Embedded Files
Ποια η επεξεργασία των εικόνων του Hubble; +
Ποια η επεξεργασία των εικόνων του Hubble; +
Ο μηχανισμός που αντιλαμβάνεται τα χρώματα ο άνθρωπος, αποτελείται από φωτοευαίσθητους ανιχνευτές, υποδοχείς του ματιού που αντιδρά ο καθένας σε φως συγκεκριμένου εύρους μήκους κύματος. Στην συνέχεια το οπτικό νεύρο στέλνει την πληροφορία στον εγκέφαλο, ο οποίος παράγει τα χρώματα.
Την διαδικασία αυτή μιμείται και ο άνθρωπος κατά την παραγωγή μιας αστροφωτογραφίας μέσα από μεγάλα τηλεσκόπια. Στην περίπτωση του τηλεσκοπίου Hubble υπάρχουν δύο κάμερες, η Advanced Camera for Surveys (ACS) και η Wide Field Camera 3 (WFC3). Οι δύο αυτές κάμερες μπορούν να συνδυαστούν και δίνουν εικόνες εξαιρετικής ποιότητας, σε ένα μεγάλο φάσμα μηκών κύματος.
Οι φωτογραφίες που παίρνουμε είναι κατά κύριο λόγο ασπρόμαυρες, αλλά μπορεί να είναι και στα διαφορετικά φίλτρα. Μπορούμε δηλαδή με την χρήση κάποιας κάμερας, να πάρουμε φωτογραφία σε συγκεκριμένο φίλτρο (συγκεκριμένο εύρος μήκους κύματος). Την κάθε φωτογραφία (του κάθε εύρους μήκους κύματος) μπορούμε να την παραστήσουμε με ένα χρώμα από τα βασικά (μπλε, πράσινο, κόκκινο), όπου ο συνδυασμός τους μας δίνει όλα τα χρώματα. Η σύνθεση όλων των φωτογραφιών (του ενός χρώματος η κάθε μία) μας δίνει μια πολύχρωμη τελική απεικόνιση.
Περαιτέρω πληροφορίες:
https://el.wikipedia.org/wiki/%CE%A7%CF%81%CF%8E%CE%BC%CE%B1
https://www.nasa.gov/content/goddard/hubble-space-telescope-science-instruments
https://esahubble.org/projects/fits_liberator/stepbystep/
Τι είναι η θεωρία του Πολυσύμπαντος; +
Τι είναι η θεωρία του Πολυσύμπαντος; +
Τι είναι το “πολυσύμπαν”;
Στην απλούστερη μορφή της, η θεωρία του Πολυσύμπαντος υποθέτει ότι το “σύμπαν” μας αποτελεί μονάχα ένα κομμάτι μιας πολύ μεγαλύτερης συλλογής, που αποτελείται από πολλά “σύμπαντα”, με παρόμοιες ή διαφορετικές ιδιότητες με το δικό μας.
Ίσως μια αναλογία θα ήταν βοηθητική εδώ. Θα μπορούσαμε να φανταστούμε τα “συστατικά” του πολυσύμπαντος, σαν τις φουσκάλες του νερού που βράζει. Κάθε φουσκάλα αποτελεί το δικό της σύμπαν. Οι φουσκάλες μπορεί να είναι όμοιες ή και να διαφέρουν. Ακόμα, και ίσως πιο συναρπαστικά, θα μπορούσαν να αλληλεπιδράσουν η μία με την άλλη.
Μέχρι στιγμής αυτό που περιγράφουμε είναι μάλλον μια “ιδέα”, παρά μια φυσική θεωρία. Για να μετατραπεί η ιδέα του Πολυσύμπαντος σε θεωρία χρειάζεται ένας καλά θεμελιωμένος φυσικός μηχανισμός που να εξηγεί τη δημιουργία και εξέλιξη του Πολυσύμπαντος, καθώς και συγκεκριμένες, παρατηρήσιμες προβλέψεις, ώστε να μπορεί να ελεγχθεί. Τη στιγμή που γράφονται αυτές οι γραμμές, μάλλον καμία από τις δύο προϋποθέσεις δεν έχει τόσο γερές βάσεις.
Πως δημιουργείται;
Υπάρχουν πολλές δυνατές θεωρίες για τη δημιουργία του Πολυσύμπαντος. Οι πιο διαδεδομένες σχετίζονται με τη θεωρία του κοσμικού πληθωρισμού, την κβαντική κοσμολογία (και κυρίως την ερμηνεία των “Πολλών κόσμων” της κβαντομηχανικής) και τη θεωρία χορδών.
Με απλά λόγια, η ερμηνεία των “πολλών κόσμων” λέει ότι κάθε φορά που πραγματοποιείται κάποια κβαντική μέτρηση, συμβαίνουν όλες οι πιθανές εκδοχές, κάθε μία σε ένα διαφορετικό σύμπαν.
Όσον αφορά τις άλλες δύο περιπτώσεις, η βασική ιδέα είναι παρόμοια: Έστω ότι υπάρχουν στο “σύμπαν” διάφορα βαθμωτά πεδία (όπως το πεδίο Χιγκς για παράδειγμα, ή το υποθετικό inflaton που σχετίζεται με τον κοσμικό πληθωρισμό) τα οποία έχουν διάφορα σημεία ελάχιστης ενέργειας. Θεωρητικά, καθώς κάθε πεδίο προσπαθεί να φτάσει στο σημείο ελάχιστης ενέργειας του, “δημιουργεί” ένα διαφορετικό και ξεχωριστό σύμπαν. Αυτά μπορεί να μοιάζουν με το δικό μας ή μπορεί να έχουν τελείως διαφορετικές ιδιότητες (φυσικές σταθερές & νόμους).
Η ύπαρξη πολλών διαφορετικών μοντέλων αποτελεί ένδειξη ότι ακόμα δεν έχουμε κατανοήσει πλήρως τις θεωρίες που ήδη αναφέρθηκαν, αλλά και την ιδέα του πολυσύμπαντος γενικότερα. Οπότε οφείλουμε να ξεκαθαρίσουμε ότι μιλάμε περισσότερο για υποθέσεις, παρά για κάποια ευρέως αποδεκτή προσέγγιση.
Πιθανότητες παρατήρησης;
Όσον αφορά τις πιθανότητες παρατήρησης, δυστυχώς οι προοπτικές είναι εξίσου απαισιόδοξες.
Θεωρητικά, οι υποστηρικτές της ιδέας αναφέρουν ότι τα διαφορετικά σύμπαντα θα μπορούσαν να αλληλεπιδράσουν, είτε να “συγκρουστούν”, είτε απλώς να υπάρξει κάποια βαρυτική αλληλεπίδραση. Με βάση αυτήν την υπόθεση υπήρξαν στο παρελθόν προβλέψεις για πιθανές ενδείξεις στη κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου, οι οποίες ωστόσο δεν παρατηρήθηκαν.
Από την άλλη οι επικριτές της ιδέας υποστηρίζουν ότι τα πολυσύμπαντα είναι εξαρχής κάτι μη παρατηρήσιμο, ή ισοδύναμα ότι η ευελιξία στις προβλέψεις είναι τόσο μεγάλη, όπου τα πολυσύμπαντα θα μπορούσαν να ικανοποιήσουν οποιαδήποτε μελλοντική παρατήρηση με κατάλληλη επιλογή παραμέτρων.
Σε κάθε περίπτωση, αυτό που μπορούμε να πούμε με βεβαιότητα είναι ότι μέχρι στιγμής δεν υπάρχει κάποια παρατηρησιακή ή πειραματική ένδειξη για την επιβεβαίωση κάποιας από τις θεωρίες του Πολυσύμπαντος.
Περαιτέρω διάβασμα:
Για μία υποστηρικτική άποψη: “Cosmology for the Curious” by Perlov & Vilenkin
Για μία κριτική προσέγγιση:
επιμέλεια: Χάρης Τζερεφός
Θα μπορέσει ο άνθρωπος στο μακρινό μέλλον να αποικίσει το γαλαξία ή άλλους γαλαξίες; +
Θα μπορέσει ο άνθρωπος στο μακρινό μέλλον να αποικίσει το γαλαξία ή άλλους γαλαξίες; +
Αν λάβει κανείς υπόψη τις τεράστιες αποστάσεις στο Σύμπαν, εξού και ο όρος αστρονομικές αποστάσεις, με μια γρήγορη σκέψη, η απάντηση θα είναι αρνητική. Για παράδειγμα μία από τις ταχύτερες διαστημικές αποστολές, το New Horizons, χρειάστηκε περίπου 10 χρόνια για να φτάσει στο νάνο πλανήτη Πλούτωνα. Αυτό που ορίζουμε ως σύνορο του ηλιακού μας συστήματος, η ηλιόπαυση, βρίσκεται περίπου τέσσερις φορές πιο μακριά από ότι ο Πλούτωνας. Άρα υπολογίζεται ότι το New Horizons θα φτάσει εκεί μετά από ένα ταξίδι διάρκειας περίπου 40 ετών.
Αν αναλογιστούμε τις αποστάσεις άλλων αντικειμένων, συγκριτικά η ηλιόπαυση είναι σε πολύ μικρή απόσταση. Σκεφτείτε ότι το κοντινότερο άστρο στον Ήλιο, ο Εγγύτατος του Κενταύρου, βρίσκεται περίπου 2 χιλιάδες φορές πιο μακριά από ότι η ηλιόπαυση! Αν το New Horizons κατευθυνόταν προς τα εκεί, θα χρειαζόταν περίπου 80 χιλιάδες χρόνια για να φτάσει.
