Νεα 2023-2025

Νεα 2023-2025

Πληκτρολογήστε το κείμενό σας εδώ...

ΙΑΝΟΥΑΡΙΟΣ 2023

Το πιο γρήγορο αντικείμενο του Γαλαξία μας

Δεν είναι κάποιο αστέρι, αλλά μια φούσκα αερίου κοντά στο κέντρο του Γαλαξία. Η ταχύτητά της είναι στα 100.000 km/s, το 1/3 της ταχύτητας του φωτός. Περιφέρεται γύρω από την κεντρική γαλαξιακή μαύρη τρύπα σε μόλις 70 λεπτά! Είναι εντυπωσιακό που η φούσκα διατηρεί την συνοχή της κινούμενη με τέτοια ταχύτητα. Η φούσκα έγινε αντιληπτή από μία έκλαμψη στις ακτίνες Χ. Μαγνητικά φαινόμενα θερμαίνουν το αέριο της φούσκας ώστε να δημιουργηθούν εκλάμψεις στις ακτίνες Χ. . Ακολούθησε ανίχνευση της έκλαμψης στα ραδιοκύματα, όταν το αέριο ψύχθηκε αρκετά. Αυτή παρατηρήθηκε από το ALMA.  

Η σύγκρουση 2 λευκών νάνων

Η σύγκρουση- συγχώνευση 2 λευκών νάνων είναι από ότι γνωρίζουμε ο βασικός μηχανισμός των εκρήξεων SN Ia. Οι 2 λευκοί νάνοι συγχωνεύονται σε ένα σώμα, Αν η συνολική μάζα τους ξεπερνάει το όριο Chandrasekhar, σημειώνεται η παραπάνω έκρηξη χωρίς να αφήσει αστρικό υπόλειμμα. Υπάρχει όμως μια κατηγορία εκρήξεων SN Ia, [που αφήνει υπόλειμμα. Αυτές ονομάζονται SN Iax και έχουν μικρότερη λαμπρότητα από τις κλασσικές SN Ia.

Στην Κασσιόπη παρατηρήθηκε ένα πολύ αραιό νεφέλωμα, το PA 30. Μία νέα μελέτη έδειξε ότι προέρχεται από μια έκρηξη SN Iax που έγινε ορατή στην Γη το 1181 μ.Χ. Κινέζοι και Γιαπωνέζοι παρατηρητές της εποχής κατέγραψαν την εμφάνιση ενός <νέου> αστεριού με φαινόμενη λαμπρότητα σαν αυτή του Βέγκα. Μέσα στο νεφέλωμα διακρίνεται ένα παράξενο αστέρι με επιφανειακή θερμοκρασία 400.000 βαθμούς. Το φάσμα του νεφελώματος δεν δείχνει Υδρογόνο, αλλά Θείο και Αργό, και η διαστολή του συμφωνεί με την ηλικία βάση της εποχής που παρατηρήθηκε η Σουπερνόβα.

Είναι η πρώτη φορά που παρατηρείται ένα τέτοιο αντικείμενο, επιβεβαιώνοντας την θεωρία των εκρήξεων SN Iax.

Διοξείδιο του Άνθρακα

Για πρώτη φορά ανιχνεύτηκε διοξείδιο του Άνθρακα σε εξωπλανήτη. Το James Webb χάρη στον εξελιγμένο φασματογράφο του μπόρεσε να ανιχνεύσει άμεσα το αέριο στον πλανήτη WASP 39b, όταν αυτός πέρασε μπροστά από το αστέρι του. Αυτός ο πλανήτης βρίσκεται σε απόσταση 700 έτη φωτός από τη Γη. Έχει 1,3 φορές το μέγεθος του Δία και ολοκληρώνει μια περιφορά γύρω από το αστέρι του σε μόλις 4 γήινες ημέρες. Λόγω της μεγάλης εγγύτητας στο αστέρι του έχει επιφανειακή θερμοκρασία 900 C. Η ανακάλυψη διοξειδίου του Άνθρακα στην ατμόσφαιρα του πλανήτη, που αποτελείται βασικά από Υδρογόνο και Ήλιο, επιτρέπει στους αστρονόμους να βγάλουν συμπεράσματα για την αναλογία Άνθρακα και Οξυγόνο στον πλανήτη.  

Νετρίνα από μακριά 

Ο ανιχνευτής νετρίνων IceCube στην Ανταρκτική ανίχνευσε νετρίνα υψηλής ενέργειας που προέρχονται από τον σπειροειδή γαλαξία M77 το κήτος. Αυτός ο γαλαξίας σε απόσταση 47 εκατομμύρια έτη φωτός είναι μεν σπειροειδής σαν τον δικό μας, αλλά με ενεργό γαλαξιακό πυρήνα. Ανήκει στην κατηγορία Seyfert II. Γύρω από την κεντρική μαύρη τρύπα του έχει αναπτυχθεί ένας δίσκος προσαύξησης. Η μεγάλη μάζα του δίσκου δεν επιτρέπει στο υλικό του να πέσει μέσα στην μαύρη τρύπα, αλλά αυτό διατηρώντας την στροφορμή του περιφέρεται γύρω της με μεγάλη ταχύτητα. Έτσι θερμαίνεται μέσω τριβής και εκπέμπει σχετικιστική ακτινοβολία. Σε αυτόν τον τύπο ενεργού πυρήνα ο δίσκος μας κρύβει την κεντρική μαύρη τρύπα (βλέπουμε τον δίσκο από το πλάι). Όμως τα νετρίνα που εκπέμπονται από αυτήν την περιοχή μεγάλης ενέργειας δεν έχουν πρόβλημα να περάσουν μέσα από τον δίσκο και να φτάσουν ως τη Γη.     

Το υπέρυθρο του James Webb

Με το Hubble οι γαλαξίες που παρατηρούμε σε πολύ μικρή ηλικία του σύμπαντος κατατάσσονται κυρίως ως ανώμαλοι (άμορφοι). Όμως τα πράγματα είναι διαφορετικά με το James Webb. Με αυτό το τηλεσκόπιο οι γαλαξίες στο νεαρό σύμπαν εμφανίζονται σε μεγάλο βαθμό σπειροειδείς. Αυτό οφείλεται σε 2 παράγοντες. Ο πρώτος είναι ότι το Hubble παρατηρεί στο ορατό φως. Αυτό σημαίνει ότι σε τόση μεγάλη ερυθρολίσθηση λαμβάνει το υπεριώδες των μακρινών γαλαξιών, που μέχρι να φτάσει εδώ έχει αυξήσει το μήκος κύματος σε ορατό. Δηλαδή βλέπει τις περιοχές των γαλαξιών με μεγάλη ενέργεια, όπως οι περιοχές έντονης αστρογέννησης. Το James Webb παρατηρεί στο υπέρυθρο, που ήταν ορατό φως όταν ξεκίνησε από αυτούς τους μακρινούς γαλαξίες. Έτσι μπορεί να παρατηρήσει τους δίσκους των γαλαξιών, συνήθως περιοχές που εκπέμπουν βασικά στο ορατό φως. Ο δεύτερος λόγος είναι ότι για τόσο μακρινά και αμυδρά αντικείμενα δεν επαρκεί η ανάλυση του Hubble, ώστε να έχουμε μια πλήρης εικόνα. Το μακρινό σμήνος γαλαξιών που έδωσε την ευκαιρία σύγκρισης των 2 διαστημικών τηλεσκοπίων είναι το SMACS 0723.

Ο συνδυασμός των παρατηρήσεων από τα 2 διαστημικά τηλεσκόπια μας δίνει ένα καλό εύρος στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα.   

Το χρώμα του Μπετελγκέζ με μια διαφορετική αστρονομική μέθοδο

 Terra astronomy. Με αυτόν τον όρο εννοούμε την αστρονομική έρευνα με δεδομένα που βρίσκουμε στην Γη. Μπορεί να είναι η αναλογία κάποιων ισότοπων, που μας δίνουν πληροφορίες για το μοριακό νέφος όπου δημιουργήθηκε ο ήλιος. Μπορεί όμως να είναι και ιστορικά δεδομένα παρατήρησης. Ένα χαρακτηριστικό παράδειγμα είναι οι καταγραφές εκρήξεων σουπερνόβα, όπως αυτή του 1054 μ.Χ. που σήμερα παρατηρούμε το νεφέλωμά της στον Ταύρο, το νεφέλωμα του Καρκίνου. Οι ιστορικές παρατηρήσεις αυτής της σουπερνόβα μας βοηθάνε στην μελέτη της διαστολής αυτού του νεφελώματος.

Οι παρατηρήσεις του Ρωμαίου Hygenius και άλλων παρατηρητών της Μεσογείου, περιλαμβανομένου και του Πτολεμαίου τον 2ο αιώνα π.Χ. συμφωνούν με παρατηρήσεις της ίδιας εποχής από κινέζους αστρονόμους για το χρώμα του Μπετελγκέζ. Και τον αναφέρουν όλες σαν κίτρινο- πορτοκαλί. Δηλαδή να μοιάζει με τον Κρόνο. Αντίθετα, ο Αντάρης αναφέρεται και τότε σαν κόκκινος, όμοιος στο χρώμα του Άρη. Ειδικά οι Κινέζοι περιγράφουν τον Μπετελγκέζ κίτρινο, τον Αντάρη κόκκινο και τον Σείριο άσπρο. Γιατί οι αρχαίοι πολιτισμοί έβλεπαν διαφορετικό χρώμα στον Μπετελγκέζ από εμάς σήμερα?

Φαίνεται ότι ο Μπετελγκέζ εξελίχτηκε προς τα δεξιά στο διάγραμμα H/R τα τελευταία χιλιάδες χρόνια. Οι υπεργίγαντες ως εξελιγμένα αστέρια μεγάλης μάζας υπερβαίνουν μια περιοχή του διαγράμματος στον κλάδο των υπεργιγάντων που ονομάζεται κενό Hertzsprung σε μικρό σχετικά χρονικό διάστημα. Όλη η εξέλιξη των αστεριών μεγάλης μάζας είναι σύντομη, μόλις μερικών εκατομμυρίων ετών. Σε ένα διάγραμμα H/R συνήθως δεν βρίσκουμε αστέρια σε αυτό το κενό, κάτι που δείχνει την μικρή σε χρόνο παραμονή των αστεριών εκεί. Για την σχετική μελέτη τοποθετήθηκαν αστέρια με φαινόμενη λαμπρότητα από 3,3 mag στο σχετικό διάγραμμα. Μέχρι αυτή την λαμπρότητα μπορεί το ανθρώπινο μάτι να ξεχωρίσει με βεβαιότητα χρώματα στα αστέρια (μην ξεχνάμε ότι τότε παρατηρούσαν μόνο με τα μάτια τους!). Ο Αντάρης βρίσκεται πολύ περισσότερο χρόνο στην φάση του κόκκινου υπεργίγαντα από τον Μπετελγκέζ, πάντα οι άνθρωποι τον έβλεπαν κόκκινο. Το κενό από αστέρια στο διάγραμμα που αναφερόμαστε βρίσκεται ανάμεσα στον Μπετελγκέζ και τον Κανόπους. Ήδη οι Άραβες και αργότερα ο Brahe αναφέρουν τον Μπετελγκέζ πια ως κόκκινο.


