτή την συγχώνευση αστέρων νετρονίων, αλλά ένα αστέρι νετρονίων με πολύ ισχυρό μαγνητικό πεδίο (magnetar). Το μαγνητικό πεδίο δημιούργησε έναν ισχυρό μαγνητικό άνεμο που συγκρούστηκε με υλικό που εκτοξεύτηκε από την σύγκρουση των 2 αστέρων νετρονίων, ενισχύοντας την λαμπρότητα. Ο μαγνητικός άνεμος μετέφερε στροφορμή από τους 2 αστέρες νετρονίων στο υλικό, με αποτέλεσμα αυτό να θερμανθεί και να παρουσιάσει έντονη εκπομπή, ενισχύοντας την λαμπρότητα του φαινομένου.


Τα μαγνητικά πεδία καμπυλώνουν γαλαξιακούς πίδακες

Οι ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες εκτοξεύουν πίδακες ύλης σε πού μεγάλη απόσταση, πολύ μεγαλύτερη από την διάμετρο του Γαλαξία μας. Παρατηρούμε την καμπύλωση, αλλά και τον σχηματισμό διπλών δομών αυτών των πιδάκων. Μια τελευταία μελέτη έδειξε ότι αυτό οφείλεται στα μαγνητικά πεδία στον μεσογαλαξιακό χώρο. Αυτά δημιουργούνται επειδή οι πίδακες δημιουργούν ισχυρά κρουστικά μέτωπα με την μεσογαλαξιακή ύλη.


Το μεγαλύτερο τηλεσκόπιο βαρυτικών κυμάτων

Όλο και κερδίζει έδαφος μια...<κοσμική> μέθοδο μέτρησης βαρυτικών κυμάτων. Η ιδέα είναι να χρησιμοποιηθεί ένα δίκτυο από πάλσαρ. Τα πάλσαρ έχουν εξαιρετική ακρίβεια στους παλμούς τους. Αν παρακολουθούμε πολλά ταυτόχρονα, και παρατηρήσουμε μια ταυτόχρονη μεταβολή στους παλμούς μερικών από αυτούς, τότε πιθανότατα να έχουμε ανιχνεύσει βαρυτικά κύματα.

Γνωρίζουμε ότι οι παλμοί ενός πάλσαρ μπορούν να διαταραχτούν από εσωτερικές διενέργειες, αλλά δεν μπορεί να συμβεί αυτό ταυτόχρονα σε 2 ή περισσότερα πάλσαρ. Ένα ισχυρό βαρυτικό κύμα καμπυλώνει αρκετά τον χώρο ώστε να διαταράξει τους παλμούς πάλσαρ που θα συναντήσει. Η μορφή της διατάραξης έχει να κάνει με την γωνία των πάλσαρ και της πηγής των βαρυτικών κυμάτων σε σχέση με την Γη. Μπορεί να επιταχύνει ή να επιβραδύνει τον παλμό. Αυτά τα λεγόμενα σήματα NANOGrav είναι πολλά υποσχόμενα, και αυτή η μέθοδος ανίχνευσης βαρυτικών κυμάτων μπορεί να αποδειχτεί πολύ σημαντική για την ανακάλυψη και μελέτη τους.


ΑΥΓΟΥΣΤΟΣ 2021

Έκλαμψη στον Εγγύτερο του Κενταύρου

Το πιο κοντινό μας αστέρι είναι ιδιαίτερα ανήσυχο. Στις 1/5/19 παρατηρήθηκε σε αυτό μια πολύ ισχυρή έκλαμψη. Η λαμπρότητα του αστεριού αυξήθηκε κατά μόλις 0,9% στο ορατό φως, αλλά κατά 14 φορές στο υπεριώδες, και το πιο εντυπωσιακό, κατά 1000 φορές στα ράδιο και μικροκύματα.