Συνεχίζοντας σε μεγαλύτερες αποστάσεις, η ακτίνα του Γαλαξία μας είναι 12.500 φορές μεγαλύτερη από την απόσταση του Εγγύτατου του Κενταύρου. Οπότε συμπεραίνουμε ότι με βάση τις αστρονομικές αποστάσεις και τα τεχνολογικά δεδομένα της εποχής, όχι μόνο δεν φαίνεται να είναι εφικτό να αποικίσουμε άλλους γαλαξίες στο μέλλον, αλλά πιθανότατα δεν θα μπορέσουμε να αποικίσουμε ούτε πλανήτες κοντά σε άλλο άστρο του δικού μας Γαλαξία.
Το σύμπαν είναι άπειρο ή πεπερασμένο; Και αν είναι πεπερασμένο, πόσο μεγάλο είναι; ++
Το σύμπαν είναι άπειρο ή πεπερασμένο; Και αν είναι πεπερασμένο, πόσο μεγάλο είναι; ++
Το ορατό σε εμάς σύμπαν είναι σίγουρα πεπερασμένο. Αυτό είναι συνέπεια της πεπερασμένης ταχύτητας του φωτός και του πεπερασμένου χρόνου που αυτό ταξιδεύει. Τώρα η γενικότερη γεωμετρία του σύμπαντος είναι λίγο πιο μπερδεμένη υπόθεση, και στην πραγματικότητα δεν την ξέρουμε.
Με βάση τις παρατηρήσεις μας, πιστεύουμε ότι το Σύμπαν είναι ομογενές και ισοτροπικό (δηλαδή παρόμοιο σε όποιο σημείο κι αν είμαστε, και προς όποια κατεύθυνση κι αν κοιτάξουμε).
Οι συμμετρίες αυτές οδηγούν σε τρία πιθανά σενάρια για τη καμπυλότητα* του Σύμπαντος, και τελικά το μέγεθός του: α) θετική καμπυλότητα, β) αρνητική καμπυλότητα και γ) επίπεδο σύμπαν, με μηδενική καμπυλότητα ή ισοδύναμα με άπειρη ακτίνα καμπυλότητας. Μόνο η περίπτωση θετικής καμπυλότητας - σκεφτείτε μία σφαίρα - οδηγεί σε πεπερασμένο σύμπαν, με βάση τις παραπάνω υποθέσεις.
Από τις μέχρι τώρα παρατηρήσεις, ξέρουμε ότι η ακτίνα καμπυλότητας είναι σίγουρα πολύ μεγάλη, κάτι που στην απλούστερη περίπτωση είναι συμβατό με ένα επίπεδο σύμπαν. Αυτό συνάδει, με βάση τα μαθηματικά της επίπεδης, Ευκλείδειας γεωμετρίας, με έναν άπειρο χώρο, με απεριόριστο όγκο. Σαν ένα απλό παράδειγμα στις δύο διαστάσεις, μπορούμε να φανταστούμε την επιφάνεια ενός “ατέλειωτου” τραπεζιού.
Σε κάθε περίπτωση όμως, είμαστε περιορισμένοι από τις δυνατότητες παρατήρησης και είναι πολύ δύσκολο, αν όχι ακατόρθωτο, να έχουμε μία ξεκάθαρη απάντηση. Ένα πράγμα όμως είναι σίγουρο, ότι το Σύμπαν κρύβει συνεχώς νέες εκπλήξεις όσο περισσότερο το μελετάμε!
* Η καμπυλότητα είναι μια παράμετρος που μας δείχνει πόσο η γεωμετρία ενός χώρου διαφέρει από την επίπεδη γεωμετρία. Ένας εύκολος τρόπος να διατυπώσουμε τη καμπυλότητα ενός χώρου είναι η μελέτη της συμπεριφοράς δύο παράλληλων γραμμών. Στον επίπεδο χώρο (χώρος με μηδενική καμπυλότητα) οι παράλληλες ευθείες δεν τέμνονται ποτέ. Σε έναν χώρο με θετική καμπυλότητα (όπως μια σφαίρα) δύο παράλληλες ευθείες μπορούν να τέμνονται σε κάποιο σημείο, ενώ σε έναν χώρο με αρνητική καμπυλότητα αυτές θα απομακρύνονται μεταξύ τους. Ένας άλλος τρόπος να διαχωρίσει κάποιος την καμπυλότητα ενός χώρου, είναι να κοιτάξει το άθροισμα των γωνιών ενός τριγώνου: 180οστην επίπεδη γεωμετρία (μηδενική καμπυλότητα), μεγαλύτερο (μικρότερο) από180οστην θετική (αρνητική) καμπυλότητα.
Η καμπύλη φωτός και η λαμπρότητα μίας supernova εξαρτάται και από το αστρικό υπόλειμμα (αστέρας νετρονίων ή μαύρη τρύπα) ή μόνο από το περιαστρικό υλικό; +++
Η καμπύλη φωτός και η λαμπρότητα μίας supernova εξαρτάται και από το αστρικό υπόλειμμα (αστέρας νετρονίων ή μαύρη τρύπα) ή μόνο από το περιαστρικό υλικό; +++
Η καμπύλη φωτός μιας έκρηξης σουπερνόβα εξαρτάται από ένα πλήθος παραμέτρων.
Στην παρούσα περίπτωση αναφερόμαστε σε υπερκαινοφανείς τύπου ΙΙ, που το αστρικό υπόλειμμα μπορεί να είναι ένας αστέρας νετρονίων ή μια μαύρη τρύπα. Στις εκρήξεις υπερκαινοφανών τύπου Ι έχουμε πλήρη καταστροφή του λευκού νάνου και το υπόλειμμα δεν περιλαμβάνει κάποιο συμπαγές αντικείμενο.
Ανάλογα με τις συνθήκες στον πυρήνα του αστέρα, η μαύρη τρύπα μπορεί να δημιουργηθεί είτε αμέσως μετά από την έκρηξη, είτε έπειτα από την κατάρρευση ενός αστέρα νετρονίων αν υπάρχει αρκετή προσαύξηση ύλης*.
Αυτό λοιπόν είναι σημαντικό διότι θα επηρεάσει την ποσότητα ύλης που θα εκτοξευθεί τελικά κατά την έκρηξη. Πιο συγκεκριμένα, στην περίπτωση της μαύρης τρύπας ένα μέρος από το αστρικό υλικό θα “πέσει” μέσα στη μελανή οπή. Τα ραδιενεργά στοιχεία που συντίθενται κατά την έκρηξη, με χαρακτηριστικό παράδειγμα το Νικέλιο, είναι από τις σημαντικές παραμέτρους που δίνουν το σχήμα της καμπύλης φωτός, κυρίως στο τελευταίο τμήμα της (δείτε παραδείγματα καμπύλης φωτός εδώ). Έτσι, εάν η μαύρη τρύπα “καταπιεί” αρκετή ποσότητα Νικελίου, η καμπύλη φωτός θα αλλάξει.
Για να εξηγηθούν οι καμπύλες φωτός από μερικές παρατηρήσεις εκρήξεων σούπερνοβα, έχει προταθεί το σενάριο της αλληλεπίδρασης του ωστικού κύματος που δημιουργείται από την έκρηξη με το περιαστρικό υλικό που βρίσκεται εκεί. Συνεπώς και το περιαστρικό υλικό είναι και αυτό μια παράμετρος που επηρεάζει την λαμπρότητα και την καμπύλη φωτός. Για παράδειγμα, αν έχουμε ένα πολύ μαζικό αστέρι που κατά τη διάρκεια της ζωής του αποβάλει αρκετή μάζα σε μορφή αστρικού ανέμου, τότε αναμένουμε το ωστικό κύμα από την έκρηξη υπερκαινοφανούς να αλληλεπιδράσει με το υλικό του ανέμου που υπάρχει γύρω από το αστέρι.
Γενικά, η καμπύλη φωτός μιας υπερκαινοφανούς έκρηξης τύπου ΙΙ εξαρτάται από πολλές παραμέτρους όπως η ταχύτητα της ύλης που έχει εκτοξευθεί, τη συνολική μάζα αυτής, τα ραδιενεργά στοιχεία που συντίθεται, το περιαστρικό υλικό και φυσικά τον προγεννήτορα αστέρα.
* Για περισσότερες λεπτομέρειες μπορείτε να διαβάσετε την απάντηση σε μια παρεμφερή ερώτηση εδώ.
Ποιος ο ρόλος της αστάθειας ζεύγους στις υπερκαινοφανείς εκρήξεις; ++
Ποιος ο ρόλος της αστάθειας ζεύγους στις υπερκαινοφανείς εκρήξεις; ++
Οι υπερκαινοφανείς εκρήξεις σηματοδοτούν το καταστροφικό τέλος ορισμένων άστρων. Κατά την έκρηξη αυτή, το άστρο διαλύεται και το υλικό του εκτινάσσεται, με υπερηχητικές ταχύτητες, στο μεσοδιάστημα. Η ενέργεια που παράγεται σε μία υπερκαινοφανή έκρηξη είναι συγκρίσιμη με αυτή που θα ακτινοβολήσει ο Ήλιος σε όλη τη διάρκεια της ζωής του. Για τον λόγο αυτό, οι υπερκαινοφανείς εκρήξεις μπορούν να γίνουν ορατές σε πολύ μεγάλες αποστάσεις.