ΦΕΒΡΟΥΑΡΙΟΣ 2023

Αστρικό ρεύμα στον Γαλαξία της Ανδρομέδας

Χάρη στην επισκόπηση του Dark Energy Spectoscopic Instrument (DESI) οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ένα ρεύμα αστεριών στον Γαλαξία της Ανδρομέδας. Παρόμοια αστρικά ρεύματα έχουμε ανακαλύψει στον δικό μας Γαλαξία. Η παραπάνω επισκόπηση μέτρησε τις ταχύτητες 7500 αστεριών στην εσωτερική άλω του γειτονικού μας γαλαξία. Βρέθηκαν αυτά τα αστέρια να έχουν κοινή κίνηση που μάλιστα παραπέμπει σε εξωγαλαξιακή προέλευση. Πριν από 2 δις έτη ο γαλαξίας της Ανδρομέδας συσσώρευσε έναν άλλο γαλαξία. Τα αστέρια της εσωτερικής άλως της Ανδρομέδας προέρχονται κυρίως από αυτόν τον γαλαξία. Και στον δικό μας Γαλαξία η εσωτερική άλως του αποτελείται βασικά από αστέρια που προέρχονται από άλλον γαλαξία, αλλά από συγχώνευση που συνέβη πολύ παλαιότερα, πριν από 8-10 δις έτη. Άλλη μια ομοιότητα του Γαλαξία μας με τον γαλαξία της Ανδρομέδας.


ΜΑΡΤΙΟΣ 2023

Η μεγάλη εικόνα των μακρινών αντικειμένων

Όλοι μας έχουμε θαυμάσει τις φωτογραφίες του τηλεσκοπίου James Webb που απεικονίζουν τους πιο αρχαίους γαλαξίες, με το φως να χρειάστηκε 13 δις έτη να φτάσει από εκεί μέχρι το διαστημικό τηλεσκόπιο. Όμως η σημερινή απόσταση αυτών των γαλαξιών είναι πολύ μεγαλύτερη, περίπου 40 δις έτη φωτός, λόγω της συμπαντικής διαστολής. Ακόμα και σε απόσταση 13 δις έτη φωτός το φαινόμενο μέγεθος ενός γαλαξία θα ήταν πάρα πολύ μικρό, πολύ μικρότερο από την ικανότητα ανάλυσης των ισχυρότερων τηλεσκοπίων που διαθέτουμε. Ευτυχώς η εικόνα που μας έρχεται σήμερα αντιστοιχεί στο φαινόμενο μέγεθος της εποχής που το φως έφυγε από τον όποιο μακρινό γαλαξία, που τότε ήταν πολύ πιο κοντά μας. Έτσι ένας αρχαίος γαλαξίας έχει αρκετά μεγάλο φαινόμενο μέγεθος για τα τηλεσκόπιά μας.

Το καλύτερο παράδειγμα για το παραπάνω φαινόμενο είναι οι χάρτες της κοσμικής ακτινοβολίας μικροκυμάτων υποβάθρου (CMB). Κάθε κόκκινη κουκκίδα στον χάρτη του δορυφόρου Planc (πυκνότερη περιοχή) και κάθε μπλε κουκκίδα (πιο αραιή σε ύλη περιοχή) αντιστοιχεί σε μέσο μέγεθος (χώρο) 200.000 έτη φωτός, την εποχή της εκπομπής της CMB. Αυτό το μέγεθος του χώρου (κουκκίδα στον χάρτη) στο σημερινό σύμπαν είναι πάνω από 200 εκατομμύρια έτη φωτός, λόγω της συμπαντικής διαστολής. Χώρος που ξεπερνάει κατά πολύ την διάσταση ακόμα και των μεγαλύτερων σμηνών γαλαξιών. Το φως στην CMB έχει μετατόπιση προς το ερυθρό z= 1100, που σημαίνει ότι ο χώρος στο σύμπαν μεγάλωσε κατά 1100 φορές. Αν κάθε κουκκίδα του χάρτη απεικόνιζε 200 εκατομμύρια έτη φωτός και όχι 200.000 έτη φωτός δεν θα είχαμε ανάλυση πυκνότερων- αραιότερων περιοχών στο σύμπαν, αλλά θα επικρατούσε η ομοιογένεια της μεγάλης συμπαντικής κλίμακας.   


ΑΠΡΙΛΙΟΣ 2023

Οι <χαμένες> σουπερνόβα 

Στον Γαλαξία μας θα έπρεπε να παρατηρούμε περίπου 1500 υπολείμματα (νεφελώματα) σουπερνόβα. Αυτό προκύπτει από τον αριθμό αστεριών μεγάλης μάζας που δημιουργούνται στον Γαλαξία, αλλά και την συχνότητα των εκρήξεων SN Ia. Όμως τα νεφελώματα από σουπερνόβα που παρατηρούμε είναι μόλις μερικές εκατοντάδες. Τα νεφελώματα σουπερνόβα χάνουν πολύ σύντομα την λαμπρότητά τους, και επειδή βρίσκονται κατά κανόνα στον γαλαξιακό δίσκο (περιοχή γέννησης αστεριών μεγάλης μάζας) καλύπτονται από σκόνη και αέριο. Μία νέα επισκόπηση στα ραδιοκύματα με το όνομα Australian Square Kilometre Array Pathfinder (ASKAP) φαίνεται να γεμίζει αυτό το κενό παρατήρησης. Αρχικά ένα νεφέλωμα σουπερνόβα λάμπει στις ακτίνες Χ, λόγω μεγάλης θερμοκρασίας, με αποτέλεσμα να απελευθερώνονται ηλεκτρόνια από τους ατομικούς πυρήνες του αερίου του. Μετά από μερικές δεκάδες χιλιάδες χρόνια το αέριο σε ένα τέτοιο νεφέλωμα ψύχεται αρκετά. Ακολουθεί η επανασύνδεση των ατόμων με τα ηλεκτρόνια που απελευθερώθηκαν, με επακόλουθο την ακτινοβολία επανασύνδεσης, ιδίως στα ραδιοκύματα (ουδέτερο Υδρογόνο), μέχρι να μην ξεχωρίζει πια το νεφέλωμα από το υπόβαθρο. 

ΜΑΗΟΣ 2023

Αστέρι ζόμπι

Στην Κασσιόπη υπάρχει το νεφέλωμα σουπερνόβα Pa 30. Μέσα σε αυτό φαίνεται ένα ιδιαίτερο αστέρι, που κατάφερε να επιβιώσει από την σουπερνόβα. Αυτές οι σπάνιες σουπερνόβα τύπου Iax προέρχονται από την συγχώνευση 2 λευκών νάνων. Οι 2 λευκοί νάνοι δεν διαλύονται τελείως, όπως συμβαίνει στις SN Ia, αλλά σχηματίζουν ένα πολύ καυτό αστέρι. Μην ξεχνάμε ότι οι λευκοί νάνοι αποτελούνται από εκφυλλισμένη ύλη. Το αστέρι αυτό λοιπόν ονομάζεται αστέρι του Parker και ανήκει στην κατηγορία των αστεριών Zombie. Έχει θερμοκρασία 200.000 βαθμούς και ο αστρικός του άνεμος έχει ταχύτητα 16000 km/s, ένα σημαντικό κλάσμα της ταχύτητας του φωτός. Έτσι δημιουργείται ένα ισχυρότατο κρουστικό μέτωπο με την ύλη γύρω από το αστέρι (ύλη από την έκρηξη σουπερνόβα), με αποτέλεσμα το νεφέλωμα να έχει ιδιαίτερη δομή.

Μπιζέλια του διαστήματος

Οι Green peas (αρακάς) είναι σφαιρικοί γαλαξίες με διάμετρο μόλις 5000 έτη φωτός και μάζα μόλις το 1% του δικού μας Γαλαξία. Μπορούμε να πούμε ότι είναι κάτι ανάμεσα σε νάνο γαλαξία και σε σφαιρωτό σμήνος. Πήραν το όνομά τους από το σχήμα αλλά και το χρώμα τους- τα κοντινά μας εμφανίζονται πρασινωπά. Αυτό οφείλεται στο ιονισμένο από νεαρά αστέρια Οξυγόνο τους.

Με το James Webb οι αστρονόμοι ανακάλυψαν τέτοιους γαλαξίες στο νεαρό σύμπαν, με παρόμοιο φάσμα, αλλά φυσικά πολύ χαμηλότερης μεταλλικότητας. Και φυσικά δεν είναι πράσινα, αλλά λόγω ερυθρολίσθησης τουλάχιστον κόκκινα (το James Webb παρατηρεί στο υπέρυθρο) Το παράδοξο είναι ότι και σήμερα αυτοί οι πολύ μικροί γαλαξίες παρουσιάζουν αστρογέννηση. Μάλλον εμπλουτίζονται από μεσογαλαξιακό αέριο ανανεώνοντας έτσι την πρώτη ύλη για την δημιουργία αστεριών.

Wolf- Rayet και σκόνη

Η καλύτερη εξήγηση για τα αστέρια Wolf- Rayet είναι ότι πρόκειται για εξελιγμένα αστέρια σε διπλά αστρικά συστήματα μεγάλής μάζας υπό βαρυτική αλληλεπίδραση. Φαινομενικά η εξέλιξη των Wolf- Rayet είναι σαν ένα αστέρι μεγάλης μάζας μετά την καύση του Υδρογόνου στον πυρήνα αντί να εγκαταλείψει την κύρια ακολουθία στο διάγραμμα H/R να <επανατοποθετείται> πάνω αριστερά σε αυτήν, ψηλότερα και από τα αστέρια φασματικού τύπου O. Τα αστέρια Wolf- Rayet έχουν λαμπρότητα 100.000 φορές την ηλιακή και παρουσιάζουν ισχυρές φασματικές γραμμές εκπομπής, με κυρίαρχες αυτές του στοιχείου Ήλιο, αλλά και των Άζωτο, Άνθρακα.

Σε μερικά τέτοια αστέρια παρατηρούμε να αναπτύσσεται μια σπείρα σκόνης γύρω τους. Αυτό συμβαίνει όταν αλληλοεπιδρούν οι αστρικοί άνεμοι των 2 αστεριών. Το αστέρι που έχει εξελιχτεί σε Wolf- Rayet παρασέρνει τον αστρικό άνεμο του συνοδού του, που έχει ανακατευτεί και με τον δικό του αστρικό άνεμο. Δημιουργούνται οι κατάλληλες συνθήκες σε αυτή την <ουρά> για τον σχηματισμό σκόνης. Οι αστρικοί άνεμοι των Wolf- Rayet είναι εμπλουτισμένοι σε Άνθρακα και άλλα βαρύτερα χημικά στοιχεία, απαραίτητα για την δημιουργία σκόνης. Συμβάλλουν σημαντικά στον εμπλουτισμό της μεσοαστρικής ύλης σε σκόνη.

