A Naprendszer meglehetősen lapos: a nagybolygók keringési síkjai és a Nap egyenlítője mind nagyjából egybeesnek. A kis égitestek többsége sem tér el nagyon ettől a közös síktól. Ez pontosan az az elrendezés, amit a keletkezési modellek jósolnak. Eszerint a Naprendszer egy forgó csillagközi felhőből alakult ki, amelyben az anyag a forgástengelyre merőleges, protoplanetáris korongba rendeződött: a korong közepén létrejött a Nap, a külsőbb tartományokból pedig a bolygók és egyéb égitestek.

Éppen ezért volt nagy meglepetés, amikor kiderült, hogy számos bolygó nagyon nagy pályahajlással kering csillaga körül, akár merőlegesen is annak egyenlítőjére. Valaminek ki kellett billentenie a csillag forgását és a bolygó keringését a közös síkból. De hogy mi lehetett, az még nem teljesen világos. A négy valószínű hipotézis a következő:

• A csillag körül keringő bolygók szorosan megközelítették egymást a múltban és kibillentették egymás pályasíkját.
• A Kozai-mechanizmus: egy távolabb keringő, nagyobb bolygó gravitációja hatására a belső égitest pályája lassan billeg ide-oda, időszakosan nagy pályahajlást eredményezve.
• A csillag maga billenhet el még fiatal korában, a mágneses tere és a protoplanetáris korong közti kölcsönhatások eredményeként.
• Vagy maga a csillag körüli korong ferdült el, amikor egy másik korongos csillag túl közel haladt el hozzá.

Ha sikerülne távolabbi bolygók pályahajlását is megmérni, akkor a lehetőségek leszűkülnének: amennyiben a protoplanetáris korong vagy a csillag billent el egymástól, akkor mindegyik bolygó hasonló eltérést mutatna. Viszont ha a bolygók közti perturbáció az ok, akkor egymástól is eltérnének azok keringési síkjai. Sajnos ennek a megfigyelése még problémákba ütközik. Jelenleg ugyanis csak fedési exobolygók pályahajlását lehetséges megmérni. Ahogy a bolygó áthalad a csillag előtt, a csillag éppen Föld felé, illetve attól elforduló féltekéjét is kitakarja. A kitakarások megfigyelésével megállapítható, hogy hogyan forog a csillag a bolygó keringéséhez képest. A módszer hátránya, hogy a távolabbi bolygókat sokkal nehezebb kimutatni, és eltérő pályahajlás mellett valószínűleg a másiktól egyáltalán nem is látunk fedéseket.

Jane Greaves (University of St. Andrews, Egyesült Királyság) és kollégái a bolygók helyett a protoplanetáris korongokat vették célba. 11 olyan csillagot választottak ki, amelyek körül a Herschel-űrtávcső képes volt felbontani a korong képét, és maguknak a csillagoknak is viszonylag pontosan meg lehetett határozni a forgástengely dőlésszögét. A csillagoknál a spektroszkópiai méréseket vetették össze modellszámításokkal, asztroszeizmológiai, vagy éppen interferometrikus eredményekkel a szög kiszámításához. A korong dőlésszögét úgy határozták meg, hogy feltételezték, hogy a korongok kör alakúak, és a lapultságuk csak a ferde rálátásból adódik. A két szög különbsége pedig megadta, hogy a csillag és a korong mennyire forognak ferdén egymáshoz képest.

Kiderült, hogy mind a tizenegy csillagnál lényegében az egyenlítő síkjában keringenek a korongok, az eltérések a tíz fokos tartományban lehetnek. Az eredmények alapján úgy tűnik, hogy a csillagok vagy a csillagok körüli korongok nem hajlamosak elbillenni egymástól. A ferdén, akár merőlegesen keringő bolygók valószínűleg csak később jönnek létre, a Kozai-mechanizmus vagy a bolyók kölcsönös, szoros megközelítése által. Ez azt is jelenti, hogy a kibillent rendszerek egyedileg fejlődnek, a bolygók távolságainak és méreteinek megfelelően. A pontos okok kimutatása, például egy távolabbi, a belső bolygót rángató másik égitest felfedezése viszont jóval több munkát fog igényelni.