Το αίτιο για το βίαιο θάνατο αυτών των άστρων είναι η κατάρρευση που υφίστανται όταν δεν μπορούν πλέον να συγκρατήσουν τη δύναμη της ίδιας τους της βαρύτητας. Η κατάρρευση αυτή είναι τόσο απότομη, που ενεργοποιεί ένα ωστικό κύμα, το οποίο σαρώνει και διαλύει κυριολεκτικά το άστρο. Το φαινόμενο αυτό μπορεί να λάβει χώρα, αν η μάζα του άστρου είναι μεγαλύτερη από οκτώ φορές τη μάζα του Ήλιου.
Οι αστρονόμοι μπορούν πλέον να προβλέψουν τη φύση του άστρου το οποίο εξερράγη, μελετώντας το αποτύπωμα που αφήνει στο φάσμα και στην καμπύλη φωτός μιας υπερκαινοφανούς έκρηξης. Παρ’ όλα αυτά, υπάρχουν ακόμα κάποιες πολύ λαμπρές υπερκαινοφανείς εκρήξεις, οι οποίες δεν μπορούν να εξηγηθούν από τα συμβατικά μοντέλα της εξέλιξης των άστρων. Για τις συγκεκριμένες, ως βασικοί ύποπτοι θεωρούνται οι αστέρες πολύ μεγάλης μάζας, η οποία κυμαίνεται από 130 έως 250 ηλιακές μάζες. Ο δε μηχανισμός που προκαλεί την έκρηξη οφείλεται στη λεγόμενη «αστάθεια ζεύγους» (pair instability).
Η δύναμη που συγκρατεί τα άστρα μεγάλης μάζας είναι η ακτινοβολία που παράγουν από τις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στον πυρήνα τους. Όμως, τα άστρα πολύ μεγάλης μάζας χαρακτηρίζονται από τόσο υψηλές θερμοκρασίες στο εσωτερικό τους, που σφοδρές συγκρούσεις συμβαίνουν ανάμεσα στα παραγόμενα φωτόνια και τα σωματίδια που αποτελούν το άστρο. Απόρροια των συγκρούσεων αυτών είναι τα φωτόνια να γεννούν στη θέση τους ζεύγη ηλεκτρονίων και ποζιτρονίων, φαινόμενο που ονομάζεται «δίδυμη γένεση». Καθώς, λοιπόν, η δίδυμη γένεση λαμβάνει χώρα, τα φωτόνια του άστρου μειώνονται συνέχεια σε αριθμό, με αποτέλεσμα η ακτινοβολία να μη μπορεί να συγκρατήσει πλέον τη βαρύτητα και το άστρο να οδηγείται σε κατάρρευση, η οποία με τη σειρά της πυροδοτεί μία υπερκαινοφανή έκρηξη. Για τον λόγο αυτό, οι συγκεκριμένες εκρήξεις ονομάστηκαν υπερκαινοφανείς αστάθειας ζεύγους (Pair instability supernovae).
Μπορεί, λοιπόν, αυτός ο μηχανισμός να εξηγήσει τις υπέρλαμπρες υπερκαινοφανείς εκρήξεις που παρατηρούμε; Το ερώτημα αυτό παραμένει ακόμα και σήμερα αναπάντητο και οι επιστήμονες δουλεύουν συστηματικά προς την επίλυσή του.
Έχουμε ανακαλύψει γαλαξιακά μαγνητικά πεδία, αλλά και μαγνητικά πεδία γαλαξιακών σμηνών. Μπορεί να αλληλεπιδρά η σκοτεινή ύλη με αυτά τα μαγνητικά πεδία; Τι προβλέπει το μοντέλο CDM για τον μαγνητισμό; +++
Έχουμε ανακαλύψει γαλαξιακά μαγνητικά πεδία, αλλά και μαγνητικά πεδία γαλαξιακών σμηνών. Μπορεί να αλληλεπιδρά η σκοτεινή ύλη με αυτά τα μαγνητικά πεδία; Τι προβλέπει το μοντέλο CDM για τον μαγνητισμό; +++
Η καθιερωμένη σκοτεινή ύλη είναι η “ψυχρή” σκοτεινή ύλη (cold dark matter, CDM) και είναι το CDM στο καθιερωμένο κοσμολογικό μοντέλο ΛCDM (όπου το Λ αναφέρεται στη “κοσμολογική σταθερά”).
Η σκοτεινή ύλη θεωρείται ότι αποτελείται από υποατομικά σωματίδια. Βάσει των δύο κυριοτέρων "οικογενειών" υποψηφίων σωματιδίων, δηλαδή των αξιονίων (axions) και των Ασθενών Αλληλεπιδρώντων Σωματιδίων με μεγάλη μάζα (Weakly Interacting Massive Particles, WIMPs), κανένα από αυτά δεν περιμένουμε να αλληλεπιδρούν με τα μαγνητικά πεδία. Αυτό οφείλεται στις αναμενόμενες θεωρητικές ιδιότητες των σωματιδίων αυτών. Γιατί όμως δε “θέλουμε” τα υποψήφια σωματίδια να αλληλεπιδρούν με το μαγνητικό πεδίο; Αυτό είναι άμεση συνέπεια της ενοποίησης του ηλεκτρικού και του μαγνητικού πεδίου και της σύνδεσής τους με το φως. Οπως έδειξε ο J. C. Maxwell στα τέλη του 19ου αιώνα, το φως δεν είναι τίποτε άλλο από ένας ηλεκτρομαγνητικός παλμός. Επομένως, αν η σκοτεινή ύλη αλληλεπιδρούσε με το μαγνητικό πεδίο, θα μπορούσε να εκπέμπει σήματα στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα. Σαν αποτέλεσμα, εφόσον εκτιμάται ότι αποτελεί τα ⅘ της μάζας του Σύμπαντος, θα επηρέαζε άμεσα τις αστρονομικές παρατηρήσεις. Ωστόσο,κάτι τέτοιο δεν έχει παρατηρηθεί ακόμη.
Παρόλα αυτά, υπάρχουν εναλλακτικές θεωρίες όπου επιτρέπεται η αλληλεπίδραση της σκοτεινής ύλης με τα πρωταρχικά μαγνητικά πεδία υποβάθρου του σύμπαντος (primordial magnetic fields) βάζοντας άνω όρια για την τιμή αυτών των πεδίων (βλέπε για παράδειγμα [1]). Ωστόσο, καμία από αυτές τις θεωρίες δεν είναι κοινώς αποδεκτή, αφού μέχρι στιγμής η ύπαρξη και αλληλεπίδραση της σκοτεινής ύλης συνάγεται μόνο μέσω της βαρυτική αλληλεπίδρασης.
Οι κοσμολογικές προσομοιώσεις που τρέχουν με τους κανόνες του ΛCDM γενικά δεν χρησιμοποιούν κοσμολογικής κλίμακας πεδία (υπάρχουν εξαιρέσεις για μικρότερης κλίμακας προσομοιώσεις, βλέπε [2] και [3]). Τα πρώτα θεωρούνται πολύ αμυδρά και τείνουν να φθίνουν λόγω της διαστολής του Σύμπαντος. Παρόλα αυτά, θεωρείται ότι διαδραματίζουν πολύ σημαντικό ρόλο σαν πηγές των αστροφυσικών μαγνητικών πεδίων που παρατηρούμε, τα οποία πιστεύουμε ότι προέρχονται από ενίσχυση (μέσω μαγνητο-υδροδυναμικών διαδικασιών) των πρωταρχικών μαγνητικών πεδίων. Ο μηχανισμός δημιουργίας αυτών των πεδίων δεν είναι ακόμα ξεκάθαρος, αλλά πιθανολογείται ότι σχετίζεται με διαδικασίες στο πρώιμο Σύμπαν (πληθωρισμός, κοσμολογικές αλλαγές φάσης κτλ). Να σημειώσουμε εδώ, ότι εξίσου πιθανός, είναι ένας δεύτερος μηχανισμός για τη παραγωγή διαγαλαξιακών πεδίων. Σε αυτήν την περίπτωση, τα μαγνητικά πεδία δημιουργούνται από αστροφυσικά φαινόμενα σε μικρές κλίμακες και μετά επεκτείνονται σε μεγαλύτερες αποστάσεις.
Μελλοντικές έρευνες σίγουρα θα συμπεριλάβουν μαγνητικά πεδία καθώς η φύση τους είναι σημαντική στο κομμάτι παραγωγής και διάδοσης ακτινοβολίας, στην διάχυση κοσμικών ακτίνων και ίσως ακόμα και στην κίνηση του διαγαλαξιακού υλικού στα πρώιμα στάδια του σύμπαντος.
1. https://arxiv.org/pdf/2010.03383.pdf
2. https://arxiv.org/abs/1312.2620
3. https://arxiv.org/abs/1109.4055
Περαιτέρω βιβλιογραφία:
1. https://arxiv.org/pdf/1303.7121.pdf
2. https://arxiv.org/pdf/1504.02311.pdf
3. https://www.annualreviews.org/doi/pdf/10.1146/annurev.nucl.49.1.77
4. https://arxiv.org/abs/0707.2783
5. https://arxiv.org/abs/1307.6953
6. https://arxiv.org/abs/1412.4119
Ευχαριστούμε τον κ. Βλαχάκη (Καθηγητή Αστροφυσικής ΕΚΠΑ) για την τελική επιμέλεια της ερώτησης και τις προτάσεις του για περαιτέρω διάβασμα.