Μία πρόκληση για αστροφωτογράφους

Δεν ξέρουμε τι είναι αυτό που βλέπουμε δίπλα στην Ανδρομέδα. Φαντάζει παράδοξο για την σύγχρονη αστρονομία, αλλά μια ομάδα ερασιτεχνών αστρονόμων ανακάλυψε μια τεράστια (στο πεδίο) δομή δίπλα στον γαλαξία της Ανδρομέδας. Με την χρήση φίλτρων Οξυγόνου (ψάχνοντας για αμυδρά άγνωστα πλανητικά νεφελώματα του Γαλαξία μας) μερικοί ανεξάρτητοι αστροφωτογράφοι (δεν πρόκειται για σφάλμα του εξοπλισμού) απεικόνισαν με τις κάμερές τους ένα τόξο που αν βρίσκεται πραγματικά δίπλα στον γαλαξία της Ανδρομέδας, έχει τεράστιες διαστάσεις. Δεν συνδέεται με καμία αστρική ροή του γειτονικού μας γαλαξία (δηλαδή αστέρια από διαλυμένο νάνο γαλαξία). Το πιο πιθανό είναι να πρόκειται για μια δομή του δικού μας Γαλαξία, απλά στο πεδίο όπου βρίσκεται η Ανδρομέδα. Δεν είναι πλανητικό (δεν είναι ορατό στο Υδρογόνο), δεν είναι υπόλειμμα σουπερνόβα (δεν φαίνεται ούτε στο υπεριώδες αλλά και ούτε στα ραδιοκύματα). Φαίνεται μόνο στο Οξυγόνο, τουλάχιστον στις φωτογραφίες όσων ερασιτεχνών προσπάθησαν να το απεικονίσουν. Περιμένουμε τα αποτελέσματα από παρατηρήσεις μεγάλων επαγγελματικών τηλεσκοπίων, ώστε να μάθουμε την απόσταση (αν είναι μέσα στον Γαλαξία μας ή όχι) και την πιθανή προέλευση του μυστηριώδες αυτού αντικειμένου.

Τα επαγγελματικά τηλεσκόπια κατά κανόνα παρατηρούνε πολύ μικρές περιοχές του ουρανού (πολύ μικρά πεδία). Έτσι μπορεί να <ξέφυγε> της προσοχής των αστρονόμων μια τόσο εκτεταμένη δομή.

Drechsler, M et al. Discovery of extensive OII emission near M31


ΙΟΥΝΙΟΣ 2023

Ένα Κβάζαρ στις ακτίνες Χ

Πρόκειται για μια αρκετά τυχαία ανακάλυψη, από δεδομένα του αρχείου του (σήμερα παροπλισμένου λόγω του πολέμου στην Ουκρανία) ρωσικού διαστημικού τηλεσκοπίου ακτινών Χ Spektr- R. Η ερυθρολίσθηση της πηγής (J0921+0007) μετρήθηκε z= 6,56, δηλαδή από την εποχή που το σύμπαν ήταν μόλις 800 εκατομμυρίων ετών. Η ύλη στον δίσκο συσσώρευσης γύρω από την κεντρική μαύρη τρύπα 250 εκατομμυρίων ηλιακών μαζών θερμαίνεται αρκετά ώστε να εκπέμπει στις ακτίνες Χ. Η πηγή ακτινών Χ επιβεβαιώθηκε και με το τηλεσκόπιο Chandra.

Το αδελφάκι της κεντρικής μαύρης τρύπας του Γαλαξία μας

Η δημιουργία υπερμεγεθών μαύρων τρυπών στα κέντρα των γαλαξιών αποτελεί ένα μυστήριο για τους αστρονόμους. Ακόμα και στο πρώιμο σύμπαν παρατηρούμε κεντρικές μαύρες τρύπες με εκατοντάδες εκατομμύρια ηλιακές μάζες. Ο πιο προφανής τρόπος ανάπτυξης αυτών είναι η συγχώνευση μαύρων τρυπών, μεγάλης και μεσαίας μάζας.

Αυτή η διαδικασία μπορεί να συμβαίνει και στον Γαλαξία μας. Κοντά στην κεντρική μαύρη τρύπα Sag A* διακρίνεται, στα ραδιοκύματα, ένα μοριακό νέφος (Tadpole- γυρίνος). Αυτό φαίνεται να παραμορφώνεται -από σφαιρικό σε επιμήκης- λόγω της περιφοράς του γύρω από ένα υπέρπυκνο αντικείμενο με 100.000 ηλιακές μάζες. Στις ακτίνες Χ διακρίνονται 3 υπέρπυκνα αντικείμενα σε αυτή τη θέση, που πιθανότατα να είναι μαύρες τρύπες μεσαίας μάζας (οι ακτίνες Χ εκπέμπονται από τους δίσκους συσσώρευσης). Δηλαδή πολύ μεγαλύτερης μάζας από αστρικές μαύρες τρύπες αλλά και πολύ μικρότερης μάζας από κεντρικές μαύρες τρύπες γαλαξιών.

Η κατάληξή τους θα είναι να συγχωνευτούν με την κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία μας.  

Το βαρύ και το ελαφρύ νερό

 Η αναλογία νερού με βαρύ νερό (H2O- HDO) είναι ο βασικός τρόπος να συγκρίνουμε το νερό της Γης με αυτό στους κομήτες και στους αστεροειδείς. Με το τηλεσκόπιο ALMA παρατηρούμε παρόμοια αναλογία σε πρωτοπλανητικούς δίσκους γύρω από νεογέννητα αστέρια. Αυτή η αναλογία είναι στη Γη 3 HDO προς 10.000 H2O, στον 67P/ Tschurjumkow-Gerasimenko 1 προς 1000 και στον πρωτοπλανητικό δίσκο του V883 Orionis, ένα αστέρι με ηλικία μόλις 500.000 έτη, 3 προς 1000.

Φαίνεται στη Γη να υπάρχει ελάττωση του ισοτόπου HDO. Κάτι ανάλογο μετράμε και σε κομήτες της ομάδας του Δία (Jupiter family comets). Μάλλον στα ουράνια σώματα που βρέθηκαν κοντά στο όριο του χιονιού στο πρώιμο ηλιακό μας σύστημα (όριο απόστασης από το αστέρι, όπου παγώνει το νερό), έλαβε χώρα μια θερμική διαδικασία ελάττωσης (thermal processing) της αναλογίας του HDO. 

Ο εντυπωσιακός Albireo

Είναι το πιο γνωστό διπλό αστέρι του ουρανού με 2 αστέρια διαφορετικού χρώματος. Ενώ τα πράγματα είναι σχετικά απλά για το μπλε αστέρι (Albireo B, φασματικού τύπου B8, 100.00 ετών, με 4 σχεδόν ηλιακές μάζες και θερμοκρασία 13000 Κ), τα πράγματα είναι πολύπλοκα για τον κόκκινο γίγαντα (Albireo A) με 5 ηλιακές μάζες. Πρόκειται ουσιαστικά για πενταπλό σύστημα. Αποτελείται από έναν ερυθρό γίγαντα (Aa) που όμως αναλύεται σε ερυθρό γίγαντα με συνοδό έναν ερυθρό νάνο (Ad). Ο ερυθρός γίγαντας φαίνεται να έχει επίσης συνοδό ένα αστέρι κυρίας ακολουθίας 2,5 ηλιακών μαζών (Ac1). Αυτό όμως φαίνεται να περιφέρεται γύρω από μια αστρική μαύρη τρύπα 5 ηλιακών μαζών (Ac2).

Έτσι έχουμε 3 αστέρια κυρίας ακολουθίας (έναν κόκκινο νάνο και 2 αστέρια μεσαίας μάζας), έναν κόκκινο γίγαντα και μια αστρική μαύρη τρύπα. Με την πάροδο του χρόνου θα εξελιχτεί ο κόκκινος γίγαντας σε λευκό νάνο, τα 2 μεσαίας μάζας αστέρια σε κόκκινους γίγαντες και μετά σε λευκούς νάνους, και σε χρόνο πολύ μεγαλύτερο από την ηλικία του σύμπαντος, ο κόκκινος νάνος σε λευκό νάνο. Δηλαδή αυτός που δεν φαίνεται με τίποτα, ο πιο ασήμαντος του συστήματος, θα είναι και ο μόνος που μετά από δις έτη θα λάμπει, έστω και αμυδρά, από το σήμερα εντυπωσιακό πενταπλό αστρικό σύστημα.

ΙΟΥΛΙΟΣ 2023

Ένας λευκός νάνος που τρέφεται με Ήλιο

Ένας λευκός νάνος, ο HP99 159 στο μεγάλο νέφος του Μαγγελάνου, παρουσιάζει ισχυρές γραμμές Ηλίου στο φάσμα του. Φαίνεται να συσσωρεύει Ήλιο από τον συνοδό του και όχι Υδρογόνο, όπως συμβαίνει στις περισσότερες περιπτώσεις αλληλεπίδρασης διπλών αστεριών. Η θεωρία των εκρήξεων SNIa προβλέπει ότι ένας λευκός νάνος συσσωρεύει υλικό (βασικά Υδρογόνο) από τον συνοδό του μέχρι να αυξήσει την μάζα του πέρα από το όριο Chandrasekhar (1,4 ηλιακές μάζες). Τότε ακολουθάει η έκρηξη SNIa, που διαλύει τελείως τον λευκό νάνο. Όμως αυτές οι σουπερνόβα έχουν ως χαρακτηριστικό τους (όπως και οι σουπερνόβα αστρικής κατάρρευσης SNIb) την απουσία Υδρογόνου στο φάσμα τους. Κανονικά θα έπρεπε να αποτυπώνεται στο φάσμα το Υδρογόνο που υπάρχει στον δίσκο προσαύξησης γύρω από τον λευκό νάνο κατά την έκρηξη.

Ο παραπάνω λευκός νάνος αποτελεί ένα μέρος της λύσης του προβλήματος. Ο αστέρας- συνοδός του έχει χάσει όλο το Υδρογόνο του και πλέον τροφοδοτεί τον λευκό νάνο με Ήλιο. Ενώ περιμένουμε να ανακαλύψουμε και άλλους λευκούς νάνους που συσσωρεύουν Ήλιο, μια πιθανή εκδοχή είναι αυτοί να καταλήγουν σε SNIax, που είναι μια πολύ ασθενέστερη έκρηξη σουπερνόβα από την κλασσική SNIa. Η τελευταία μπορεί να έχει ως βασικό μηχανισμό δημιουργίας την συγχώνευση 2 λευκών νάνων και όχι την συσσώρευση ύλης, κάτι που δικαιολογεί την απουσία Υδρογόνου.

Ο ρυθμός καύσης του Υδρογόνου που συσσωρεύεται από τον συνοδό αστέρα στην επιφάνεια ενός λευκού νάνου είναι ιδιαίτερα σημαντικός για την παραπάνω θεωρία. Αν η καύση γίνεται ομαλά τότε το Ήλιο που προκύπτει δεσμεύεται στον λευκό νάνο, αυξάνοντας την μάζα του μέχρι το κρίσιμο όριο Chandrasekhar. Αν η καύση γίνεται βίαια, ακολουθούν εκρήξεις Νόβα με συνέπεια η μάζα που συσσωρεύτηκε στον λευκό νάνο να απομακρυνθεί από αυτόν. Σε αυτήν την περίπτωση ο λευκός νάνος δύσκολα θα φτάσει το κρίσιμο όριο μάζας.    

Μία μαύρη τρύπα φτιάχνει τον γαλαξία της

Όταν συγχωνεύονται γαλαξίες αλληλοεπιδρούν βαρυτικά μεταξύ τους οι κεντρικές μαύρες τρύπες τους. Αν συγχωνεύονται 2 γαλαξίες οι κεντρικές μαύρες τρύπες τους θα συγχωνευτούν και αυτές. Όταν όμως υπάρχει και τρίτος γαλαξίας, είναι πολύ πιθανό οι μαύρες τρύπες να εκτοξευτούνε έξω από τον τελικό γαλαξία. Αυτό συμβαίνει χάρη στην βαρυτική αλληλεπίδραση των 3 σωμάτων (μαύρων τρυπών).

