Τα παγωμένα φαράγγια του Πλούτωνα

Εντυπωσιακές κοντινές εικόνες από τον Βόρειο Πόλο του πλανήτη νάνου

Με κίτρινο χρώμα εικονίζονται τα πολύ μεγάλα φαράγγια του Πλούτωνα στον Βόρειο Πόλο ενώ με γαλάζιο και ροζ κάποιες κοιλάδες που υπάρχουν εκεί. Credit: (NASA/JHUAPL/SwRI)

Η NASA έδωσε στη δημοσιότητα νέες εντυπωσιακές εικόνες από τον  πλανήτη Πλούτωνα. Πρόκειται για εικόνες που τράβηξε το σκάφος New Horizons από τον Βόρειο Πόλο του πλανήτη νάνου. Σε αυτές εικονίζονται με λεπτομέρειες τα μεγάλα παγωμένα φαράγγια και τάφροι που υπάρχουν εκεί. Υπάρχουν φαράγγια με πλάτος 10 χλμ αλλά και φαράγγια με πλάτος 75 χλμ. Υπάρχουν επίσης μυστηριώδεις τάφροι με διάμετρο 70 χλμ και βάθος τεσσάρων χλμ.

 
Η μελέτη των τοιχωμάτων των φαραγγιών στον Βόρειο Πόλο δείχνει ότι αποτελούνται από διαφορετικά και ελαφρύτερα υλικά από ότι τα φαράγγια στις άλλες περιοχές του Πλούτωνα. Υποδεικνύει επίσης την ύπαρξη μια περιόδου έντονης τεκτονικής δραστηριότητας στο μακρινό παρελθόν του πλανήτη νάνου.Οι νέες εικόνες και εκείνες που συνεχίζουν να έρχονται από το σκάφος New Horizons (το οποίο συνεχίζει το ταξί του στις εσχατιές του ηλιακού μας συστήματος) από το σύστημα του Πλούτωνα φωτίζουν το μακρινό, σκοτεινό και παγωμένο κόσμο του.

ΠΗΓΗ: ΤΟ ΒΗΜΑ Science

‘’Ταραγμένα’’ άστρα σε ασυνήθιστους Γαλαξίες

Γεγονότα Παλιρροϊκής Διαταραχής (Γ Π Δ ή Tidal disruption events TDEs) εμφανίζονται όταν ένα αστέρι περνάει σχετικά πολύ κοντά σε μια υπερμεγέθη μαύρη τρύπα στο κέντρο ενός γαλαξία. 

Παλιρροϊκές δυνάμεις από τη μαύρη τρύπα κάνουν το διερχόμενο αστέρι να ‘’σπαράσσεται’’, με αποτέλεσμα μια σύντομη έκλαμψη ακτινοβολίας στα υλικά του αστέρα, καθώς αυτή η ύλη συσσωρεύεται πάνω στη μαύρη τρύπα. Μια πρόσφατη μελέτη θέτει την ακόλουθη ερώτηση: Τά Γ Π Δ  συμβαίνουν πιο συχνά σε ένα γαλαξία ασυνήθιστου είδους ;

Μέχρι στιγμής, έχουμε στοιχεία από οκτώ υποψήφια Γ Π Δ  των οποίων ή παρατήρηση κορυφώνεται στο οπτικό και υπεριώδες μήκος κύματος. Τα φάσματα από αυτές τις παρατηρήσεις έχουν δείξει μια ενδιαφέρουσα τάση: πολλοί από τους γαλαξίες-ξενιστές αυτών των Γ Π Δ παρουσιάζουν μια αδύναμη γραμμική εκπομπή (παρουσιάζοντας από μικρή έως και απουσία δραστηριότητας σχηματισμού άστρων), και όμως δείχνουν ισχυρές γραμμές απορρόφησης Balmer (δείχνοντας δραστηριότητα σχηματισμού αστέρων  η οποία συνέβη εντός των τελευταίων Gyr: Gyr=συντομογραφία για τα Γίγα  έτη ή 10⁹ έτη η αλλιώς δισεκατομμύρια έτη ). Αυτοί οι αδρανείς ισχυροί γαλαξίες τύπου Balmer, είναι πιθανό να υποβλήθηκαν σε μια περίοδο έντονου σχηματισμού αστέρων που έληξε πρόσφατα.