Η διάρκεια ήταν μόλις 7 δευτερόλεπτα, αλλά στο ορατό χρειάστηκε 1 λεπτό ώστε να φτάσει το μέγιστο της λαμπρότητας. Μάλλον πρόκειται για εκπομπή (στο ορατό φως) από πλάσμα που θερμάνθηκε από την εκδήλωση της έκλαμψης.

Για πρώτη φορά παρατηρήθηκε έκλαμψη σε τόσο μεγάλο εύρος των ηλεκτρομαγνητικών κυμάτων, και προξένησε έκπληξη η μεγάλη εκπομπή στα μικροκύματα. Αυτή η έκλαμψη ήταν 100 φορές πιο ισχυρή από όσες έχουν παρατηρηθεί στον Εγγύτερο του Κενταύρου.

Η ακτινογραφία μιας μαύρης τρύπας

Η παρατήρηση της αστρικής μαύρης τρύπας V 404 Cygni στις ακτίνες Χ έδειξε την ανάπτυξη τεράστιων δακτυλίων γύρω της. Αυτοί οι δακτύλιοι προέρχονται από το αστέρι συνοδό της μαύρης τρύπας, από το οποίο συσσωρεύει ύλη. Η ύλη που συσσωρεύεται γύρω από την μαύρη τρύπα θερμαίνεται πολύ, με αποτέλεσμα η σκόνη της να λάμπει στις ακτίνες Χ.

Οι δακτύλιοι μας πληροφορούν για την σκόνη, τον ρυθμό συσσώρευσης ύλης και την μεσοαστρική ύλη ανάμεσα σε εμάς και την μαύρη τρύπα. Η συσσώρευση γίνεται σε επεισόδια και όχι ομαλά, κάτι που έχει να κάνει με την έκκεντρη τροχιά της μαύρης τρύπας και του συνοδού αστέρα της γύρω από το κοινό κέντρο βάρους τους.

Το αίνιγμα της CK Vulpeculae

Η πρώτη <Νόβα> που παρατηρήθηκε ποτέ (1670, χωρίς τηλεσκόπιο!) σημειώθηκε στον αστερισμό της Αλεπούς και τελικά δεν ήταν Νόβα. Η απότομη αύξηση της λαμπρότητας σε ένα αντικείμενο που δεν είναι ορατό με το μάτι ήταν αισθητή. Μόλις το 1990 μελετήθηκε το υπόλειμμα σε διάφορα μήκη κύματος. Αυτό που σήμερα γνωρίζουμε είναι ότι το νεφέλωμα διαστέλλεται με 2130 km/s, και η διαστολή του σε σχέση με πριν 20 χρόνια μας δίνει απόσταση 10000 έτη φωτός, 5 φορές πιο μακριά από την αρχική εκτίμηση, και απόλυτη λαμπρότητα της έκρηξης -12,4 mag, πολύ μεγάλη για Νόβα. Πιθανή αιτία της έκρηξης φωτός μπορεί να είναι είναι η συγχώνευση λευκού νάνου- καφέ νάνου.

Ο εμπλουτισμός του ηλιακού συστήματος από σουπερνόβα

Σε μια περιοχή αστρογέννησης στον Οφιούχο παρατηρήθηκε αυξημένη αναλογία του ισότοπου Al26, που οφείλεται σε χημικό εμπλουτισμό του νεφελώματος από εκρήξεις σουπερνόβα. Αυτό το ισότοπο έχει χρόνο ημιζωής 70000 έτη και πλέον δεν υπάρχει πια στο ηλιακό μας σύστημα. Όμως η ραδιενεργός διάσπασή του ήταν σημαντικός παράγοντας εσωτερικής θέρμανσης του πλανήτη μας, βοηθώντας να δημιουργηθεί ο πυρήνας σιδήρου/ νικελίου. Είναι πολύ πιθανό το νεφέλωμα που δημιούργησε τον Ήλιο και τους πλανήτες του εμπλουτίστηκε από εκρήξεις σουπερνόβα.