Κοντά στον νάνο γαλαξία RCP28 στο Κήτος οι αστρονόμοι παρατήρησαν μια <λωρίδα> αστεριών να απομακρύνεται από αυτόν. Στην κορυφή της είναι λαμπρότερη και πιο στενή, κάτι που αποκλείει να πρόκειται για πίδακα ενεργού γαλαξία. Η φασματική ανάλυση (ερυθρολίσθηση) των 2 αντικειμένων που το φως τους χρειάστηκε 5,4 δις έτη να φτάσει στην Γη, έδειξε ότι ο νάνος γαλαξίας έχει ακτίνα μόλις 4000 έτη φωτός, αλλά η λωρίδα αστεριών 200.000 έτη φωτός μήκος. Η ηλικία της <λωρίδας> εκτιμάται στα 100 εκατομμύρια έτη και η μάζα της στα 7 δις ηλιακές. Παρουσιάζει έντονη αστρογέννηση, περίπου 70 ηλιακές μάζες το έτος. Ο μηχανισμός δημιουργίας της λωρίδας εκτιμάται ως εξής. Μια μαύρη τρύπα μεγάλης μάζας που διέφυγε από τον γαλαξία μέσω βαρυτικής αλληλεπίδρασης 3 σωμάτων, 39 εκατομμύρια έτη πριν την εικόνα που παρατηρούμε σήμερα. Στην πορεία της στον μεσογαλάξιο χώρο κινείται σε μια περιοχή πλούσια σε αέριο, με αποτέλεσμα την δημιουργία αστεριών. Αυτό υποστηρίζεται από την νεαρή ηλικία των αστεριών της λωρίδας. Η μαύρη τρύπα συμπιέζει το αέριο που συναντάει, δημιουργώντας συνθήκες αστρογέννησης. Μοιάζει σαν να φτιάχνει έναν δικό της γαλαξία! 

ΑΥΓΟΥΣΤΟΣ 2023

Η μαύρη τρύπα στο Μ4

Το σφαιρωτό σμήνος Μ4 αποτελεί ένα καθαρά καλοκαιρινό αντικείμενο παρατήρησης, κοντά στον Αντάρη. Βρίσκεται σε απόσταση 7200 έτη φωτός, σχετικά κοντά μας για σφαιρωτό σμήνος. Πρόσφατα οι αστρονόμοι, βασιζόμενοι σε παρατηρήσεις 12 ετών, ανακάλυψαν μια μαύρη τρύπα μεσαίου μεγέθους. Δηλαδή με μεγαλύτερη μάζα από τις αστρικές μαύρες τρύπες αλλά και μικρότερη από τις κεντρικές μαύρες τρύπες των γαλαξιών. Η μάζα της εκτιμάται στις 800 ηλιακές, και ανιχνεύτηκε από τις κινήσεις των κοντινών της αστεριών. Τα σφαιρωτά σμήνη είναι αρχαία αντικείμενα με μεγάλη πυκνότητα σε αστέρια, κάτι που ευνοεί την ανάπτυξη μαύρων τρυπών μεσαίας μάζας.    

Γαλαξίας- μωρό πίνει το γάλα του!

Η γρήγορη ανάπτυξη των γαλαξιών στο πρώιμο σύμπαν οφείλεται και με την άμεση εισροή αερίου σε αυτούς, εκτός από τις γαλαξιακές συγχωνεύσεις. Με τα τηλεσκόπια ALMA οι αστρονόμοι απεικόνισαν μια στενή ροή ψυχρού αερίου μήκους 330.000 ετών φωτός σε έναν γαλαξία (4C 41.17), που το φως του χρειάστηκε 12 δις έτη να φτάσει μέχρι τη Γη (z =3.8). Το αέριο ανιχνεύτηκε από την μικρή ποσότητα Άνθρακα που περιέχει. Σχεδόν όλη η ύλη του αερίου αποτελείται από Υδρογόνο, και ο πολύ πιο εύκολα ανιχνεύσιμος Άνθρακας χρησιμοποιείται ως δείκτης συνολικής μάζας του αερίου.

Η παρουσία Άνθρακα και Οξυγόνου (σε μορφή CO) δείχνει ότι δεν πρόκειται για αρχέγονο αέριο του σύμπαντος. Το αέριο που συσσωρεύει ο παραπάνω γαλαξίας έχει εμπλουτιστεί χημικά μέσω αστρογέννησης, ο Άνθρακας και το Οξυγόνο παράγονται μέσα στα αστέρια. Πρόκειται για αέριο που εκτοξεύτηκε από αυτόν ή από άλλον γαλαξία κατά την βαρυτική αλληλεπίδραση γαλαξιών.          

Ένα...ελλειπτικό σφαιρωτό σμήνος

Ανάμεσα στον Τοξότη και τον Σκορπιό υπάρχει το σχετικά αμυδρό σφαιρωτό σμήνος Μ19. Πρόκειται για ένα κλασσικό σφαιρωτό σμήνος. Η βαρυτική κατάρρευση ενός γιγάντιου μοριακού νεφελώματος πριν από 12 δις έτη δημιούργησε το Μ19. Σήμερα έχει μέγεθος 70 έτη φωτός, βρίσκεται σε απόσταση 28.000 ετών φωτός από τη Γη και φιλοξενεί αστέρια με συνολική μάζα 1 εκατομμύρια ηλιακές. Η απόστασή του από το κέντρο του Γαλαξία είναι μόλις 6500 έτη φωτός. Περιφέρεται γύρω από το κέντρο του Γαλαξία σε ελλειπτική τροχιά. Λόγω της εγγύτητας στο κέντρο του Γαλαξία οι παλιρροιακές δυνάμεις παραμορφώνουν το σχήμα του σε ελλειπτικό.

Εκτός από τον αρχαίο αστρικό πληθυσμό του, το Μ19 φιλοξενεί και μερικά αστέρια νεαρότερης ηλικίας και με μεγαλύτερη μεταλλικότητα. Αυτά μάλλον τα συσσώρευσε από έναν γαλαξία που συγχωνεύτηκε με τον δικό μας πριν από 11 εκατομμύρια έτη (Kraken galaxy). Εκτιμάται ότι το 10% των σφαιρωτών σμηνών του Γαλαξία μας προέρχονται από αυτή την γαλαξιακή συγχώνευση. 

ΣΕΠΤΕΜΒΡΙΟΣ 2023

Τι θα κάνει τελικά ο Μπετελγκέζ?

Εδώ και μερικά χρόνια παρατηρούνται αυξομειώσεις στην λαμπρότητα του Μπετελγκέζ. Αυτές οφείλονται σε σκόνη που ελαττώνει το ορατό φως που φτάνει στα τηλεσκόπιά μας από το αστέρι.

Μια ομάδα αστρονόμων παρατήρησε από την καμπύλη φωτός του ότι ο Μπετελγκέζ παρουσιάζει 4 περιοδικούς παλμούς. Έχουν περίοδο 2200, 420, 230 και 185 ημέρες. Βάση του μοντέλου αστρικής εξέλιξης που ανέπτυξαν, αυτοί οι παλμοί δείχνουν ότι ο Μπετελγκέζ βρίσκεται στο τέλος της καύσης Άνθρακα στον πυρήνα του.

Μετά από την καύση Άνθρακα στον πυρήνα ενός αστεριού μεγάλης μάζας, απαιτούνται μόλις μερικές εβδομάδες να συντηχθεί και το Πυρίτιο, και ημέρες για τα υπόλοιπα χημικά στοιχεία ώστε να γεμίσει ο πυρήνας με Σίδηρο. Άρα αν είναι σωστό το μοντέλο αστρικής εξέλιξης των ερευνητών, ο Μπετελγκέζ ήδη έχει εκραγεί ως σουπερνόβα. Το φως από την έκρηξη χρειάζεται 640 έτη να φτάσει μέχρι τη Γη.

Πάντως η απόσταση αυτή δεν ανησυχεί τους αστρονόμους, για να είναι μια έκρηξη σουπερνόβα επικίνδυνη για τη Γη (ακτινοβολία γ) πρέπει να συμβεί σε απόσταση λιγότερο από 60 έτη φωτός. Σε τέτοια απόσταση δεν υπάρχει κανένα αστέρι μεγάλης μάζας, το κοντινότερο αστέρι που μπορεί να εκραγεί σε σουπερνόβα, το IK Πηγάσου, απέχει 147 έτη φωτός από εμάς.

Πηγή Saio H et al, The evolutionary stage of Betelgeuse inferred from its pulsation periods 

Μεταφορά μάζας σε διπλά αστέρια

Το ανοιχτό σμήνος NGC346 βρίσκεται στο μικρό Μαγγελανικό νέφος, σε απόσταση 210.000 έτη φωτός. Εκεί φιλοξενείται το διπλό αστέρι SSN7. Από την φασματοσκοπική ανάλυση του διπλού αστεριού οι αστρονόμοι συμπεραίνουν ότι το ένα αστέρια απορροφάει ύλη από το δεύτερο. Η ανάλυση των δεδομένων δείχνει ότι τα 2 αστέρια έχουν παρόμοια λαμπρότητα. Το ένα όμως είναι πολύ πιο θερμό, αλλά είναι και αυτό με την μικρότερη μάζα.

Αυτό δείχνει ότι στην φάση του ερυθρού γίγαντα η διαστολή του ήταν αρκετή ώστε ο συνοδός του να του απορροφήσει ύλη. Δηλαδή τα εξωτερικά στρώματα του γίγαντα έφτασαν κοντά στον συνοδό του. Έτσι ο γίγαντας σε περίπου 100.000 έτη θα έχει απωλέσει το εξωτερικό του στρώμα από Υδρογόνο. Το πιο εσωτερικό του στρώμα αποκαλύπτεται σταδιακά και είναι φυσικά μεγαλύτερης θερμοκρασίας, έτσι είναι ήδη το πιο καυτό αστέρι στο σύστημα. Ενώ αρχικά το αστέρι που εξελίχτηκε σε γίγαντα είχε την μεγαλύτερη μάζα από τα 2 αστέρια του συστήματος, σήμερα το αστέρι με την μεγαλύτερη μάζα είναι ο συνοδός του.

Ο γίγαντας θα εξελιχτεί σε αστέρι Wolf- Rayet πριν καταλήξει σε αστρική μαύρη τρύπα. Η αστρική μαύρη τρύπα θα περιφέρεται γύρω από το άλλο αστέρι του συστήματος. Όταν και αυτό εξελιχτεί σε ερυθρό γίγαντα θα απωλέσει μάζα προς την μαύρη τρύπα, θα εξελιχτεί και αυτό σε Wolf- Rayet και μετά σε μαύρη τρύπα.  

Η αναπνοή των γαλαξιών

Εδώ και αρκετά χρόνια οι αστρονόμοι έχουν τα μέσα να παρατηρούν την εισροή και εκροή αερίου από τους γαλαξίες. Γύρω από έναν τυπικό γαλαξία υπάρχει το περιγαλάξιο αέριο (cirumgalactic gas). Αυτό το αέριο αποτελεί την πηγή τροφοδοσίας ύλης για δημιουργία αστεριών στους γαλαξίες. Το αέριο εισέρχεται με σχετικά ομαλό ρυθμό στην γαλαξιακή άλως, και ένα μέρος του φτάνει στον δίσκο, συμπυκνώνεται και δημιουργεί μοριακά νεφελώματα. Η αρχική προέλευση αυτού του αερίου είναι η μεσογαλάξια ύλη -αέριο (intergalactic medium). Το αέριο αυτό δεν <ανήκει> βαρυτικά σε κανένα γαλαξία, υπάρχει παντού ανάμεσα στους γαλαξίες ενός σμήνους και είναι πολύ πιο αραιό από το περιγαλάξιο αέριο.