Πως παράγονται τα βαρύτερα στοιχεία από το σίδηρο; ++
Πως παράγονται τα βαρύτερα στοιχεία από το σίδηρο; ++
Η παραγωγή των χημικών στοιχείων μέχρι το σίδηρο, ο οποίος έχει 26 πρωτόνια στον πυρήνα του, γίνεται μέσω σύντηξης πυρήνων ελαφρύτερων στοιχείων στα κέντρα των αστεριών και εκεί οφείλεται η ενέργεια που αυτά παράγουν. Τα βαρύτερα στοιχεία σχηματίζονται με άλλες πυρηνικές διαδικασίες που λέγονται σύλληψη νετρονίου ή πρωτονίου. Αυτό συμβαίνει όταν ένας πυρήνας βρεθεί σε περιβάλλον που είναι πλούσιο σε νετρόνια ή πρωτόνια κατάλληλης ενέργειας και ενωθεί με αυτά. Η απορρόφηση πρωτονίων, που είναι πιο δύσκολη λόγω των ηλεκτρικών απωστικών δυνάμεων μεταξύ των απορροφούμενων πρωτονίων και των πρωτονίων του πυρήνα, ανεβάζει τον ατομικό αριθμό του στοιχείου, το οποίο μεταστοιχειώνεται σε άλλο βαρύτερο. Αντίθετα, στην απορρόφηση νετρονίων, αυξάνεται πρώτα ο μαζικός αριθμός κάνοντας το στοιχείο βαρύτερο, και στη συνέχεια, μέσω διασπάσεων των νετρονίων σε πρωτόνια, αυξάνεται και ο ατομικός αριθμός. Αυτές οι διαδικασίες μπορούν να γίνουν ή σχετικά αργά, απορροφώντας ένα-ένα τα σωματίδια και δημιουργώντας έτσι διαδοχικά βαρύτερους από το σίδηρο πυρήνες, ή πολύ γρήγορα, με τον πυρήνα να συλλαμβάνει πολλά σωματίδια ξαφνικά και να μετατρέπεται απότομα σε κάποιον πολύ βαρύτερο.
Βέβαια, όλα τα στοιχεία δε δημιουργούνται με τον ίδιο τρόπο ή σε ίδια περιβάλλοντα. Τα βαρύτερα, όπως ο χρυσός ή το ουράνιο, θεωρείται ότι δημιουργούνται σε μεγάλες ποσότητες με τη διαδικασία γρήγορης απορρόφησης νετρονίων σε πολυ ενεργητικά περιβάλλοντα με πληθώρα νετρονίων, όπως στους υπερκαινοφανείς ή στους αστέρες νετρονίων.
Στην πρώτη περίπτωση, όταν δημιουργηθεί στο κέντρο ενός μαζικού άστρου αρκετός σίδηρος από τη σύντηξη, τότε η βαρύτητα τον οδηγεί σε ταχύτατη κατάρρευση και συμπιέζεται τόσο πολύ που τα ηλεκτρόνια ενώνονται με τα πρωτόνια σχηματίζοντας νετρόνια. Αυτά παρέχουν αρκετή πίεση ώστε το κέντρο να μη καταρρεύσει κι άλλο (εκτός κι αν η συνολική μάζα υπερβεί κάποιο όριο που οδηγεί σε μαύρη τρύπα). Ταυτόχρονα καταρρέει και όλο το εξωτερικό περίβλημα του πυρήνα με ταχύτητες κοντά στο 20% αυτής του φωτός! Όταν συναντήσει τα μη συμπιέσιμα πλέον νετρόνια, αναπηδά με αποτέλεσμα μια γιγάντια έκρηξη υπερκαινοφανή, σαρώνοντας όλα τα εξωτερικά στρώματα του αστεριού και αφήνοντας συνήθως κάποιο αστέρι νετρονίων ως κατάλοιπο. Σε αυτό το εκρηκτικό περιβάλλον, βαθιά μέσα στον υπερκαινοφανή, τα ελαφρύτερα στοιχεία αναμιγνύονται με πάρα πολλά νετρόνια και θεωρείται ότι υπάρχουν οι κατάλληλες συνθήκες για να τα απορροφήσουν γρήγορα και να δώσουν βαρύτερα στοιχεία. Μελέτες έδειξαν ότι τα βαρύτερα στοιχεία, όπως ο χρυσός, δημιουργούνται σε περιπτώσεις περιστρεφόμενων υπερκαινοφανών με ισχυρά μαγνητικά πεδία ή από αστέρια μεγάλης μάζας που μετά την έκρηξη και κατάρρευση καταλήγουν σε μαύρες τρύπες.
Ο δεύτερος τρόπος που οδηγεί σε μεγάλες ποσότητες βαρέων στοιχείων, είναι οι συγκρούσεις αστέρων νετρονίων, όπως φανέρωσαν πρόσφατες παρατηρήσεις. Οι συγκρούσεις αυτές συμβαίνουν σε διπλά συστήματα που καθώς περιστρέφονται γύρω από το κοινό τους κέντρο μάζας, πλησιάζουν μεταξύ τους, εξαιτίας των ενεργειακών απωλειών από βαρυτικά κύματα. Σε μια τέτοια καταστροφική σύγκρουση, απελευθερώνονται μεγάλες ποσότητες ενεργητικών νετρονίων. Αυτά συγχωνεύονται σε μεγαλύτερους πυρήνες που πολλές φορές είναι ασταθείς. Τελικά, αυτοί διασπώνται σε πιο μικρούς, αλλά σταθερούς, βαρέων στοιχείων. Αν και θεωρήθηκε ο βασικός τρόπος δημιουργίας των βαρύτερων στοιχείων, τελικά μια πιο πρόσφατη μοντελοποίηση έδειξε ότι αυτή η διαδικασία μάλλον συμβαίνει σπάνια και δεν μπορεί να δικαιολογήσει όλο το ποσοστό αυτών των στοιχείων στο σύμπαν.
Ενδεχομένως να χρειάζεται κάποιος συνδυασμός των δύο μηχανισμών, μια ιδέα που οι επιστήμονες ακόμα ερευνούν. Περισσότερες παρατηρήσεις συγκρούσεων αστέρων νετρονίων μπορεί να “λύσουν” το μυστήριο της συχνότητας τους. Το σίγουρο είναι πάντως ότι και η ύπαρξη υπερκαινοφανών και αστέρων νετρονίων είναι απαραίτητη για την πολυπλοκότητα του κόσμου και της ζωής γύρω μας.
Τι είναι Υπερσυμμετρία; ++
Τι είναι Υπερσυμμετρία; ++
Σύμφωνα με τη σωματιδιακή φυσική, κάθε σωματίδιο στη φύση μπορεί να είναι είτε μποζόνιο είτε φερμιόνιο. Τα μποζόνια που έχουν σπιν ακέραιο (0,1,2,…), μπορούν να καταλάβουν πολλά μαζί την ίδια κατάσταση, ενώ γνωστά παραδείγματα αποτελούν το φωτόνιο και το σωματίδιο Higgs που ανακαλύφθηκε πρόσφατα. Από την άλλη, τα φερμιόνια έχουν ημιακέραιο σπιν (1/2,3/2,5/2,...), που σημαίνει ότι το πολύ ένα φερμιόνιο μπορεί να καταλάβει μια συγκεκριμένη κατάσταση, ενώ γνωστά παραδείγματα αποτελούν το ηλεκτρόνιο και τα κουάρκς (είναι τα σωματίδια που απαρτίζουν τα πρωτόνια και τα νετρόνια).
Οι ιδιότητες (όπως π.χ. το φορτίο) των θεμελιωδών σωματιδίων (είτε είναι μποζόνια είτε φερμιόνια) δεν είναι τυχαίες, αλλά οργανώνονται με βάση κάποιες αρχές συμμετρίας. Οι τελευταίες συνδέουν τις ιδιότητες ενός σωματιδίου με τις ιδιότητες κάποιου άλλου και έχουν βοηθήσει τους φυσικούς να προβλέψουν την ύπαρξη νέων σωματιδίων πριν την παρατήρησή τους. Η συνηθισμένη/συμβατική μορφή αυτών των συμμετριών συνδέει (όσον αφορά τις ιδιότητές τους) μποζόνια με άλλα μποζόνια, φερμιόνια με άλλα φερμιόνια, αλλά ποτέ μποζόνια με φερμιόνια.
Σε αυτό το σημείο μπαίνει στο παιχνίδι η υπερσυμμετρία: είναι εκείνη η (υποθετική) γενικευμένη έννοια συμμετρίας, κατά την οποία ιδιότητες των μποζονίων συνδέονται με ιδιότητες φερμιονίων και τούμπαλιν. Ακριβώς όπως οι συνηθισμένες αρχές συμμετρίας προέβλεπαν νέα σωματίδια, έτσι και η υπερσυμμετρία προβλέπει την ύπαρξη νέων σωματιδίων, των λεγόμενων υπερσυμμετρικών συντρόφων των ήδη γνωστων σωματιδίων. Δυστυχώς, μέχρι σήμερα δεν έχει υπάρξει κάποια πειραματική ένδειξη για την ύπαρξη υπερσυμμετρίας στη φύση.