ΣΕΠΤΕΜΒΡΙΟΣ 2021

Μία ιδιαίτερη σουπερνόβα

 Το αντικείμενο VT 1210+4956 είναι πολύ ιδιαίτερο. Ανήκει σε έναν νάνο γαλαξία που το φως του χρειάζεται 480 εκατομμύρια έτη να φτάσει σε εμάς. Πρόκειται για μια ασυνήθιστη έκρηξη σουπερνόβα. Σε ένα διπλό σύστημα από ένα αστέρι μεγάλης μάζας και μια μαύρη τρύπα ή αστέρι νετρονίων, το τελευταίο συγχωνεύτηκε με το αστέρι. Μπήκε στο εσωτερικό του, και όταν έφτασε στον πυρήνα σημειώθηκε έκρηξη σουπερνόβα.

Το αστέρι θα εξελισσόταν σε σουπερνόβα και από μόνο του, λόγω μεγάλης μάζας. Αλλά η συγχώνευση του συνοδού- υπέρπυκνου αντικειμένου επιτάχυνε την διαδικασία. Η ξαφνική εκπομπή του αντικειμένου στα ραδιοκύματα, αλλά και στις ακτίνες Χ, οφείλεται στην παραπάνω συγχώνευση. 300 χρόνια πριν από την έκρηξη, όταν το υπέρπυκνο αντικείμενο μπήκε στην ατμόσφαιρα του αστεριού- συνοδού του, άρχισε να εκτοξεύεται ύλη από αυτό στον μεσοαστρικό χώρο. Αυτή η ύλη σχημάτισε έναν δακτύλιο γύρω από το αστέρι. Όταν το υπέρπυκνο αντικείμενο βυθίστηκε στον αστρικό πυρήνα του συνοδού του, διέκοψε την θερμοπυρηνική σύντηξη. Η βαρύτητα έκανε τον πυρήνα από το αστέρι να καταρρεύσει, όπως σε κάθε σουπερνόβα κατάρρευσης αστρικού πυρήνα (Core Collaps SN). Ακολούθησε κατάρρευση του πυρήνα, όπως στις cc SN. Τα εξωτερικά του πυρήνα στρώματα του αστεριού εκτοξεύτηκαν μέσω ενός πίδακα, με αποτέλεσμα την ξαφνική εκπομπή στις ακτίνες Χ. Η εκπομπή ραδιοκυμάτων, η μεγαλύτερης ισχύος που μετρήθηκε ποτέ σε σουπερνόβα, συνέβη όταν αυτός ο μεγάλης ταχύτητας πίδακας συγκρούστηκε με την ύλη στον δακτύλιο γύρω από το αστέρι.

Δεν βρήκα κάπου να αναφέρεται σε ποιο τύπο σουπερνόβα την κατατάσσουν (SN IIp ?), και την σχετική καμπύλη φωτός, όπως και το φάσμα (π.χ. αναλογίες Σιδήρου- Νικελίου, μάζα του ραδιενεργού 56Ni).

Η επανάληψη μιας σουπερνόβα

Όταν το φως μιας σουπερνόβα περάσει από βαρυτικό φακό, όπως ένα σμήνος γαλαξιών, πριν φτάσει στα τηλεσκόπιά μας, τότε μπορεί να δούμε πολλαπλές εικόνες του ίδιου φαινομένου, με σημαντική χρονική διαφορά. Το σμήνος γαλαξιών MACS J0138.0-2155, που το φως του κάνει 4 δις έτη να φτάσει σε εμάς, λειτούργησε ως βαρυτικός φακός για μια σουπερνόβα που η λάμψη της χρειάστηκε 10 δις έτη να μας φτάσει. Στις εικόνες του 2019 είχαν εξαφανιστεί τα 3 μικρά σημάδια που φαίνονται στις εικόνες του 2016, που σημαίνει ότι πρόκειται για παροδικό φαινόμενο, όπως μια έκρηξη σουπερνόβα, και όχι ολόκληρο γαλαξία. Αναμένουμε κάπου στο 2037 να φτάσει μια ακόμα εικόνα (κουκίδα στην εικόνα) της σουπερνόβα, από φως που έκανε μεγαλύτερη διαδρομή γύρω από τον βαρυτικό φακό, μέχρι που να το δούμε.