Οι αστρονόμοι παρατηρούν μια εκροή αερίου από τους γαλαξίες που σχετίζεται με τις εκρήξεις σουπερνόβα των μεγάλης μάζας αστεριών, τους αστρικούς ανέμους νεαρών αστεριών και τους πίδακες των κεντρικών γαλαξιακών μαύρων τρυπών. Το αέριο αυτό είναι εμπλουτισμένο σε βαρύτερα χημικά στοιχεία, σε σχέση με το μεσογαλάξιο αέριο. Αρχικά έχει μεγάλη θερμοκρασία, κοντά στο 1 εκατομμύρια βαθμούς, μεγαλύτερη από το μεσογαλάξιο αέριο (τυπική θερμοκρασία μερικές εκατοντάδες χιλιάδες βαθμοί). Συμπυκνώνεται ξανά γύρω από τον γαλαξία από όπου προήρθε, δηλαδή δεν διαφεύγει από το βαρυτικό του πεδίο (βασικά από το βαρυτικό πεδίο της σκοτεινής ύλης). Αυτό έχει ως αποτέλεσμα να ελαττώνεται η θερμοκρασία του αερίου που διέφυγε του γαλαξία κάτω από αυτή του μεσογαλάξιου αερίου, κοντά στους 10.000 βαθμούς. Σαν περιγαλάξιο αέριο ξαναπέφτει στον γαλαξία.

Όταν διακοπεί αυτός ο κύκλος, δηλαδή ελαττωθεί η εκροή αερίου λόγω υποβάθμισης των παραγόντων δημιουργίας της, άρα και η εκ νέου εισροή του αερίου, διακόπτεται και η δημιουργία νέων αστεριών. 

ΟΚΤΩΒΡΙΟΣ 2023

Τα πάλσαρ ως τηλεσκόπια

Η ανακάλυψη βαρυτικών κυμάτων από την συγχώνευση αστρικών μαύρων τρυπών είναι πια ρουτίνα για τους αστρονόμους. Η ανακάλυψη βαρυτικών κυμάτων από τη συγχώνευση 2 γαλαξιακών κεντρικών μαύρων τρυπών, με εκατομμύρια ηλιακές μάζες η καθεμία, είναι μια άλλη υπόθεση. Η βασική διαφορά στην δυνατότητα ανίχνευσης βαρυτικών κυμάτων της πρώτης με της δεύτερης περίπτωσης είναι ότι ενώ η συχνότητα στα βαρυτικά κύματα από συγχώνευση αστρικών μαύρων τρυπών είναι της τάξης των μερικών εκατοντάδων Hertz, τα βαρυτικά κύματα από συγχώνευση γαλαξιακών κεντρικών μαύρων τρυπών έχουν συχνότητα δισεκατομμυριοστά του Hertz, που μεταφράζεται σε μια μόλις ταλάντωση (ένα σήμα) σε χρονικό διάστημα ετών. Αυτό έχει να κάνει με το μέγεθος των 2 παραπάνω ειδών των μαύρων τρυπών. Οι κεντρικές γαλαξιακές μαύρες τρύπες διανύουνε μεγάλες τροχιές η μία γύρω από την άλλη στη φάση συγχώνευσης. Έτσι οι σημερινοί ανιχνευτές βαρυτικών κυμάτων δεν μπορούν να <πιάσουν> ένα τέτοιο σήμα.

Η φύση όμως μας δίνει μια άλλη δυνατότητα. Τα πάλσαρ έχουν εξαιρετική ακρίβεια στους παλμούς τους, και πολλά από αυτά τα μελετάμε εδώ και δεκαετίες. Αν έχουμε μια φυσική συστοιχία από πάλσαρ (πάλσαρ στην σειρά στην γραμμή θέασής μας) και μπορέσουμε να μετρήσουμε μια διαταραχή της συχνότητας των πάλσαρ της συστοιχίας, είναι δυνατό να αντιστοιχίσουμε αυτό το σήμα με συγχώνευση κεντρικών μαύρων τρυπών. Είναι μια πολύπλοκη διαδικασία όπου μεταξύ άλλων πρέπει να υπολογιστεί και η διαφορετική γωνία κάθε πάλσαρ προς τη Γη μας. Τα ραδιοτηλεσκόπια που συμμετέχουν σε αυτή την αναζήτηση, μεταξύ των οποίων και το τεράστιο κινέζικο FAST, πέτυχαν μια μέτρηση που αποτελεί ένδειξη (όχι ακόμα απόδειξη) συγχώνευσης γαλαξιακών κεντρικών μαύρων τρυπών.

Οι γαλαξιακές συγχωνεύσεις, και οι συγχωνεύσεις των κεντρικών μαύρων τρυπών τους, είναι διαδικασίες δις ετών. Αλλά συμβαίνουν σε όλα τα γαλαξιακά σμήνη, έτσι δεν είναι και τόσο σπάνια γεγονότα.

Οι φούσκες του Γαλαξία μας

Από το 2010 μας είναι γνωστές οι φούσκες του Fermi (από τον ομώνυμο δορυφόρο), 2 λοβοί ακτινών γ μήκους 29000 και μέγιστου πλάτους 20000 ετών φωτός, κάθετοι στο γαλαξιακό επίπεδο. Το 2020 οι αστρονόμοι ανακάλυψαν τις πιο εκτεταμένες φούσκες του eROSTITA, από τον ομώνυμο δορυφόρο ανίχνευσης ακτινών Χ, με μήκος και μέγιστου πλάτος 45000 έτη φωτός. Φαίνεται να υπάρχει κοινή προέλευση των 2 ζευγαριών φουσκών, οι πρώτες βρίσκονται μέσα στις δεύτερες. Η προέλευσή τους δεν είναι κάποια δραστηριότητα της κεντρικής μαύρης τρύπας του Γαλαξία μας (πίδακες τύπου Κβάζαρ), αλλά πυκνές σε χώρο και χρόνο εκρήξεις σουπερνόβα, από πρόσφατο επεισόδιο εντατικής αστρογέννησης. Δηλαδή πριν εκατομμύρια έτη η συμπύκνωση νεφελωμάτων μοριακού αερίου είχε ως αποτέλεσμα την εντατική δημιουργία αστεριών, άρα και αρκετών αστεριών μεγάλης μάζας. Οι εκρήξεις σουπερνόβα των αστεριών μεγάλης μάζας δημιούργησαν τις φούσκες με καυτό αλλά και αραιό αέριο.

Αυτό αποδεικνύεται από την αυξημένη μεταλλικότητα του αερίου στις φούσκες (αυξημένο Νέον και Μαγνήσιο σε σχέση με το Οξυγόνο). Τα όριο των φουσκών αποτελούν κρουστικά κύματα από την σύγκρουση του αερίου τους με την γαλαξιακή άλω. Αυτός είναι και ο μηχανισμός εκπομπής των ακτινών Χ και γ που μετρήσανε οι παραπάνω δορυφόροι.

Οι μπλε...λευκοί νάνοι

Το 97% των αστεριών του Γαλαξία μας θα τερματίσουν την εξέλιξή τους ως λευκοί νάνοι. Όταν ένα αστέρι έχει αρκετή μάζα (συγκρίσιμη με την μάζα του ήλιου) και μόλις έχει εξελιχτεί σε νέο λευκό νάνο (απώθησε τα εξωτερικά του στρώματα πρόσφατα, αποκαλύπτοντας τον πυρήνα του), η μεγάλη επιφανειακή του θερμοκρασία το κάνει να είναι μπλε. Από τους 73000 περίπου γνωστούς λευκούς νάνους μόλις οι 63 είναι μπλε, με θερμοκρασία πάνω από 60000 Κέλβιν. Λιγότερο από το 0,1% του συνόλου!

Η θερμοκρασία (χρώμα) ενός λευκού νάνου μας δείχνει και την ηλικία του, αν μπορούμε να μετρήσουμε την μάζα του. Υπάρχει καλά καθορισμένη αναλογία μάζας λευκού νάνου- αρχικού αστεριού, η μάζα του αρχικού αστεριού μας δίνει και την ηλικία που έφτασε πριν εξελιχτεί σε λευκό νάνο. Επίσης μπορούμε να υπολογίσουμε τον χρόνο ψύξης από μπλε σε λευκό νάνο. Ιδιαίτερο ενδιαφέρον έχουν οι λευκοί νάνοι που βρίσκονται ακόμα σε πλανητικά νεφελώματα (πριν αυτά διαλυθούνε), και αυτοί σε διπλά αστρικά συστήματα.

ΝΟΕΜΒΡΙΟΣ 2023

2 Τρόποι δημιουργίας πλανητών

Οι αέριοι γίγαντες, όπως ο Δίας και ο Κρόνος, δημιουργούνται βασικά με έναν τρόπο. Ένας πρωτοπλανήτης από συσσώρευση σκόνης αυξάνει την μάζα του σε 10 φορές την μάζα της Γης, μέσω συσσώρευσης ύλης από τον πρωτοπλανητικό δίσκο. Τότε μπορεί να συσσωρεύσει αρκετό αέριο ώστε να σχηματιστεί ένας αέριος γίγαντας πλανήτης, με μέχρι 13 φορές τη μάζα του Δία (ή περίπου 5000 γήινες μάζες). Αυτό ο τρόπος δημιουργίας αέριων γιγάντων έχει παρατηρηθεί πολλές φορές σε πρωτοπλανητικά συστήματα. Πρόσφατα οι αστρονόμοι ανακάλυψαν στο αστέρι V 960 Monocerotis ότι μπορεί να δημιουργηθούν αέριοι γίγαντες με άλλη διαδικασία. Με την βοήθεια του ALMA παρατήρησαν την δημιουργία σπειρών στον πρωτοπλανητικό δίσκο. Στις σπείρες αυτές θα καταρρεύσουν περιοχές άμεσα σε γιγάντιους αέριους πλανήτες, χωρίς το στάδιο του πρωτοπλανήτη από στερεό υλικό.

Ίσως με αυτόν τον δεύτερο τρόπο να δημιουργούνται οι γιγάντιοι πλανήτες με πολλές φορές τη μάζα του Δία, κοντά στην μικρότερη μάζα για καφέ νάνο. Πάντα ήταν ένα πρόβλημα το πως προλάβαινε ένας βραχώδης πρωτοπλανήτης να συσσωρεύει τόσο αέριο στον πρωτοπλανητικό δίσκο ώστε να αποκτήσει μέχρι και 13 φορές τη μάζα του Δία, στην σύντομη διάρκεια ζωής του πρωτοπλανητικού δίσκου.  

Η μεταλλικότητα βλάπτει τους πλανήτες;

Μία πρόσφατη έρευνα έδειξε κάτι που ακούγεται παράξενο. Τα παρόμοιας μάζας με τον ήλιο μας αστέρια που έχουν μεγάλη μεταλλικότητα (αφθονία βαρύτερων χημικών στοιχείων) είναι πιο θερμά από αυτόν και παρουσιάζουν σημαντική εκπομπή στο υπεριώδες UV- B. Αυτή η υπεριώδης καταστρέφει το Όζον στην ατμόσφαιρα ενός πλανήτη, με αποτέλεσμα να διεισδύει ως την επιφάνειά του. Και για την ζωή, όπως την γνωρίζουμε στη Γη, η υπεριώδης ακτινοβολία είναι βλαβερή. Τα αστέρια, πάντα με 1 ηλιακή μάζα, με μικρότερη μεταλλικότητα είναι κατά 500 βαθμούς πιο ψυχρά από τον ήλιο. εκπέμπουν κυρίως UV -C. Αυτή αλληλοεπιδράει στην πλανητική ατμόσφαιρα με το Οξυγόνο και παράγει Όζον.