Για να προσδιοριστεί αν τα Γ Π Δ  ‘’υπερεκπροσωπούνται’’ σε τέτοιους γαλαξίες, μια ομάδα επιστημόνων με επικεφαλής τον Decker French (Του Παρατηρητηρίου Steward, στο Πανεπιστήμιο της Αριζόνα) έχει προσδιορίσει ποσοτικά το κλάσμα των γαλαξιών στο ‘Sloan Survey Digital Sky (SDSS) που εμφανίζουν παρόμοιες ιδιότητες με εκείνες των γαλαξιών-ξενιστών των Γ Π Δ.

ΠΗΓΗ: Big Bang To Dynamic Earth

Δείτε περισσότερα : http://bit.ly/1oNRO75

Η Κίνα ανακοίνωσε τρία νέα projects σχετικά με τα βαρυτικά κύματα

Κινέζοι επιστήμονες ανακοίνωσαν τρία νέα projects για την ανίχνευση βαρυτικών κυμάτων, με αφορμή της πρόσφατης ανακάλυψης του παρατηρητηρίου LIGO των ΗΠΑ. Οι προτάσεις τους περιλαμβάνουν σχέδια για παρατηρητήρια στο διάστημα και στη Γη, αλλά και πιθανώς μια επένδυση στις προσπάθειες του προγράμματος eLisa της Ευρωπαϊκής Υπηρεσίας Διαστήματος.

Ένα από αυτά τα σχέδια έιναι το project Taiji, μια πρόταση για ένα διαστημικό παρατηρητήριο από επιστήμονες της Κινεζικής Ακαδημίας των επιστημών, που θα κατατεθεί στις Κινεζικές αρχές, υπεύθυνες για την επιστήμη και την τεχνολογία μέχρι το τέλος του τρέχοντος έτους. Παρ’ όλα αυτά δεν έχουν αποκαλυφθεί πληροφορίες για το πως θα δουλεύει ένα τέτοιο σκάφος.

Σε συνέντευξη του στην China Daily, ο φυσικός Hu Wenrui, μέλος της Κινεζικής Ακαδημίας των επιστημών δήλωσε: “Αν εκτοξεύσουμε τους δικούς μας δορυφόρους, θα έχουμε την ευκαιρία να είμαστε παγκόσμιοι ηγέτες στη έρευνα βαρυτικών κυμάτων στο μέλλον. Επίσης αν συμμετέχουμε στο πρόγραμμα eLisa, θα είναι κάτι που θα δώσει ώθηση στο ερευνητικό πρόγραμμα της Κίνας ως προς την επιστήμη του διαστήματος και την τεχνολογία.”

Όσον αφορά τις άλλες δύο προτάσεις, η μία είναι το υπο ανάπτυξη σχέδιο Tianqin για την παρατήρηση βαρυτικών κυμάτων από το πανεπιστήμιο Sun Yat-sen της νότιας Κίνας. Η άλλη είναι το σχέδιο Ali, που θα βρίσκεται στη Γη και όχι σε τροχιά, επίσης από την Κινεζική Ακαδημία των επιστημών, που στόχος του θα είναι να ανιχνεύσει βαρυτικά κύματα από το ίδιο το Big Bang. Αν αυτά τα σχέδια προχωρήσουν, η Κίνα κατά πάσα πιθανότητα θα γίνει βασικός παίκτης στην παρατήρηση των βαρυτικών κυμάτων.

Η εφημερίδα People‘s Daily, που είναι από τις μεγαλύτερες της Κίνας, δημοσίευσε ένα άρθρο του Wang Yifang, διευθυντή του Ινστιτούτου φυσικής υψηλών ενεργειών της Κινεζικής Ακαδημίας των επιστημών, που ζητούσε περαιτέρω στήριξη στο θέμα αυτό. Το άρθρο υποστήριξε ότι οι σφιχτοί κανονισμοί της χώρας έχουν μπλοκάρει την επιστημονική πρόοδο, και είναι καιρός να ενθαρύνουμε την Κινεζική κυβέρνηση να επενδύσει στον τομέα αυτό μετά την σπουδαία ανακάλυψη της προηγούμενης βδομάδας από το LIGO των ΗΠΑ.

ΠΗΓΗ:freethinking.gr

Photo credit: Artistic impression of eLISA, ESA’s gravitational wave observatory. ESA

Βρήκαν την πηγή κοσμικής έκλαμψης και «ζύγισαν» το Σύμπαν!