Έχει ενδιαφέρον πόσο ακριβείς θα βγουν οι σχετικοί υπολογισμοί των αστρονόμων

Το μυστήριο με τους νάνους γαλαξίες

Η βασική (και πιο πιστή) κοσμολογική θεωρία ΛCDM (ψυχρής σκοτεινής ύλης) προβλέπει ένα μεγάλο πλήθος νάνων γαλαξιών για κάθε μεγάλο γαλαξία. Στο αρχικό σύμπαν κάποιοι νάνοι γαλαξίες ενώθηκαν σε μεγάλους, μέσα σε μεγάλες συγκεντρώσεις σκοτεινής ύλης. Οι μεγάλοι γαλαξίες ακόμα συσσωρεύουν νάνους, όπως ο δικός μας τα Μαγγελανικά νέφη, αλλά στους περισσότερους νάνους γαλαξίες η βαρυτική επίδραση των μεγάλων γαλαξιών δεν είναι τέτοια ώστε να τους συγχωνεύσουν. Ενώ αρχικά παρατηρούσαμε λίγους νάνους κοντά στον Γαλαξία μας, αυτή η ασυμφωνία θεωρίας- παρατήρησης εξομαλύνθηκε με την ανακάλυψη πολλών (πάνω από 50 σήμερα) νάνων γαλαξιών δορυφόρων του Γαλαξία μας. Επίσης, γνωρίζουμε ότι πολλοί διάχυτοι νάνοι γαλαξίες (UDG, ultra diffuse galaxies) διαλύονται στην διάρκεια του χρόνου, ακόμα και από τις εκρήξεις σουπερνόβα στο εσωτερικό τους. Και αυτοί οι διάχυτοι νάνοι προβλέπεται να είναι η πλειοψηφία όλων των κατηγοριών νάνων γαλαξιών.

Όμως μια δεύτερη ασυμφωνία παραμένει χωρίς λύση. Η θεωρία προβλέπει ότι οι δορυφόροι γαλαξίες ενός μεγάλου γαλαξία να υπάρχουν σαν σμήνος γύρω του, χωρίς συγκεκριμένη κατανομή και κίνηση. Στον Γαλαξία μας, στον γαλαξία της Ανδρομέδας αλλά και στον Μ83 παρατηρούμε οι νάνοι- δορυφόροι να κινούνται σε ένα επίπεδο (χονδρικά σαν πλανήτες γύρω από ένα αστέρι), και οι περισσότεροι με τροχιά προς την ίδια κατεύθυνση. Η πρόβλεψη της θεωρίας οφείλεται στον κοσμικό ιστό, δηλαδή στην κατανομή των γαλαξιών στο σύμπαν στους κόμβους ενός ιστού ύλης (διάχυτο καυτό ιονισμένο Υδρογόνο) με μεγάλες σχετικά κενές περιοχές. Μία λύση που προτείνεται είναι οι γαλαξίες που έχουν τους δορυφόρους τους σε ένα επίπεδο να πέρασαν μια σημαντική συγχώνευση με άλλον γαλαξία (συγχώνευση με μικρότερο γαλαξία αλλά με μάζα σημαντικό κλάσμα της δικής τους μάζας). Μία σημαντική συγχώνευση μπορεί να αλλάξει την κατανομή της σκοτεινής ύλης γύρω από έναν γαλαξία, με αποτέλεσμα να ακολουθούν οι δορυφόροι του και να σχηματίσουν ένα επίπεδο γύρω του.