Τα παραπάνω αποτελούν νέα κριτήρια για την αναζήτηση εξωπλανητών με περιβάλλον φιλικό προς την ανάπτυξη ζωής. 

Λευκός νάνος παριστάνει το πάλσαρ

Tο διπλό σύστημα AR Scorpii αποτελείται από έναν λευκό νάνο και έναν αστέρι μικρής μάζας τύπου Μ5. Περιφέρονται γύρω από το κοινό κέντρο βάρους τους κάθε 214 λεπτά. Η μικρή περίοδος περιφοράς δείχνει ότι η απόσταση ανάμεσα στα 2 αστέρια είναι τόσο μικρή, ώστε να μεταφέρεται μάζα από τον συνοδό προς τον λευκό νάνο. Ο τελευταίος παρουσιάζει παλμούς κάθε 2 λεπτά, όμοιους με τους παλμούς ενός πάλσαρ (εκπομπή σχετικιστικής ακτινοβολίας). Οι πάλσαρ (αστέρια νετρονίων) περιστρέφονται πολλές φορές το δευτερόλεπτο. Έτσι έχουν και ανάλογη συχνότητα παλμών. Είναι πολύ μικρότεροι από τους λευκούς νάνους και απέκτησαν τεράστια στροφορμή κατά την βαρυτική κατάρρευση του αστεριού που τους δημιούργησε. Ο λευκός νάνος που μας απασχολεί εδώ περιστρέφεται σε 2 δευτερόλεπτα, ενώ τυπικά οι λευκοί νάνοι έχουν περίοδο περιστροφής ωρών ως και ημέρες. Η περιστροφή του μπορεί να επιταχύνθηκε από την συσσώρευση μάζας από τον συνοδό του (μεταφορά στροφορμής).

Οι αστρονόμοι δεν έχουν καταλήξει ακόμα στον μηχανισμό δημιουργίας των παλμών. Τα πάλσαρ έχουν ισχυρότατο μαγνητικό πεδίο, που αποτελεί τον μηχανισμό εκπομπής σχετικιστικής ακτινοβολίας, κάτι που δεν δικαιολογείται σε λευκό νάνο. Πρέπει να έχει να κάνει με τη αλληλεπίδραση των 2 αστεριών του συστήματος (την μεταφορά μάζας). Το καλό νέο είναι ότι βρέθηκε και δεύτερος λευκός νάνος- πάλσαρ, ο J1912-44. Έτσι οι αστρονόμοι μπορούν να μελετήσουν καλύτερα αυτό το παράξενο φαινόμενο μερικών λευκών νάνων.    

ΔΕΚΕΜΒΡΙΟΣ 2023

Σκονισμένες σουπερνόβα

Ένα από τα θέματα συζήτησης για το διαστημικό τηλεσκόπιο James Webb, όταν ήταν ακόμα στο στάδιο της κατασκευής, αφορούσε την ιδιότητά του να παρατηρεί στο υπέρυθρο. Αυτό βασικά θα του έδινε την δυνατότητα να παρατηρεί τους μακρινούς γαλαξίες, που το φως τους φτάνει σε εμάς κυρίως στο υπέρυθρο. Για αυτόν τον λόγο έπρεπε να ... εξοριστεί 1,5 εκατομμύρια χιλιόμετρα μακριά από τη Γη, στο σημείο L2, ώστε να μην έχει σημαντικές παρεμβολές από την υπέρυθρη ακτινοβολία τη ίδιας της γης.

Όμως ακόμα και στο κοντινό μας σύμπαν, η ευαισθησία του στο υπέρυθρο αποδεικνύεται πολύ σημαντική. Για παράδειγμα, οι αστρονόμοι με την χρήση του Webb ανακάλυψαν την σκόνη γύρω από 2 υπολείμματα σουπερνόβα στον γαλαξία NGC6946 στον Κηφέα. Οι εκρήξεις σουπερνόβα έγιναν ορατές στη Γη το 2004 η πρώτη και το 2017 η δεύτερη. Πριν από αυτή την ανακάλυψη σκόνη σε σουπερνόβα είχε παρατηρηθεί μόνο στην πιο κοντινή μας τα τελευταία εκατοντάδες χρόνια, στο μεγάλο Μαγγελανικό νέφος, από την έκρηξη του 1987. Η μάζα της σκόνης σε κάθε μία από τα παραπάνω υπολείμματα σουπερνόβα εκτιμάται στις 5000 φορές τη μάζα της Γης. Για σύγκριση, το ηλιακό μας σύστημα περιέχει 10 φορές μικρότερη μάζα σε στερεή ύλη, όπως αυτή που κυριαρχεί στη Γη μας.

Για να σχηματιστεί η σκόνη στα υπολείμματα των σουπερνόβα πρέπει αυτά να ψυχθούν αρκετά. Όμως με την πάροδο του χρόνου διαστέλλονται και αραιώνουν σημαντικά, κάτι που δυσκόλευε μέχρι τώρα στην ανακάλυψη της σκόνης στα χιλιάδες απομεινάρια από τις γνωστές μας εκρήξεις σουπερνόβα σε άλλους γαλαξίες. Η εκπομπή της σκόνης στο μεσαίο υπέρυθρο δεν διαπερνάει την ατμόσφαιρα της Γης, αποκλείοντας όλα τα επίγεια τηλεσκόπια από μια τέτοια παρατήρηση.    

Γυροχρονολόγηση

Σε ένα αστρικό σμήνος όλα τα αστέρια έχουν παρόμοια ηλικία. Έτσι μπορούμε να συμπεράνουμε την ηλικία ενός σμήνους από το σημείο αποκοπής στην κύρια ακολουθία του διαγράμματος H/R. Δηλαδή παρατηρούμε τα αστέρια ενός σμήνους που εξελίσσονται σε ερυθρούς γίγαντες. Όσο πιο μικρής μάζας είναι, τόσο πιο μεγάλη ηλικία έχει το σμήνος. Αντίθετα, η εκτίμηση της ηλικίας μεμονωμένων αστεριών αποτελεί μια πρόκληση για τους αστρονόμους. Τα αστέρια με παρόμοια μάζα με την ήλιο μας μεταβάλλουν την λαμπρότητά τους ελάχιστα σε δις έτη. Η απουσία Λιθίου μας δείχνει ότι το αστέρι δεν είναι νεαρό, αλλά δεν βοηθάει ιδιαίτερα για μεγαλύτερες αστρικές ηλικίες. Ο εμπλουτισμός της αστρικής επιφάνειας από βαρύτερα χημικά στοιχεία αποτελεί δείκτη ηλικίας, αλλά εξαρτάται και πολύ από την αρχική μεταλλικότητα του αστεριού.

Μία σημαντική παράμετρο αποτελεί η περιστροφή του αστεριού. Ένα αστέρι ελαττώνει την ταχύτητα περιστροφής του με την πάροδο του χρόνου. Τα σωματίδια που εκπέμπονται από ένα αστέρι μέσω του αστρικού ανέμου αλληλοεπιδρούν με το μαγνητικό πεδίο του. Έτσι μεταφέρεται σε αυτά στροφορμή από το αστέρι. Αυτός ο μηχανισμός επιβράδυνσης της περιστροφής ενός αστεριού ονομάζεται μαγνητική πέδηση (magnetic braking). Αυτό βοήθησε ώστε οι αστρονόμοι σήμερα να έχουν στην διάθεσή τους πίνακες με την ταχύτητα περιστροφής ανά αστρική ηλικία και φασματικό τύπο.

Για το καλιμπράρισμα αυτής της μεθόδου μέτρησης αστρικής ηλικίας χρησιμοποιήθηκαν αστέρια σε σμήνη, που είδαμε ότι μπορούμε να εκτιμήσουμε την ηλικία τους από το διάγραμμα H/R, ώστε να διασταυρώσουμε την εκτίμηση ηλικίας με την γυροχρονολόγηση. Ακόμα, τα αστέρια σε διπλό σύστημα αλλά με μεγάλη μεταξύ τους απόσταση βοηθάνε στο καλιμπράρισμα της μεθόδου. Τα διπλά αυτά αστέρια δεν αλληλοεπιδρούν ώστε να επηρεάσει το ένα την εξέλιξη του άλλου. Έτσι μπορούμε να μελετάμε 2 αστέρια ίδιας ηλικίας αλλά πολλές φορές αρκετά διαφορετικής μάζας.

Η μέθοδος της γυροχρονολόγησης δεν έχει τελειοποιηθεί ακόμη. Δεν μπορεί να εφαρμοστεί σε αστέρια μικρής μάζας και μεγάλης ηλικίας, και δεν είναι σαφής η εξάρτηση της αστρικής περιστροφής από την μεταλλικότητα του αστεριού. 

2024

ΙΑΝΟΥΑΡΙΟΣ 2024

Kepler 444 

Στο αρχαίο πολλαπλό αστρικό σύστημα Kepler 444 με ηλικία 11 δις έτη έχουμε ανακαλύψει 5 πλανήτες. Όλοι οι πλανήτες είναι μικρότεροι από τη Γη μας και περιφέρονται του αστεριού (μικρότερης μάζας από τον ήλιο μας) σε λίγες μέρες, έχουν δηλαδή πολύ εσωτερικές τροχιές.

Το αστέρι έχει 2 συνοδούς κόκκινους νάνους. Η αρχική εκτίμηση ήταν ότι περιφερόντουσαν γύρω από το αστέρι σε απόσταση μόλις 5 AU. Αν αυτό συνέβαινε πραγματικά, δεν θα είχαν δημιουργηθεί οι πλανήτες γύρω από το αστέρι. Ο πρωτοπλανητικός δίσκος θα δεχόταν έντονες διαταραχές από τη διέλευση των 2 κόκκινων νάνων, κυριολεκτικά θα κοβόταν στη μέση.

Τελικά παρατηρήσεις με μεγαλύτερο βάθους χρόνου έδειξαν ότι οι 2 κόκκινοι νάνοι περιφέρονται σε απόσταση 23 AU από το αστέρι. Η δημιουργία μικρών πλανητών σε στενές τροχιές ήταν δυνατή στο σύστημα, αλλά όχι και η δημιουργία μεγαλύτερων γιγάντων και παγωμένων πλανητών πέρα από το όριο του χιονιού στον πρωτοπλανητικό δίσκο.

Ένα αστέρι στο κέντρο του Γαλαξία

Τελευταία οι αστρονόμοι που μελετάνε το κέντρο του Γαλαξία μας αντιμετωπίζουν ένα παράδοξο. Ανακαλύπτουν αστέρια μικρής ηλικίας πολύ κοντά στο κέντρο του Γαλαξία. Οι ισχυρές παλιρροιακές δυνάμεις αλλά και η θέρμανση του αερίου από την ακτινοβολία του δίσκου προσαύξησης της κεντρικής μαύρης τρύπα του Γαλαξία δεν επιτρέπουν στο μοριακό αέριο να καταρρεύσει βαρυτικά σε αυτήν την περιοχή, ώστε να σχηματιστούν αστέρια.

Σε απόσταση 1 παρσεκ από την κεντρική μαύρη τρύπα υπάρχουν αστέρια με ηλικία 1- 10 εκατομμυρίων ετών. Η πιο πιθανή εξήγηση είναι αυτά τα αστέρια να ανήκαν σε σμήνη αστεριών που διασπάστηκαν λόγω των παλιρροιακών δυνάμεων της κεντρικής μαύρης τρύπας. Αυτά τα σμήνη δημιουργήθηκαν σε απόσταση ασφαλείας από την κεντρική μαύρη τρύπα, αλλά βίωσαν <μακαρονοποίηση>, δηλαδή τεντώθηκαν τόσο ώστε να διαφύγουν μεμονωμένα αστέρια από αυτά προς το γαλαξιακό κέντρο.