Για πρώτη φορά εντοπίζεται μια «γρήγορη εκπομπή ραδιοκυμάτων» που αποτελεί ένα μυστηριώδες φαινόμενο

Οι τρομερές εκλάμψεις FRB προσφέρουν νέα στοιχεία για την φύση του Σύμπαντος

Ομάδα αστρονόμων κατάφερε για πρώτη φορά να εντοπίσει την προέλευση μιας «γρήγορης έκλαμψης ραδιοκυμάτων» (Fast Radio Burst-FRB). Οι επιστήμονες επιβεβαίωσαν τις υποψίες τους ότι αυτές οι πολύ σύντομες αλλά εντυπωσιακές «αναλαμπές» ραδιοκυμάτων προέρχονται από το μακρινό σύμπαν και η προέλευσή τους δεν είναι κάποια πηγή κοντά στη Γη. Η ανακάλυψη βοηθά τους επιστήμονες να κάνουν υπολογισμούς για την πυκνότητα και το βάρος του Σύμπαντος.

Οι «στιγμιαίες» εκρήξεις
Οι μυστηριώδεις FRB, που για πρώτη φορά έγιναν αντιληπτές το 2007, εκπέμπουν σε ένα χιλιοστό του δευτερολέπτου τόση ενέργεια, όση ο Ήλιος μας σε 10.000 χρόνια. Μέχρι σήμερα έχουν εντοπισθεί 16 τέτοιες εκλάμψεις αν και οι επιστήμονες θεωρούν δεδομένο ότι συμβαίνουν συνεχώς στο Σύμπαν και εκτιμούν μάλιστα ότι στον ουράνιο θόλο κάνουν καθημερινά την εμφάνιση τους περί τις 10.000 και περνούν απαρατήρητες.  
Παραμένει όμως ακόμη άγνωστο το φυσικό φαινόμενο που τις προκαλεί. Μια πιθανή εξήγηση είναι ότι προέρχονται από τη σύγκρουση δύο άστρων νετρονίων και πάντως όχι από εξωγήινους, όπως έχουν ισχυρισθεί οι φανατικοί των… X-Files.

O εντοπισμός
Τον Απρίλιο του 2015 το ραδιοτηλεσκόπιο Parkes στην Αυστραλία εντόπισε μια FRB γεγονός που σήμανε συναγερμό στην παγκόσμια επιστημονική κοινότητα. Πολλοί αστρονόμοι έστρεψαν διάφορα τηλεσκόπια στην περιοχή από όπου φαινόταν ότι είχε έρθει η FRB. Τελικά το ιαπωνικό τηλεσκόπιο Subaru κατάφερε να εντοπίσει την πηγή της FRB που ήταν ένας ελλειπτικός γαλαξίας στα βάθη του Σύμπαντος και πιο συγκεκριμένα σε απόσταση περίπου έξι δισεκατομμυρίων ετών φωτός από τη Γη.
Ο εντοπισμός της προέλευσης της έκλαμψης επέτρεψε στους ερευνητές να αναπτύξουν μια νέα εναλλακτική μέθοδο να μετρήσουν την πυκνότητας της ύλης και να «ζυγίσουν» έτσι το Σύμπαν. Επιβεβαίωσαν με αυτό τον τρόπο ότι η ορατή (κανονική ή βαρυονική) ύλη αποτελεί περίπου μόνο το 5% του σύμπαντος. Το υπόλοιπο 25% εκτιμάται ότι είναι σκοτεινή ύλη και το 70% σκοτεινή ενέργεια. Στο άρθρο τους στην επιθεώρηση «Nature» οι ερευνητές με επικεφαλής τον Εβαν Κιν του Αστεροσκοπείου Jodrell Bank στη Μ.Βρετανία αναφέρουν ότι η ποσότητα των ατόμων του Σύμπαντος είναι διπλάσια από αυτή που φαίνεται στο ορατό Σύμπαν. Τα άτομα που δεν φαίνονται είναι κρυμμένα μέσα σε γιγάντια νέφη που βρίσκονται ανάμεσα στους γαλαξίες.

ΠΗΓΗ: ΤΟ ΒΗΜΑ Science

«Δίδυμοι κομήτες» θα προσεγγίσουν σε κοντινή απόσταση το Μάρτιο τη Γη.

Δύο κομήτες σε παρόμοιες τροχιές πλησιάζουν στη γη. Ένας από αυτούς ο κομήτης   «Ρ 2016 BA14 (Pan-STARRS)»  θα είναι ο πιο «κοντινός» κομήτης εδώ και  246 χρόνια!