Θα πρέπει να τονίσουμε ότι παρόλο που δεν έχουμε πειραματικά δεδομένα για την υπερσυμμετρία, η θεωρητική (και μαθηματική) αξία της ιδέας αυτής είναι τεράστια. Ως παραδείγματα αναφέρουμε το ζωτικό ρόλο που παίζει η υπερσυμμετρία στις λεγόμενες θεωρίες υπερχορδών (υπερσυμμετρικών χορδών), που αποτελούν ένα πολλά υποσχόμενο μοντέλο κβαντικής βαρύτητας, καθώς και τη μεγάλη σημασία της στους υπολογισμούς της εντροπίας των μαύρων τρυπών.
Το σύμπαν μας συνεχίζει να διαστέλλεται, αυτό σημαίνει ότι και αντικείμενα της καθημερινότητας μας διαστέλλονται; ++
Το σύμπαν μας συνεχίζει να διαστέλλεται, αυτό σημαίνει ότι και αντικείμενα της καθημερινότητας μας διαστέλλονται; ++
Από τότε που συνέβη το big bang πριν από 13.8 δις χρόνια, το σύμπαν μας διαστέλλεται. Στην πραγματικότητα, η συνεχιζόμενη διαστολή του σύμπαντος σε μεγάλη κλίμακα είναι ένα από τα καλύτερα επιχειρήματά μας για το γιατί ξέρουμε ότι το σύμπαν μας ξεκίνησε από μια πολύ μικρή πυκνή κατάσταση.
Ενώ συνεχίζουμε να βλέπουμε άλλους γαλαξίες να απομακρύνονται από εμάς όλο και πιο γρήγορα, ο γαλαξίας μας και όλα τα αστέρια, οι πλανήτες, οι άνθρωποι μέσα του δεσμεύονται από τοπικές δυνάμεις που είναι πολύ ισχυρότερες. Τα αστέρια και οι πλανήτες μας συγκρατούνται από τη βαρύτητα, οπότε ενώ το σύμπαν γενικά θα συνεχίσει να διαστέλλεται σε μεγάλες κλίμακες, το ηλιακό μας σύστημα θα παραμείνει στο ίδιο μέγεθος. Παρομοίως, οι άνθρωποι και τα καθημερινά αντικείμενα συγκρατούνται από ηλεκτρομαγνητικές δυνάμεις. Συνεπώς, αντικείμενα της καθημερινότητά μας στη Γη δεν διαστέλλονται με την πάροδο του χρόνου. Για να δούμε τα αποτελέσματα του Βig bang, πρέπει να παρατηρήσουμε μακρινούς γαλαξίες.
Τι είναι μια σκουληκότρυπα; ++
Τι είναι μια σκουληκότρυπα; ++
Μια σκουληκότρυπα είναι σαν μια σήραγγα που συνδέει δύο σημεία στο χωροχρόνο. Εάν η σκουληκότρυπα μπορεί να «διαπεραστεί», λειτουργεί ως “συντόμευση” στον χωροχρόνο. Φανταστείτε ότι κρατάτε ένα κομμάτι χαρτί στο οποίο έχετε σημειώσει ένα σημείο σε κάθε άκρο. Τώρα λυγίστε το κομμάτι χαρτί στη μέση, αλλά μην αφήσετε τα άκρα να έρθουν σε επαφή. Εάν επρόκειτο να ταξιδέψετε σε κανονικό χώρο (δηλαδή κατά μήκος του φύλλου χαρτιού) το ταξίδι από το ένα άκρο στο άλλο θα ήταν μεγαλύτερο από ό, τι αν υπήρχε μια σήραγγα ή μια "σκουληκότρυπα" που να συνδέει τα δύο σημεία του χαρτιού μεταξύ τους. Οι σκουληκότρυπες θεωρείται ότι μπορούν να συνδέσουν διαφορετικά σημεία σε ένα σύμπαν ή μπορούν να συνδέσουν και διαφορετικά σύμπαντα.
Οι σκουληκότρυπες προκύπτουν από λύσεις των εξισώσεων πεδίου της γενικής σχετικότητας του Αϊνστάιν, αλλά είναι ακόμη καθαρά θεωρητικές. Πολλές από τις λύσεις με σκουληκότρυπες απαιτούν κάτι που ονομάζεται «εξωτική ύλη» ή ύλη με αρνητική ενεργειακή πυκνότητα για να κρατήσει το τούνελ ανοιχτό και αυτή η εξωτική ύλη είναι καθαρά θεωρητική.
Οι σκουληκότρυπες είναι ένα δημοφιλές θέμα, επειδή εάν υπάρχουν στην πραγματικότητα, θα μπορούσαν να επιτρέψουν τη δυνατότητα ενός ταξιδιού στο χρόνο, δεδομένου ότι είναι συντομεύσεις στο χώρο και στο χρόνο. Αν έχετε δει ποτέ τις ταινίες Contact (με βάση το μυθιστόρημα του διάσημου αστρονόμου Carl Sagan), Donnie Darko, ή το πρόσφατο Interstellar, οι πλοκές τους βασίζονται στην ιδέα των σκουληκότρυπων.
Στην συγχώνευση αστεριών, όπως στους blue stragglers, τι συμβαίνει με τους αστρικούς πυρήνες; ++
Στην συγχώνευση αστεριών, όπως στους blue stragglers, τι συμβαίνει με τους αστρικούς πυρήνες; ++
Μέχρι στιγμής στην βιβλιογραφία έχουν προταθεί δύο σενάρια για την προέλευση των Blue Stragglers. Το πρώτο σενάριο είναι ότι δημιουργούνται μέσω συγκρούσεων, στο περιβάλλον ενός σφαιρωτού σμήνους, διότι εκεί υπάρχει υψηλή πυκνότητα σε αστέρες. Το δεύτερο σενάριο προτείνει την δημιουργία των Blue Stragglers μέσω της εξέλιξης ενός διπλού αστρικού συστήματος, το οποίο ολοένα πλησιάζει και εν τέλη συγχωνεύεται. Και στις δύο περιπτώσεις λόγω της αρχής διατήρησης της στροφορμής ο αστέρας που θα που θα προκύψει θα είναι ταχέως περιστρεφόμενος. Το όνομα Blue Stragglers βέβαια σχετίζεται με το γεγονός ότι αυτοί οι αστέρες βρίσκονται σε ένα διάγραμμα Hertzsprung–Russell αριστερά της Κύριας Ακολουθίας όπου αντιστοιχεί σε πιο θερμούς (μπλε) αστέρες.
Τώρα όσον αφορά τους αστρικούς πυρήνες που συγχωνεύονται πρακτικά σε έναν, μπορούμε να τους μελετήσουμε και να τους προσεγγίσουμε μονάχα με την βοήθεια ορισμένων παραδοχών και προσομοιώσεων. Οι εργασίες έως τώρα έχουν δείξει πως στην πλειοψηφία των περιπτώσεων οι προγεννήτορες αστέρες έχουν πυρήνα ηλίου, ο οποίος διατηρήθηκε και μετά στα υπολείμματα. Επίσης σημειώνεται πως δεν υπάρχει σημαντική ανάμειξη των στοιχείων από τον πυρήνα προς τα εξωτερικά στρώματα, ανεξαρτήτως του αν πρόκειται για σύγκρουση ή συγχώνευση.
Ενδεικτικές εργασίες για παραπάνω διάβασμα σε προσομοιώσεις με Blue Stragglers είναι:
https://iopscience.iop.org/article/10.1086/303709/fulltext/34956.text.html
http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/2008IAUS..246..326L
Ποιο είναι το βαρύτερο στοιχείο που έχει δημιουργηθεί μέσω της σύντηξης σε αστέρι; ++
Ποιο είναι το βαρύτερο στοιχείο που έχει δημιουργηθεί μέσω της σύντηξης σε αστέρι; ++
Το βαρύτερο σταθερό στοιχείο που παράγεται στα κέντρα των αστεριών μέσω σύντηξης είναι ο σίδηρος Fe με 26 πρωτόνια και 30 νετρόνια. Γιατί όμως σταματά εκεί, εφόσον υπάρχουν τόσα πολλά βαρύτερα στοιχεία; Η απάντηση έχει να κάνει με μια συγκεκριμένη ιδιότητα του σιδήρου.
Οι πυρήνες των ατόμων αποτελούνται από πρωτόνια και νετρόνια. Τα πρωτόνια είναι θετικά φορτισμένα γι’ αυτό απωθούνται μέσω της ηλεκτροστατικής δύναμης. Όταν όμως πλησιάσουν σε πολύ κοντινή απόσταση, μια άλλη δύναμη αναλαμβάνει: η ισχυρή πυρηνική δύναμη που δεσμεύει τα πρωτόνια και τα νετρόνια στους πυρήνες. Αυτές οι δύο αντίθετες δυνάμεις, ανάλογα με το ποια επικρατεί, δείχνουν πόσο σταθερός είναι ο πυρήνας. Όσο πιο σταθερός είναι ένας πυρήνας τόσο περισσότερη ενέργεια χρειάζεται για να διασπαστεί. Στη κορυφή αυτής της σταθερότητας βρίσκεται ο σίδηρος. Έτσι αν ξεκινήσουν αντιδράσεις σύντηξης απο ελαφρύτερα στοιχεία σε βαρύτερα, μέχρι να παραχθεί ο σίδηρος λαμβάνουμε ενέργεια. Για να συνεχιστεί όμως η σύντηξη στοιχείων βαρύτερων του σιδήρου, απαιτείται ενέργεια αφού τα επόμενα στοιχεία είναι λιγότερο σταθερά (από αυτά θα παίρναμε ενέργεια αν είχαμε σχάση προς το σίδηρο).