ΦΕΒΡΟΥΑΡΙΟΣ 2024

Ο πίδακας του Μ87

Ο γαλαξίας Μ87 είναι ένας ενεργός γαλαξίας, γνωστό για την απεικόνιση της κεντρικής μαύρης τρύπας του. Πρόσφατα οι αστρονόμοι ανακάλυψαν την ύπαρξη ενός ενδεκαετούς κύκλου μετάπτωσης του πίδακα της κεντρικής μαύρης τρύπας του. Όπως σε κάθε ενεργό γαλαξία, η μεγάλη συσσώρευση ύλης στον δίσκο προσαύξησης γύρω από τη κεντρική μαύρη τρύπα έχει ως αποτέλεσμα την δημιουργία πιδάκων κάθετα στο επίπεδο του δίσκου. Ο πίδακας του Μ87 που παρατηρούμε από τη Γη φαίνεται να μεταβάλλει περιοδικά την γωνία του κάθε 11 έτη. Αυτό το φαινόμενο προβλέπεται αν θεωρήσουμε ότι η κεντρική μαύρη τρύπα περιστρέφεται. Πρόκειται για ένα χαρακτηριστικό αποτέλεσμα πολυετής παρατήρησης ουράνιου αντικειμένου, με παρατηρήσεις μικρής χρονικής περιόδου δεν θα μπορούσαν οι αστρονόμοι να φτάσουν σε μια τέτοια ανακάλυψη.  

Αστέρι- εισβολέας στο κέντρο του Γαλαξία μας

Το αστέρι SO-6 βρίσκεται μόλις 0,04 έτη φωτός μακριά από την κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία μας. Σε αυτή την περιοχή οι συνθήκες αποκλείουν την δημιουργία αστεριών. Οι έντονες παλιρροιακές δυνάμεις κοντά στη ν κεντρική μαύρη τρύπα του Γαλαξία δεν επιτρέπουν σε τμήματα νεφελωμάτων να καταρρεύσουν βαρυτικά σχηματίζοντας αστέρια. Μετά από 8 έτη παρατηρήσεων οι αστρονόμοι κατέληξαν ότι αυτό το αστέρι ανήκε σε νάνο γαλαξία που συσσωρεύτηκε στον Γαλαξία μας. Το φάσμα του αστεριού δεν ταιριάζει με αστέρια του γαλαξιακού πυρήνα, αλλά μοιάζει με αυτό των αστεριών των Μαγγελανικών νεφών. Αυτό το αστέρι ταξίδεψε πολλές δεκάδες χιλιάδες έτη φωτός για να <βουτήξει> προς το κέντρο του Γαλαξία μας.

Sn 1987A μετά από 37 έτη

Με την χρήση του τηλεσκοπίου James Webb επιβεβαιώθηκαν γραμμές εκπομπής πολύ ιονισμένου Αργού και Θείου, από το κέντρο του νεφελώματος της έκρηξης SN 1987A, στο μεγάλο νεφέλωμα του Μαγγελάνου. Για την εκπομπή των παραπάνω φασματικών γραμμών απαιτείται θερμοκρασία εκατομμυρίων βαθμών. Ένας αστέρας νετρονίων μπορεί να δημιουργήσει τέτοιες συνθήκες στο νεφέλωμα, με τον πολύ ισχυρό του άνεμο. Σε αυτό συμβάλλει η επιτάχυνση σωματιδίων λόγω της ταχύτατης περιστροφής του. Έτσι έστω και έμμεσα επιβεβαιώθηκε ο αστέρας νετρονίων ως απομεινάρι της έκρηξης σουπερνόβα. Το νεφέλωμα της σουπερνόβα είναι ακόμη πολύ πυκνό σε αέριο και σκόνη, παρόλο που διαστέλλεται με 10000 km/s, με αποτέλεσμα να μην μπορεί να ανιχνευτεί άμεσα ο αστέρας νετρονίων. 

Η επαναλαμβανόμενη Νόβα TCrB

Όταν ένας λευκός νάνος απορροφάει ύλη (Υδρογόνο) από συνοδό αστέρα, αυτή συσσωρεύεται στην επιφάνειά του. Η μεγάλη πυκνότητα του λευκού νάνου δημιουργεί τις συνθήκες εκρηκτικής θερμοπυρηνικής σύντηξης αυτής της ύλης με τον κύκλο σύντηξης CNO. Αυτό το φαινόμενο, που συνοδεύεται με αύξηση της λαμπρότητας του λευκού νάνου, ονομάζεται Νόβα. Ένα μεγάλο μέρος από το Ήλιο που παράγεται διαφεύγει από τον λευκό νάνο, αλλά γενικά αυξάνει την μάζα του με αυτόν τον τρόπο μέχρι να φτάσει το όριο Chandrasekhar. Ακολουθεί μια έκρηξη SNIa.

Αρχικά οι Νόβα σε έναν λευκό νάνο επαναλαμβάνονται μετά από μεγάλο χρονικό διάστημα. Σε μερικές Νόβα παρατηρούμε τις επαναλαμβανόμενες εκρήξεις λαμπρότητας, και τις ονομάζουμε επαναλαμβανόμενες (recurrent nova). Αυτές είναι και πιο κοντά, ως εξέλιξη του λευκού νάνου, στην έκρηξη σουπερνόβα. Η Νόβα TCrB παρατηρήθηκε τα έτη 1787, 1866 και 1946. Αν αναλογιστούμε ότι επαναλαμβάνεται κάθε 80 έτη, αναμένουμε την επόμενη έκρηξη το 2026.

Η λαμπρότητα της Νόβα έφτασε τα 2 mag την τελευταία φορά. Ένα ανεξήγητο φαινόμενο προειδοποιεί τους αστρονόμους για την επικείμενη Νόβα. Παρατηρείται, όπως και πριν την τελευταία έκρηξη, μια ομαλή αύξηση λαμπρότητας του λευκού νάνου τα τελευταία έτη. Η αύξηση φτάνει τα 1,4 mag στο κυανό (High state). Εμφανίζονται γραμμές ισχυρού ιονισμού που δεν είχαν παρατηρηθεί παλαιότερα. Ένα χρόνο πριν την Νόβα του 1946 παρατηρήθηκε μια ελάττωση της λαμπρότητας στο ορατό (pre eruption dip), άλλο ένα ανεξήγητο φαινόμενο. Το ίδιο συνέβη τον Φεβρουάριο- Μάρτιο 2023. Το χρονικό βάθος των παρατηρήσεων στην αστρονομία πολλές φορές αποκαλύπτει φαινόμενα που ακόμη δεν μπορούμε να εξηγήσουμε. Από τα παραπάνω μπορούμε να συμπεράνουμε ότι έρχεται η Νόβα, ίσως και μέσα στο 2024!

ΜΑΡΤΙΟΣ 2024

Που φτάνει η κεφαλή του αλόγου

Η κεφαλή του Ίππου (Αλόγου) στον Ωρίωνα είναι ένα σκοτεινό νεφέλωμα σε απόσταση 1400 έτη φωτός. Πιέζεται από το νεφέλωμα εκπομπής IC434. Τα σκοτεινά νεφελώματα κρύβουν τα αστέρια που βρίσκονται πίσω τους. Βρίσκονται μέσα σε μοριακά νεφελώματα και είναι οι μόνες περιοχές στο σύμπαν όπου μπορούν να δημιουργηθούν αστέρια. Η ύλη σε αυτά είναι μοριακή με πολύ σκόνη. Ανάμεσα στην κεφαλή του Ίππου και το ιονισμένο νεφέλωμα εκπομπής υπάρχει μια λεπτή ζώνη με ατομικό ουδέτερο αέριο. Ενώ το σκοτεινό νεφέλωμα και το νεφέλωμα εκπομπής εκτείνονται για αρκετά έτη φωτός, αυτή η ζώνη έχει πάχος μόλις 0,01 έτος φωτός. Μία στενή ζώνη διεπαφής ανάμεσα σε ιονισμένο και μοριακό αέριο.

Το νεφέλωμα εκπομπής απεικονίζεται καλύτερα στο Hα ενώ το σκοτεινό νεφέλωμα από την εκπομπή του CO. Ο ιονισμός του νεφελώματος αποδίδεται σε αστέρια μεγάλης μάζας. Η επίδραση της διαστολής του νεφελώματος εκπομπής στο μοριακό νεφέλωμα μπορεί να είναι η συμπύκνωση όπως στην περίπτωση της κεφαλής του αλόγου ή να το διαλύσει, καταστέλλοντας την αστρογέννηση. Συνήθως σε ένα μοριακό νεφέλωμα συμβαίνουν τοπικά και οι δύο περιπτώσεις. 

Πως να φτιάξετε Τελλούριο

Πριν από έναν χρόνο περίπου, στις 7 Μαρτίου 2023, το τηλεσκόπιο ακτινών γ ανίχνευσε μία μακράς διάρκειας έκρηξη. Η GRB230307A είχε διάρκεια 200 δευτερόλεπτα (οι μικρής διάρκειας έχουν μόνο μερικά δευτερόλεπτα). Παρατηρήθηκε από επίγεια τηλεσκόπια μια έκρηξη κιλονόβα που συνδέεται με την παραπάνω έκρηξη (έκλαμψη) στις ακτίνες γ. Αυτές οι εκρήξεις προέρχονται από την συγχώνευση 2 αστέρων νετρονίων. Ανάμεσα στα χημικά στοιχεία με μεγάλο ατομικό αριθμό που παράγονται σε μια τέτοια έκρηξη ανιχνεύτηκε και το Τελλούριο. Το νεφέλωμα της κιλονόβα, που περιέχει πολύ λιγότερη μάζα από αυτό μιας σουπερνόβα, ψύχθηκε πολύ γρήγορα λόγω ταχύτατης διαστολής.

Το ιδιαίτερο στην υπόθεση είναι ότι η κιλονόβα απέχει 120.000 έτη φωτός από τον Γαλαξία όπου ανήκαν οι 2 αστέρες νετρονίων. Οι εκρήξεις σουπερνόβα είναι ασύμμετρες, με αποτέλεσμα να μετακινούν τα αστρικά υπολείμματα (στην περίπτωσή μας αστέρια νετρονίων) δίνοντάς τους μια ώθηση. Αυτή η ώθηση επαρκούσε ώστε οι 2 αστέρες νετρονίων να αποκτήσουν ταχύτητα διαφυγής από τον γαλαξία. Μετά από 1 δις έτη συγχωνεύτηκαν πολύ μακριά από τον γαλαξία τους.

Το κύπελο του Γαλαξία

  Από το κέντρο του Γαλαξία μας εκτείνονται για μερικές εκατοντάδες έτη φωτός και κάθετα στο επίπεδο 2 δομές καυτού ιονισμένου αερίου (ανιχνεύονται στις ακτίνες Χ), οι <καμινάδες> (galactic chimneys). Αυτές βρίσκονται μέσα στις πολύ πιο εκτεταμένες φούσκες Φέρμι (ακτίνες γ). Το CO είναι το δεύτερο σε αναλογία μόριο στο σύμπαν, μετά το μοριακό Υδρογόνο, Με την παραδοχή μιας αναλογίας H2/CO η εκπομπή του μας βοηθάει στην ανίχνευση του μοριακού Υδρογόνου.

Οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ένα <κύπελο> με στενή βάση και μεγάλο άνοιγμα από μοριακό αέριο να περιβάλλει την Νότια καμινάδα. Μέσα του διακρίνονται δομές αστάθειας Reyleight- Taylor [ου παραπέμπουν σε επίδραση κρουστικού μετώπου. Τέτοιες δομές παρατηρούμε και επίγεια, για παράδειγμα στο γάλα που πέφτει μέσα στον καφέ). Η αναλογία 12C/13C για την κεντρική περιοχή του Γαλαξία μας είναι κοντά στο 30, κάτι που συμφωνεί με τον Άνθρακα στο κύπελο. Στην γειτονιά του ήλιου αυτή η αναλογία είναι στο 60. Το ύψος του κυπέλου φτάνει τα 400 έτη φωτός. Κάτι παράξενο είναι ότι ενώ η ταχύτητα του αραιού καυτού αερίου στην καμινάδα (εκροή από το γαλαξιακό κέντρο) είναι 100 km/s, η ταχύτητα του αερίου στο κύπελο είναι σχεδόν μηδενική! Μάλλον το πυκνό γαλαξιακό κέντρο ασκεί έντονη βαρυτική επίδραση και δεν αφήνει το πυκνό μοριακό αέριο να διαφύγει.

Ανάλογη δομή έχουμε παρατηρήσει μόνον σε γαλαξίες με μεγάλη αστρογέννηση στην κεντρική τους περιοχή ή σε ενεργούς γαλαξιακούς πυρήνες. Μάλλον πρόκειται για απομεινάρι μοριακού αερίου από επεισόδιο έντονης αστρογέννησης πριν από 30 εκατομμύρια έτη.  

ΑΠΡΙΛΙΟΣ 2024

Ένα παράξενο πάλσαρ

Σε απόσταση 4500 έτη φωτός, στον αστερισμό Sextans, βρίσκεται το πάλσαρ PRSJ1023+0038. Πρόκειται για έναν αστέρα νετρονίων με μεγάλη ταχύτητα περιστροφής που έχει για συνοδό σε στενή τροχιά ένα αστέρι κυρίας ακολουθίας. Το υλικό που απορροφάει από αυτό συσσωρεύεται σε ένα δίσκο γύρω από το πάλσαρ. Εδώ και δέκα χρόνια το πάλσαρ παρατηρείται συστηματικά από τους αστρονόμους. Παρουσιάζει δραστήριες περιόδους με εκπομπή ακτινών Χ και υπεριώδης ακτινοβολίας, αλλά και περιόδους ηρεμίας με εκπομπή ραδιοκυμάτων. Η εναλλαγή από δραστήρια σε ήρεμη περίοδο γίνεται σε δευτερόλεπτα ως λεπτά της ώρας. Ο μηχανισμός πίσω από αυτό το φαινόμενο είναι ο άνεμος από σωματίδια μεγάλης ενέργειας που εκπέμπει το πάλσαρ. Αυτός αλληλοεπιδράει με το αέριο που απορροφάει το πάλσαρ από το αστέρι- συνοδό. Η θέρμανση του αερίου μέσω του ανέμου σωματιδίων από το πάλσαρ έχει ως συνέπεια την εκπομπή ακτινών Χ και υπεριώδης ακτινοβολίας. Μόλις αραιώσει το αέριο μέσω αυτής της διαδικασίας, έχουμε την περίοδο ηρεμίας με εκπομπή μόνο στα ραδιοκύματα

Σουπερνόβα σε βαρυτικό φακό

Με το διαστημικό τηλεσκόπιο Jame Webb μπόρεσαν οι αστρονόμοι να εντοπίσουν μια σουπερνόβα μέσω βαρυτικού φακού. Ανήκει στον γαλαξία MRG- M0138 με βαρυτικό φακό το σμήνος MACS J0138. Το φως ταξίδεψε για 10 δις έτη από εκεί μέχρι να φτάσει στο διαστημικό τηλεσκόπιο. Είναι η δεύτερη σουπερνόβα του συγκεκριμένου γαλαξία που απεικονίστηκε μέσω βαρυτικού φακού. Ενώ η πρώτη απεικονίστηκε από το Hubble το 2026, οι αστρονόμοι την ανακάλυψαν μόλις το 2019 μελετώντας σχετικά αρχεία. Έτσι δεν υπήρχε η δυνατότητα <ζωντανής> μελέτης της εξέλιξης αυτής της σουπερνόβα. Η δεύτερη σουπερνόβα (5/12/23) παρουσίασε διπλό είδωλο. Το φάσμα της μας δείχνε ότι πρόκειται για SN Ia, δηλαδή έκρηξη λευκού νάνου. Δεν συνδέεται με την σουπερνόβα του 2016. Οι αστρονόμοι αναμένουν να παρουσιαστεί και άλλο είδωλο την σουπερνόβα το 2035. Δηλαδή το φως της να φτάσει μέσα από άλλη διαδρομή (πάλι λόγω του βαρυτικού φακού) στα τηλεσκόπια.  

Επαναλαμβανόμενα FRBs (Fast radio bursts)

Τα FRBs είναι μεγάλης έντασης <αστραπές> ραδιοκυμάτων. Διαρκούν μόλις χιλιοστά του δευτερολέπτου αλλά εκλύουν ενέργεια όση ο εκπέμπει συνολικά ήλιος μας σε μία ημέρα. Η πηγή τους θεωρείται βασική η συγχώνευση αστέρων νετρονίων. Από αυτά ελάχιστα (2 από συνολικά 1000 δείγματα) επαναλαμβάνονται (repeaters). Συγκεκριμένα, το FRB 190520 με ερυθρολίσθηση z=0,24 παρουσιάζει επαναλαμβανόμενα επεισόδια <αστραπών> στα ραδιοκύματα. Βρίσκεται σε έναν νάνο γαλαξία με έντονη αστρογέννηση. Έτσι ο μηχανισμός της συγχώνευσης αστέρων νετρονίων δεν μπορεί να είναι ο μόνος για την δημιουργία FRBs. Πιθανών και οι μάγνεταρ, αστέρες νετρονίων με ισχυρότατο μαγνητικό πεδίο, να ενεργοποιούν αυτές τις <αστραπές>. Ένα πιθανό σενάριο είναι αυτές οι επαναλαμβανόμενες FRB να δημιουργούνται με την αλληλεπίδραση του μαγνητικού πεδίου ενός μάγνεταρ με αστέρι συνοδό του σε στενή τροχιά.  

ΜΑΗΟΣ 2024

Πολλαπλός βαρυτικός φακός

Ο βαρυτικός φακός Abell 3842 μας παρουσιάζει το είδωλο από γαλαξίες σε 3 διαφορετικά μέρη του σύμπαντος. Οι γαλαξίες N1- N4 είναι οι πιο λαμπροί του σμήνους Abell 3824 και έχουν ερυθρολίσθηση z= 0,099. Ο γαλαξίας A είναι το είδωλο ενός 4 φορές πιο μακρινού από το σμήνος γαλαξία με z= 1,24 και το μπλε τόξο Β στην εικόνα ανήκει σε έναν γαλαξία που έχει z= 0,41.

https://d3i71xaburhd42.cloudfront.net/a4cbd3477358b1a23be1995fc25e79df28891586/3-Figure1-1.png

Χωρίς διπλά αστέρια

Γνωρίζουμε ότι στην κεντρική περιοχή του Γαλαξία μας, όχι μακριά από την κεντρική μαύρη τρύπα με μάζα 4,3 εκατομμύρια φορές την μάζα του ήλιου, δημιουργήθηκαν αρκετά αστέρια μεγάλης μάζας. Τα 16 αστέρια μεγάλης μάζας που μελετάμε εκεί έχουν ηλικία μόνο μερικών εκατομμυρίων ετών, αφού τα αστέρια μεγάλης μάζας δεν <ζουν> περισσότερο. Έτσι δεν θα μπορούσαν να έχουν μεταναστεύσει από αλλού προς το εσωτερικό του Γαλαξία, θα χρειαζόντουσαν πολύ περισσότερο χρόνο. Αυτά τα αστέρια που ονομάζονται S είναι τα πιο γρήγορα του Γαλαξία μας, μιας και κινούνται γύρω από το κέντρο του με μεγάλη ταχύτητα σε ελλειπτικές τροχιές.

Αυτό που παρατηρούν οι αστρονόμοι είναι ότι πολύ λίγα αστέρια κοντά στην κεντρική μαύρη τρύπα έχουν συνοδό. Οι έντονες παλιρροιακές δυνάμεις από την κεντρική μαύρη τρύπα οδηγεί τα διπλά αστρικά συστήματα στην συγχώνευση των αστεριών (πιθανός τρόπος δημιουργίας των αστεριών μεγάλης μάζας S) ή στην μεταξύ τους απομάκρυνση. Όλα δείχνουν ότι γενικά τα αστέρια δημιουργούνται σε πολλαπλά συστήματα. Αν θα παραμείνουν διπλά ή θα διαχωριστούν έχει να κάνει με τον μεταξύ τους βαρυτικό δεσμό και τις παλιρροιακές δυνάμεις που θα ασκηθούν στο σύστημα. Η γειτονιά της κεντρικής μαύρης τρύπας δεν ευνοεί τα διπλά αστέρια.   

Αλλαγή συνοδού

Ένας αστέρας νετρονίων μέσα στο σφαιρωτό σμήνος NGC1851 φαίνεται να άλλαξε συνοδό! Πρόκειται για το millisecond pulsar PRSJ0514-4002E. Περιστρέφεται κάθε 5,6 χιλιοστά του δευτερολέπτου γύρω από τον άξονά του, στα όρια της διατήρησης της βαρυτικής του συνοχής. Τα πάλσαρ αποκτάνε ταχύτητα περιστροφής χιλιοστών του δευτερολέπτου όταν απορροφάνε υλικό από έναν συνοδό (κυρίως αστέρι κύριας ακολουθίας ή ερυθρό γίγαντα) με αποτέλεσμα να κερδίζουν στροφορμή. Έτσι επιταχύνεται πολύ η περιστροφή τους. Βέβαια δεν μπορούν να περιστρέφονται τόσο γρήγορα ώστε η ταχύτητα στην επιφάνειά τους να ξεπερνάει την ταχύτητα του φωτός.

Το συγκεκριμένο πάλσαρ έχει μάζα 1,53 ηλιακές και ο συνοδός του 2,35 ηλιακές μάζες. Όμως ο συνοδός του είναι ένα υπέρπυκνο αντικείμενο, αστέρι νετρονίων ή μαύρη τρύπα. Διαφορετικά θα είχε εντοπιστεί φασματοσκοπικά από τους αστρονόμους, πρόκειται για στενό διπλό σύστημα. Το millisecond pulsar πρέπει να απέκτησε την στροφορμή του από ένα αστέρι κυρίας ακολουθίας ή ερυθρό γίγαντα. Το πυκνό αστρικό περιβάλλον του σφαιρωτού σμήνους επιτρέπει την βαρυτική αλληλεπίδραση ανάμεσα σε αστέρια που δεν έχουν δημιουργηθεί ως σύστημα. Έτσι το πάλσαρ άλλαξε συνοδό! Με την βαρυτική αλληλεπίδραση 3 σωμάτων ο παλιός συνοδός του εκδιώχτηκε και στην θέση του μπήκε ο καινούργιος. Μάλιστα ο νέος συνοδός του είναι στα όρια του μεγάλης μάζας αστέρα νετρονίων ή μικρής μάζας αστρική μαύρη τρύπας, δεν υπάρχει ακόμη τρόπος να γνωρίζουμε τι από τα 2 ισχύει.