Ένα ζευγάρι κομητών με παρόμοιες τροχιές πλησιάζουν στη γη. Ενώ και οι δύο θα περάσουν σε ασφαλή απόσταση, ένας από αυτούς μάλιστα θα σημειώσει ρεκόρ κοντινής προσέγγισης κατά την διέλευσή του. Ο Κομήτης «252 Ρ /LINEAR12» είναι ήδη γνωστό ότι θα περάσει από τη Γη στις 21 Μαρτίου 2016 σε απόσταση 3.290.000 μιλίων (5.3 εκατομμύρια χιλιόμετρα). Αυτό είναι περίπου 14 φορές η απόσταση γης-Σελήνης.

Αλλά οι αστρονόμοι πρόσφατα έμαθαν ότι αυτός ο κομήτης έχει και «παρέα». Στις 22 Ιανουαρίου 2016, το Παρατηρητήριο Ρan-Starrs στη Χαβάη εντόπισε ένα αντικείμενο με μια παρόμοια τροχιά που είχε οριστεί αρχικά ως αστεροειδής «2016 ΒΑ14».

Περαιτέρω παρατηρήσεις έδειξαν μια ουρά κομήτη, υπονοώντας ότι το αντικείμενο είναι ένας κομήτης και όχι ένας Αστεροειδής. Μήπως ο κομήτης «252 Ρ» χωρίστηκε στα δύο; Μπορεί να το ανακαλύψουμε σύντομα.

Ο Κομήτης «P/2016 BA14 (Pan-STARRS)» θα περάσει με ασφάλεια από τη Γη στις 22 Μαρτίου του 2016 περνώντας ακόμα πιο κοντά από τον κομήτη «252 Ρ». Η διέλευση του Κομήτη «P/2016 BA14»  θα είναι μόλις 2,199,933 μίλια (3.5 εκατομμύρια χλμ) ή περίπου 9 σεληνιακές αποστάσεις, πράγμα που είναι πολύ κοντά για έναν κομήτη. Στην πραγματικότητα, ο κομήτης «P/2016 BA14» θα σημειώσει ρεκόρ ως τον Τρίτo πιο γνωστό ιστορικά καταγεγραμμένο κομήτη που πέρασε από τον πλανήτη μας.

Οι αστρονόμοι έχουν δει πολλούς αστεροειδείς που έρχονται ακόμα πιο κοντά στη γη, αλλά... Οι κομήτες είναι κάτι άλλο. Όχι, δεν υπάρχει απολύτως κανένας κίνδυνος στον πλανήτη Γη, επειδή 9 σεληνιακές αποστάσεις είναι πολύ ασφαλής απόσταση.

Ποιος κομήτης  έχει περάσει πιο κοντά στη γη από οποιαδήποτε άλλο κομήτη στην ιστορία;

Διαβάστε περισσότερα: http://bit.ly/1TwetQl

ΠΗΓΗ : Big Bang To Dynamic Earth

NASA: Σύστημα πρόωσης με λέιζερ που θα μπορούσε να μας πάει στον Άρη σε 3 μέρες

Ομάδα επιστημόνων από το Πανεπιστήμιο της Καλιφόρνια (Σάντα Μπάρμπαρα) αναπτύσσουν μια επαναστατική τεχνολογία πρόωσης στο πλαίσιο του ερευνητικού προγράμματος Directed Energy Interstellar Precursors (Deep-In).

To πρόγραμμα στοχεύει στην κατασκευή διαστημικών σκαφών που θα μπορούν να ταξιδεύουν με τρομερές ταχύτητες στο Διάστημα ώστε να μπορούν να φτάνουν σε πολύ μακρινούς προορισμούς σε σύντομο χρονικό διάστημα.

Το σύστημα

Οι ερευνητές πειραματίζονται με ένα σύστημα που ονομάζεται «φωτονική αεριώθηση» το οποίο βασίζεται στην χρήση συστοιχιών λέιζερ τα οποία στην ουσία θα αντικαθιστούν τα «παραδοσιακά» καύσιμα που χρησιμοποιούνται σήμερα στα διαστημόπλοια. Ως γνωστόν οι σημερινοί τύποι καυσίμων πρώτον αυξάνουν σημαντικά το βάρος των διαστημοπλοίων ενώ φυσικά κάποια στιγμή εξαντλούνται. Οι ερευνητές πιστεύουν ότι το φως των λέιζερ μπορεί να προκαλέσει την απαραίτητη ώθηση σε διαστημικά σκάφη ώστε αυτά να καλύπτουν τεράστιες αποστάσεις σε χρόνο dt.