Με βάση αυτήν την ιδιότητα του σιδήρου, μπορούμε να εξετάσουμε πλέον γιατί σταματά σε αυτόν η σύντηξη σε ένα αστέρι. Ένα αστέρι αποτελείται κυρίως από υδρογόνο. Στο κέντρο του αναπτύσσονται τέτοιες συνθήκες πίεσης και θερμοκρασίας (εκατομμύρια βαθμοί Κελσίου), που οι πυρήνες υδρογόνου (δηλαδή τα πρωτόνια) ξεπερνούν τις απωστικές δυνάμεις μεταξύ τους και συντήκονται σε πυρήνες ηλίου, παράγοντας ενέργεια. Αυτή η ενέργεια διατηρεί την εσωτερική πίεση του άστρου και το αποτρέπει από το να καταρρεύσει. Όταν στο κέντρο του αστεριού καταναλωθεί το μεγαλύτερο μέρος του υδρογόνου, τότε σταματούν οι πυρηνικές αντιδράσεις και αυτό αρχίζει να καταρρέει προς το κέντρο, αυξάνοντας τώρα περισσότερο την πίεση και τη θερμοκρασία μέχρι να αρχίσει η σύντηξη του ηλίου, και σταδιακά των βαρύτερων πυρήνων (όσο περισσότερα τα πρωτόνια στους πυρήνες, τόσο δυσκολότερα συντήκονται λόγω απωστικών δυνάμεων και χρειάζονται περιβάλλον μεγαλύτερης θερμοκρασίας και πίεσης). Αν το αστέρι είναι αρκετά μεγάλης μάζας, αυτές οι αντιδράσεις σύντηξης που παράγουν ενέργεια συνεχίζονται μέχρι να παραχθεί σίδηρος. Όταν γίνει αυτό, σταματά πλέον η παραγωγή ενέργειας, αφού η περαιτέρω σύντηξη θα είχε ως αποτέλεσμα την απορρόφηση της. Αφού δεν υπάρχει τίποτα πια να το κρατήσει, το αστέρι γίνεται ασταθές και καταρρέει με τέτοιο απότομο και καταστροφικό τρόπο που τελικά εκρήγνυται ως σουπερνόβα. Το τι συμβαίνει μετά όμως είναι μια άλλη ιστορία, μια άλλη καλή ερώτηση.
Ένα αστέρι πολύ μεγάλης μάζας, όταν καταρρέει βαρυτικά, περνάει "στιγμιαία" από τη φάση του αστέρα νετρονίων πριν γίνει μαύρη τρύπα ή όχι;++
Ένα αστέρι πολύ μεγάλης μάζας, όταν καταρρέει βαρυτικά, περνάει "στιγμιαία" από τη φάση του αστέρα νετρονίων πριν γίνει μαύρη τρύπα ή όχι;++
Αρχικά πρέπει να σημειωθεί ότι o ακριβής μηχανισμός της δημιουργίας αστέρα νετρονίων ή αστρικής μαύρης τρύπας μέσω μιας έκρηξης υπερκαινοφανούς (core-collapse supernova) δεν είναι απόλυτα κατανοητός και αποτελεί αντικείμενο εκτεταμένης μελέτης μέχρι και σήμερα, κυρίως μέσω προσομοιώσεων σε υπολογιστή. Η έλλειψη κατανόησης οφείλεται τόσο στο ότι είναι τεχνικά δύσκολο να παρατηρήσουμε τις φυσικές διεργασίες που λαμβάνουν χώρα στα εσωτερικά στρώματα του καταρρέοντος άστρου, κατά τις οποίες εκπέμπονται φωτόνια, κοσμικές ακτίνες, νετρίνα και βαρυτικά κύματα, όσο και στο ότι είναι εξαιρετικά απαιτητικό υπολογιστικά να γίνουν ακριβείς προσομοιώσεις.
Παρόλα αυτά, έχει αποσαφηνιστεί ότι ο πυρήνας από σίδηρο ενός μεγάλης μάζας άστρου καταρρέει βαρυτικά μέχρις ότου πράγματι ένα τμήμα του να δημιουργήσει ένα βαρυτικά ευσταθές συμπαγές αντικείμενο, που ονομάζεται πρωτοαστέρας νετρονίων. Αυτός αποτελείται κυρίως από νετρόνια και συγκρατείται από την πίεση εκφυλισμού των ελεύθερων πια νετρονίων. Ωστόσο, δεν είναι ακριβώς όπως ένας τυπικός αστέρας νετρονίων: είναι θερμότερος, ελαφρύτερος και στα εξωτερικά του στρώματα δεν υπάρχει κρυσταλλικό πλέγμα από πυρήνες ατόμων. Από τη στιγμή που θα δημιουργηθεί ο πρωτοαστέρας νετρονίων, η παύση της κατάρρευσης δημιουργεί ένα ωστικό κύμα που διαδίδεται σφαιρικά προς τα έξω και συναντά τα εξωτερικά στρώματα του πυρήνα από σίδηρο, τα οποία συνεχίζουν την ελεύθερη πτώση τους προς το κέντρο του άστρου, και αφού διασχίσουν το μέτωπο του κύματος και αποσυντεθούν σε πρωτόνια και νετρόνια, ένα μέρος τους θα επικαθήσει στον πρωτοαστέρα. Ολόκληρη η διαδικασία αυτή υπολογίζεται ότι έχει διάρκεια από μερικά δέκατα του δευτερολέπτου έως λίγα δευτερόλεπτα.
Από αυτό το σημείο και μετά, το αν θα δημιουργηθεί αστέρας νετρονίων, εξαρτάται σε μεγάλο βαθμό από το αν τα νετρίνα που εκπέμπονται κατά τη διάρκεια της κατάρρευσης του αστρικού πυρήνα θα καταφέρουν να "ενισχύσουν" ουσιαστικά το ωστικό κύμα, ώστε αυτό να διαδοθεί περαιτέρω και να διαταράξει το υπόλοιπο άστρο δημιουργώντας μια έκρηξη υπερκαινοφανούς (supernova). Αν δεν τα καταφέρουν, θα συνεχίσει να γίνεται προσαύξηση μάζας στον πρωτοαστέρα νετρονίων, ώσπου να μην είναι πια βαρυτικά ευσταθής και να καταρρεύσει σε μια μαύρη τρύπα. Ακόμα και αν τα καταφέρουν όμως, είναι δυνατόν υλικό από το άστρο που έχει "επιβιώσει" της έκρηξης να επικαθήσει στον πρωτοαστέρα νετρονίων και να αυξήσει περαιτέρω τη μάζα του ώστε να δημιουργηθεί μια μαύρη τρύπα. Σε γενικές γραμμές, το ποιό από τα δύο αντικείμενα θα είναι η τελική κατάληξη, εξαρτάται από μια σειρά παραγόντων, όπως π.χ. η μάζα, η δομή και το μαγνητικό πεδίο του πρωταρχικού άστρου.
Υπάρχουν βαρυτικοί φακοί...βαρυτικών κυμάτων; Δηλαδή ενισχύεται ένα σήμα βαρυτικών κυμάτων αν περάσει κοντά από ένα αντικείμενο μεγάλης μάζας; +
Υπάρχουν βαρυτικοί φακοί...βαρυτικών κυμάτων; Δηλαδή ενισχύεται ένα σήμα βαρυτικών κυμάτων αν περάσει κοντά από ένα αντικείμενο μεγάλης μάζας; +
Σύντομη απάντηση: Ναι! Σύμφωνα με τη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας του Einstein, παραφράζοντας τον John Wheeler, η ύλη-ενέργεια λέει στον χωροχρόνο πώς να καμπυλωθεί, κι ο χωροχρόνος λέει στην ύλη πώς να κινηθεί. Αυτό ισχύει τόσο για υλικά σώματα, όπως για παράδειγμα ένα άστρο κοντά στον παραμορφωμένο χωροχρόνο μιας μαύρης τρύπας, αλλά όσο και για κύματα όπως τα ηλεκτρομαγνητικά ή τα βαρυτικά.
Σε αντίθεση με τις εντυπωσιακές εικόνες παραμορφωμένων γαλαξιών, το αντίστοιχο φαινόμενο στα βαρυτικά κύματα οδηγεί απλώς σε μία αύξηση της έντασης του σήματος που παρατηρείται στον ανιχνευτή. Αυτό μπορεί να οδηγήσει σε μπέρδεμα τους ερευνητές καθώς ένα μακρινό, αλλά ενισχυμένο, σήμα είναι παρόμοιο με ένα κοντινό που προέρχεται από πιο μαζικά σώματα.