Az M31 középső régiója rengeteg idős, vörös csillagnak ad otthont, mely joggal vonja maga után a kérdést: mit keresnek ott a kék csillagok? A PHAT (Panchromatic Hubble Andromeda Treasury) felmérés - melynek célja az Andromeda-galaxis különböző csillagfajtáinak feltérképezése - keretében talált rá egy Julianne Dalcaton (University of Washington) által vezetett kutatócsoport erre a szokatlan, mintegy 8 ezer tagból álló csoportosulásra, melynek ultraibolya sugárzása rendkívül intenzív. A kék csillagok tipikusan fiatalok és forrók, ezek azonban a galaxis öreg objektumokat tartalmazó központi régiójában találhatók, ezért valószínűleg olyan elfejlődött csillagokról van szó, melyek ledobták a külső rétegeiket, felfedve így a magjukat. Ezt az elméletet támasztja alá az is, hogy az M31 csillagkeletkezési területein található fiatal kék csillagoknál halványabbak és azoktól eltérő felszíni hőmérsékletűek.

Ezek az eredmények azonban újabb problémát vetnek fel, mivel a csillagok eloszlása az M31 centrumának 2600 fényévnyi környezetében megegyezik a Chandra által a dudorban azonosított röntgenkettősök eloszlásával. Ezen rendszerekben az egyik csillag anyagot szív el a kisebb kísérőjétől, az így megszerzett gáz pedig egy ún. akkréciós korongba tömörül a "tolvaj" körül. Az anyag elveszítése felfedi a kisebb csillag belső rétegeit. Ez azonban nem lehet az oka a kék csillagok kialakulásának, hiszen más nagyobb galaxisokban eddig nem tapasztaltak hasonló jelenséget.

Az egyik lehetséges magyarázat a csillagok magjában rejlik. A magasabb héliumtartalom miatt a hélium fúziója is jelentős, ez viszont magasabb hőmérsékletet igényel, ami bentről kifelé felforrósítja az atmoszférát. Phil Rosenfield (University of Washington) azonban azt a magyarázatot favorizálja, miszerint ezen csillagok nehézelem-tartalma olyan erős csillagszeleket hoz létre, amelyek már képesek lefújni a csillagok külső burkát.

A vörös óriások olyan csillagok, melyek már majdnem teljesen felélték hidrogénkészletüket és méretük a többszörösére növekedett. Felszínük lehűl, és egyre mélyebb vörös árnyalatot vesz fel, ahogy tágul. Az energiát a hidrogén és a hélium vegyes fúziójával fedezi, ami a csillag pulzálásához és a nehezebb elemek felszínre kerüléséhez vezet. Onnan eltávolodva ezek az elemek lehűlnek és porfelhőket alkotnak. Ezek a felhők elnyelik a csillag sugárzását és ezzel együtt a fotonok impulzusát, ami a gázfelhő eltávolodásához vezet. Az így indukált csillagszél nagy mennyiségű gázt képes magával ragadni. Az Andromeda-ködben található kék csillagokról azonban több anyag szökött meg, mint egy tipikus vörös óriás esetében, ezért még többet láthatunk a csillag centrumából. Még nem egészen világos, hogy ezek a csillagok miért ilyen gazdagok fémekben, a kutatócsoport azonban már dolgozik azokon a szimulációkon, melyek eldönthetik, melyik felvetés a helytállóbb.

Eközben a Hubble elkészítette a legélesebb képet, amit valaha rögzítettek az M31 központi fekete lyukának környezetéről az optikai tartományban. Bár a fekete lyuk eseményhorizontja túl kicsi ahhoz, hogy a Hubble részleteiben vizsgálni tudja, a felvételeken jól látszódik egy kék csillagokból álló csoport a fekete lyuk körül. Ezek azonban ténylegesen fiatal (körülbelül 200 millió éves) csillagok, ellentétben a PHAT elfejlődött objektumaival. Tejútrendszerükben is található egy ilyen csoportosulás az Sgr A* körül, és valószínűleg minden spirális galaxisban is jelen vannak.

A kék csillagok körül gyűrű alakban vörös csillagok találhatók, melyeket még a HST-vel fedeztek fel 1992-ben. Akkor azt hitték, hogy az Andromeda-galaxis egy kettős magú csillagváros, ez azonban csak "optika csalódás" volt, amit a vörös csillagok lassú mozgása okozott a gyűrű legtávolabbi pontján, azt a benyomást keltve, mintha nem a gyűrűnek egy részéről, hanem egy különálló struktúráról lenne szó.

Az eredményeket részletező előadás az American Astronomical Society közgyűlésén hangzott el a texasi Austinban.