Παρόλα αυτά, μέχρι στιγμής δεν πιστεύουμε ότι κάποιο από τα βαρυτικά κύματα που έχουμε παρατηρήσει έχει “περάσει” από κάποιον βαρυτικό φακό. Αυτό επειδή οι τωρινοί ανιχνευτές δεν μπορούν να εντοπίσουν σήματα από πολύ μακρινές αποστάσεις, άρα η πιθανότητα κάποιο από αυτά να έχει περάσει από έναν φακό είναι μικρή.
Ωστόσο, οι μελλοντικοί ανιχνευτές βαρυτικών κυμάτων, όπως το διαστημόπλοιο “LISA”, ή οι γήινοι “Einstein Telescope” και “Cosmic Explorer”, θα έχουν πολύ μεγαλύτερη ευαισθησία και ο εντοπισμός ενισχυμένων βαρυτικών κυμάτων λόγω του παραπάνω φαινομένου αναμένεται ανά εκατοντάδες!
Γιατί κάποιοι κοιτώντας τα αστέρια το βράδυ λένε πως κοιτάζουν “πίσω στον χρόνο”; +
Γιατί κάποιοι κοιτώντας τα αστέρια το βράδυ λένε πως κοιτάζουν “πίσω στον χρόνο”; +
Αυτό συμβαίνει γιατί το φως ταξιδεύει με πεπερασμένη ταχύτητα (ίση με περίπου 300.000.000 m/s). Επομένως όταν κοιτάζουμε ένα αντικείμενο που βρίσκεται πολύ μακριά από εμάς, στην πραγματικότητα κοιτάζουμε πώς ήταν το αντικείμενο την στιγμή που το φως εκπέμφθηκε από αυτό και όχι πώς είναι τώρα.
Για παράδειγμα αν κοιτάξουμε έναν λαμπρό αστέρα που κυριαρχεί στον χειμερινό ουρανό, τον Betelguese, ο οποίος βρίσκεται περίπου 600 έτη φωτός μακριά μας, βλέπουμε πως ήταν ο αστέρας πριν από 600 χρόνια! Στο χρονικό διάστημα των 600 ετών που μεσολαβεί μέχρι να φτάσει η πληροφορία στα μάτια μας ο αστέρας μπορεί να έχει καταστραφεί, αλλά αυτό δεν μπορούμε να το ξέρουμε τη συγκεκριμένη χρονική στιγμή που τον παρατηρούμε.
Το ίδιο συμβαίνει και με κοντινότερα ουράνια σώματα, για παράδειγμα τον Ήλιο. Όμως επειδή είναι πολύ πιο κοντά μας, το φως ξεκινώντας από την επιφάνεια του θα χρειαστεί περίπου 8 λεπτά για να φτάσει στα μάτια μας.
Η πεπερασμένη ταχύτητα του φωτός ωστόσο δεν επηρεάζει το πώς φαίνονται πολύ κοντινά μας αντικείμενα που συναντάμε στην καθημερινότητα μας κι αυτό γιατί βρίσκονται πολύ κοντά μας.
Θα πεθάνει το σύμπαν; Kαι αν ναι με ποιον τρόπο; +
Θα πεθάνει το σύμπαν; Kαι αν ναι με ποιον τρόπο; +
Το μέλλον του σύμπαντος είναι ένα θέμα το οποίο έχει απασχολήσει τους επιστήμονες για πολλά χρόνια. Υπάρχουν 3 σενάρια για την εξέλιξη του.
Το μεγάλο ψύχος (the big freeze) είναι το επικρατέστερο σενάριο που θα μπορούσε να περιγράψει το τέλος του Σύμπαντος. Σε αυτό το σενάριο, όλα τα αντικείμενα στο Σύμπαν θα συνεχίζουν να απομακρύνονται το ένα από το άλλο, όλο και περισσότερο, λόγω της διαστολής του. Ως αποτέλεσμα, ένα προς ένα τα αστέρια θα πεθαίνουν και δεν θα γεννιούνται άλλα, οπότε και το σύμπαν θα ψύχεται σταδιακά σε πολύ χαμηλές θερμοκρασίες. Αυτή είναι η αναμενόμενη μοίρα του Σύμπαντός μας, με όσα γνωρίζουμε σήμερα για την κοσμολογία.
Η μεγάλη σύνθλιψη (the big crunch) είναι ένα σενάριο που θα συνέβαινε εάν το Σύμπαν ήταν αρκετά πυκνό ώστε τελικά η βαρυτική δύναμη της ύλης στο Σύμπαν θα σταματούσε την διαστολή (ξεπερνώντας τη δύναμη της σκοτεινής ενέργειας). Τότε το Σύμπαν θα άρχιζε να καταρρέει. Καθώς καταρρέει, η ύλη θα πλησίαζε όλο και πιο κοντά και θα συνθλιβόταν σε μια μοναδικότητα. Σε αυτό το σημείο, είναι δυνατόν υπό ορισμένες συνθήκες η κατάρρευση να "αναπηδήσει" και η διαστολή να ξεκινήσει ξανά. Παρόλα αυτά, δεν υπάρχει αρκετή ύλη στο Σύμπαν για να συμβεί η μεγάλη σύνθλιψη.
Το μεγάλο σχίσμα (the Big Rip) είναι ένα τελικό σενάριο που οι περισσότεροι επιστήμονες δεν θεωρούν πιθανό να συμβεί. Σύμφωνα με την τρέχουσα θεωρία της κοσμολογίας η διαστολή επιταχύνεται, αλλά επιταχύνεται με σταθερό ρυθμό. Στο σενάριο της μεγάλης σχισμής, η επιτάχυνση του Σύμπαντος αυξάνεται με την πάροδο του χρόνου. Τελικά, η επιτάχυνση θα είναι τόσο γρήγορη ώστε οι θεμελιώδεις δυνάμεις να μην μπορούν να συγκρατούν την ύλη μαζί, και όλα θα διαλυθούν σε μια “σούπα” υποατομικών σωματιδίων. Αυτό είναι ένα αρκετά θεωρητικό σενάριο και προς το παρόν δεν υπάρχουν αρκετά στοιχεία για την επιβεβαίωση του.
Τα αστρικά πτώματα μπορούν να "πεθάνουν" περισσότερο ή μένουν για πάντα όπως είναι; +
Τα αστρικά πτώματα μπορούν να "πεθάνουν" περισσότερο ή μένουν για πάντα όπως είναι; +
Είναι γνωστό πως ένα αστέρι, όταν καταναλώσει όλα τα καύσιμα του καταρρέει βαρυτικά, “πεθαίνει” με απλά λόγια, και ανάλογα με τη μάζα του, το απομεινάρι του μπορεί να είναι ένας λευκός νάνος, ένας αστέρας νετρονίων ή μια μελανή οπή.
Στην περίπτωση ενός απομονωμένου αστέρα, όπως είναι ο Ήλιος μας, αν μετατραπεί σε λευκό νάνο, εφόσον δεν υπάρχει πλέον κανένας τρόπος παραγωγής θερμότητας, αναμένεται σταδιακά να χάνει την εναπομένουσα ενέργειά του. Έτσι δηλαδή, θα ελαττώνεται η θερμοκρασία του και θα γίνεται ολοένα και πιο ψυχρός. Αλλά ο χρόνος που απαιτείται για να ψυχθεί τελείως ένας λευκός νάνος έχει υπολογιστεί θεωρητικά και είναι συγκρίσιμος με την ηλικία του σύμπαντος (13.8 δισεκατομμύρια χρόνια), οπότε αυτός είναι ο λόγος που δεν έχουμε παρατηρήσει αυτό το φαινόμενο.
Παρόμοια εξέλιξη μπορούν να ακολουθήσουν και οι αστέρες νετρονίων αν αυτοί βρίσκονται απομονωμένοι. Στην περίπτωση όμως των μελανών οπών που προήλθαν από τον "θάνατο" μεγάλων αστέρων, αυτές μπορούν να μεγαλώσουν καταβροχθίζοντας ό,τι υλικό (σκόνη ή αέριο) βρίσκεται κοντά τους.
Είναι πολύ σύνηθες όμως, στην Αστροφυσική, να παρατηρούμε αντικείμενα σε δυάδες. Τότε η μοίρα των λευκών νάνων και των αστέρων νετρονίων μπορεί να είναι διαφορετική. Αν έρθουν για παράδειγμα πολύ κοντά ένα ζευγάρι αστέρων νετρονίων τότε είναι αναπόφευκτη η σύγκρουσή τους, με αποτέλεσμα τη δημιουργία ενός νέου αστέρα νετρονίων ή ακόμη και μιας μελανής οπής, ανάλογα με τις μάζες των αστέρων νετρονίων που θα συγχωνευθούν.
Τι είναι οι κβάζαρς (Quasars); +
Τι είναι οι κβάζαρς (Quasars); +
Τα κβάζαρ είναι μερικά από τα πιο απομακρυσμένα αντικείμενα που παρατηρούν οι αστρονόμοι. Μοιάζουν με αστέρια στα οπτικά μήκη κύματος, κάτι το οποίο πίστεψαν και όταν τα ανακάλυψαν για πρώτη φορά. Αυτό φανερώνει και το όνομά τους: Quasar: Quasi-Stellar Objects, κάτι σαν αστέρια δηλαδή. Αργότερα όταν τα μελέτησαν, οι επιστήμονες αντιλήφθηκαν ότι είναι απίστευτα μακριά. Αν ήταν τόσο φωτεινά αστέρια θα έπρεπε να εκπέμπουν τεράστια ποσότητα ενέργειας. Ακόμη, πολλά από αυτά τα αντικείμενα είναι επίσης πολύ φωτεινά στα ραδιοκύματα. Το παζλ του τι είναι αυτά τα αντικείμενα συμπληρώθηκε όταν ανακαλύφθηκε ότι το μέγεθος τους είναι αρκετά μικρό, με βάση τα αστροφυσικά πρότυπα (ίσο περίπου με το μέγεθος του Ηλιακού Συστήματος). Ο μόνος τρόπος για την παραγωγή τέτοιων τεράστιων ποσοτήτων ενέργειας σε μια τόσο μικρή περιοχή του διαστήματος (ο οποίος είναι γνωστός σήμερα) είναι από την ύλη που πέφτει μέσα σε μία μαύρη τρύπα.
Τι είναι η ερυθρομετατόπιση (redshift) στην κοσμολογία; ++
Τι είναι η ερυθρομετατόπιση (redshift) στην κοσμολογία; ++
Η ερυθρομετατόπιση ενός αντικειμένου είναι η μετατόπιση όλων των γραμμών του φάσματός του προς το κόκκινο. Με άλλα λόγια, τα μήκη κύματος των φωτονίων που λαμβάνουμε γίνονται μεγαλύτερα.
Αν θέλουμε να γίνουμε πιο ακριβείς, η ερυθρομετατόπιση υπολογίζεται από τη σχέση:
z=(λπαρ-λεκπ)/λεκπ,
όπου λεκπ είναι το εκπεμπόμενο μήκος κύματος μιας φασματικής γραμμής, το οποίο γνωρίζουμε από μετρήσεις στο εργαστήριο και λπαρ είναι το μήκος κύματος που τελικά παρατηρούμε.
Σε ένα διαστελλόμενο Σύμπαν, τα μακρινά αντικείμενα υφίστανται ερυθρομετατόπιση επειδή η απόσταση μεταξύ του παρατηρητή-πηγής μεγαλώνει. Υποθέτοντας ένα κοσμολογικό μοντέλο, η ερυθρομετατόπιση μιας πηγής μπορεί να συνδεθεί με την απόσταση της από τον παρατηρητή.
Γιατί πιστεύουμε ότι το σύμπαν διαστέλλεται επιταχυνόμενα; ++
Γιατί πιστεύουμε ότι το σύμπαν διαστέλλεται επιταχυνόμενα; ++
Για να μελετήσουμε την επιτάχυνση του σύμπαντος, στα απλούστερα μοντέλα, χρειάζεται να έχουμε ανεξάρτητες παρατηρήσεις της απόστασης ενός αντικειμένου (που συνδέεται με τη φωτεινότητα του) και της ερυθρομετατόπισης που υφίσταται το φάσμα του. Η πιο χαρακτηριστική τέτοια περίπτωση (και η πρώτη παρατηρησιακή επιβεβαίωση της επιταχυνόμενης διαστολής), είναι οι υπερκαινοφανείς εκρήξεις (supernova).
Παρατηρώντας την ερυθρομετατόπιση ενός supernova, μπορούμε να συμπεράνουμε κατά πόσο διαστάλθηκε το Σύμπαν από τη στιγμή της έκρηξης του supernova. Αλλά για να υπολογίσουμε την αναμενόμενη φωτεινότητα ενός supernova, χρειάζεται να ξέρουμε την απόσταση του σήμερα.
Εάν η διαστολή του Σύμπαντος είναι επιταχυνόμενη, τότε αυτή ήταν πιο αργή στο παρελθόν, και ο χρόνος που χρειάζεται για να επιτευχθεί ένα συγκεκριμένο ποσοστό διαστολής είναι μεγαλύτερο, οπότε οι αποστάσεις σήμερα είναι μεγαλύτερες (σε σχέση με μια διαστολή σταθερής ταχύτητας).
Αντίθετα, αν η διαστολή είναι επιβραδυνόμενη, αυτό σημαίνει ότι ήταν πιο γρήγορη στο παρελθόν, κι άρα οι αποστάσεις σήμερα είναι μικρότερες.
Οπότε για ένα επιταχυνόμενο Σύμπαν, οι supernova που εμφανίζουν μεγάλη ερυθρομετατόπιση θα πρέπει να φαίνονται πιο αμυδρά σε σχέση με ένα σύμπαν που διαστέλλεται με σταθερή ταχύτητα ή επιβραδυνόμενα. Και αυτό είναι που παρατήρησαν οι αστροφυσικοί στα τέλη της δεκαετίας του 1990, και οδήγησε στο αντίστοιχο Νόμπελ Φυσικής το 2011.
Πώς μπορούμε να ψάξουμε για παραβιάσεις της αναλλοιώτητας Λόρεντζ χρησιμοποιώντας ακτίνες γ; +++
Πώς μπορούμε να ψάξουμε για παραβιάσεις της αναλλοιώτητας Λόρεντζ χρησιμοποιώντας ακτίνες γ; +++
Η αναλλοιώτητα Λόρενζ σχετίζεται με την αρχή της ειδικής σχετικότητας, να μένουν όλοι οι νόμοι της φυσικής ίδιοι σε αλλαγές αδρανειακών συστημάτων (συστήματα αναφοράς που κινούνται με διαφορετικές αλλά σταθερές ταχύτητες μεταξύ τους). Στην προσπάθεια να βρεθεί μια θεωρία κβαντικής βαρύτητας έχουν προταθεί διάφορες εκδοχές παραβίασης αυτής της αρχής, οι οποίες πηγάζουν από την προσπάθεια να συνδεθεί ο συνεχής χωροχρόνος με πεπερασμένα κομμάτια του (κβάντα). Μία από αυτές είναι το φως να έχει μια πολύ μικρή μεταβολή της σταθερής ταχύτητας του στο κενό, ανάλογα με την ενέργεια του, δηλαδή μια τροποποιημένη σχέση διασποράς, όπου όσο μεγαλύτερη ενέργεια έχει, τόσο διαφορετική θα είναι η ταχύτητα του από c (μικρότερη ή μεγαλύτερη). Αυτό σημαίνει ότι διαφορετικής ενέργειας φωτόνια που έχουν ξεκινήσει ταυτόχρονα από μια πηγή, θα ανιχνεύονται με χρονοκαθυστέρηση μεταξύ τους. Αυτή η χρονοκαθυστέρηση αυξάνεται σε δευτερόλεπτα και γίνεται πιο εύκολα παρατηρήσιμη όσο μεγαλύτερη είναι η απόσταση από την πηγή (πχ αν σκεφτούμε έναν λαγό και μια χελώνα, όσο μεγαλύτερη διαδρομή έχουν να διανύσουν, τόσο αργότερα θα φτάσει η χελώνα στο τέρμα, σε αντίθεση με τον μύθο του Αισώπου). Επειδή οι ακτίνες γ είναι πιο ενεργητικές, θα παρουσιάζουν πιο έντονα το φαινόμενο αυτό, οπότε προτιμούνται και συγκρίνονται με πιο χαμηλής ενέργειας φωτόνια που θα ταξιδεύουν με τη γνωστή ταχύτητα του φωτός. Για τον σκοπό αυτό χρειάζονται αστροφυσικές πηγές σε μεγάλες αποστάσεις, που έχουν πολύ γρήγορη μεταβλητότητα στη λαμπρότητα τους σε διαφορετικές ενέργειες φωτονίων, έτσι ώστε να φαίνεται αν οι διαφορετικής ενέργειας ακτίνες είναι ταυτόχρονες όταν ξεκινάνε. Τέτοιες πηγές είναι οι εκλάμψεις ακτίνων γ (GRBs) που έχουν πολύ γρήγορη μεταβλητότητα ευρέος φάσματος, και οι ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες (AGNs) που έχουν πιο αργή μεταβλητότητα αλλά υψηλότερης ενέργειας ακτίνες γ. Επειδή όμως οι συγκεκριμένες πηγές έχουν ποικιλία συμπεριφορών, είναι δύσκολο να ξέρουμε αν πραγματικά τα φωτόνια που μας φτάνουν εκπέμπονται όντως ταυτόχρονα. Για αυτό τον λόγο πρέπει να μελετηθούν στατιστικά πολλές τέτοιες αφίξεις από διαφορετικού τύπου πηγές, σε διαφορετικές αποστάσεις και με διαφορετικές ενέργειες φωτονίων. Αν βρεθεί κάποια συστηματική παρέκκλιση στον χρόνο άφιξης των φωτονίων που αλλάζει μόνο με την ενδιάμεση απόσταση πηγής-παρατηρητή, τότε θα υπάρχουν ενδείξεις ότι συμβαίνει. Στην πράξη όμως είναι πολύ πιο εύκολο να διαψευσθούν μοντέλα κβαντικής βαρύτητας. Αν πχ ένα μοντέλο προβλέπει χρονοκαθυστέρηση 3-4 δευτερόλεπτα για δύο διαφορετικές ενέργειες, και παρατηρήσουμε σε μια πολύ απότομη έκλαμψη μικρής χρονικής διάρκειας, να καταφθάνουν με διαφορά 1 sec τότε αυτό το μοντέλο απορρίπτεται και μπαίνουν αυστηρότεροι περιορισμοί.
Πηγές:
https://arxiv.org/pdf/1501.00824.pdf
https://www.nature.com/articles/nature08574
Page updated
Google Sites
Report abuse