«Οι φωτονικοί κινητήρες βασίζονται στην εκπομπή ενός ρεύματος φωτονίων με σκοπό να εκμεταλλευτούν την ώση την οποία αναπτύσσουν εξ αντίδρασης. Η ώση γίνεται υπολογίσιμη εξαιτίας της πάρα πολύ υψηλής ταχύτητας με την οποία τα εκπεμπόμενα φωτόνια μπορούν να κινηθούν. Ο τύπος αυτός κινητήρα εξασφαλίζει λειτουργία για απεριόριστο χρόνο και μπορεί να χρησιμοποιηθεί μόνο στο διαστημικό κενό όπου δεν υπάρχουν τριβές» αναφέρει ο δρ. Κωνσταντίνος Γ. Κολοβός, Χημικός Μηχανικός Ε.Μ.Π, σε μελέτη του για τους κινητήρες πυραύλων και τα προωθητικά πυραυλικών συστημάτων που πραγματοποίησε για το Ελληνικό Κέντρο Ελέγχου Οπλων «ΑΘΗΝΑ».

Οι αμερικανοί ερευνητές αναπτύσσουν μια τεχνολογία φωτονικής αεριώθησης την οποία προορίζουν για χρήση σε μίνι διαστάσεων διαστημικά σκάφη. Αν τα καταφέρουν θα ανοίξει ο δρόμος για την ανάπτυξη ανάλογων συστημάτων για διαστημόπλοια που θα μπορούν να μεταφέρουν και ανθρώπους. Οι ειδικοί εκτιμούν ότι ένα σκάφος που θα κινείται με φωτονική αεριώθηση θα μπορεί να ταξιδέψει στον Αρη σε μόλις 72 ώρες! Με την υπάρχουσα τεχνολογία το ταξίδι στον Κόκκινο Πλανήτη διαρκεί έξι μήνες.

tovima

22/2/2016

Δέος: Εντοπίστηκε «μαύρη τρύπα» 21 δισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από τον Ήλιο

«Κοιμώμενο γίγαντα» την χαρακτηρίζουν οι επιστήμονες

    

Μια νέα φωτογραφία του γαλαξία NGC 4889 από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble απεικονίζει μια τεράστια μαύρη τρύπα" target="_blank">μαύρη τρύπα, από τις μεγαλύτερες που έχουν παρατηρήσει μέσω του τηλεσκοπίου ως τώρα οι επιστήμονες. Το διαστημικό τηλεσκόπιο επέτρεψε στους επιστήμονες να συλλάβουν φωτογραφίες του γαλαξία, που βρίσκεται στο Coma Cluster περίπου 300 εκατομμύρια έτη φωτός μακριά.
Το μέγεθος της μαύρης αυτής τρύπας είναι ασύλληπτο, αφού υπολογίζεται ότι είναι περίπου 21 δισεκατομμύρια φορές τη μάζα του Ήλιου, περίπου 130 δισεκατομμύρια χιλιόμετρα σε διάμετρο. Αυτό είναι περίπου 15 φορές η διάμετρος της τροχιάς του Ποσειδώνα γύρω από τον Ήλιο, σύμφωνα με τους επιστήμονες στο διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble.  

Σε ένα σημείο, η μαύρη τρύπα" target="_blank">μαύρη τρύπα αυτοτροφοδοτείται με ενέργεια απορροφώντας διαστημική ύλη, όπως αέρια, σκόνη και διαστημικά συντρίμμια. Αυτός ο κύκλος από την "τροφή" της μαύρης τρύπας επιταχύνεται από την ισχυρή βαρυτική έλξη της και εκπέμπει τεράστιους πίδακες ενέργειας έξω από τον γαλαξία.  
Οι φωτογραφίες του γαλαξία που έδωσαν στη δημοσιότητα οι επιστήμονες, δεν αποτυπώνουν τη μαύρη τρύπα" target="_blank">μαύρη τρύπα, αλλά οι επιστήμονές είναι σε θέση να την παρατηρήσουν αναλύοντας αντικείμενα που φαίνεται να αλληλεπιδρούν με κάποια αόρατη δύναμη. Συγκεκριμένες ταχύτητες των άστρων επέτρεψαν στους επιστήμονες να υπολογίσουν το απίστευτο μέγεθος της μαύρης τρύπας NGC 4889.

 ΠΗΓΗ: e-radio.gr

Κ. Κόκκοτας: μετά την ανίχνευση των βαρυτικών κυμάτων το σύμπαν δεν θα είναι το ίδιo

Εντός δεκαετίας θα μπορούμε να παρατηρούμε το σύμπαν από τη γέννηση του μέχρι σήμερα

                             

O Κωνσταντίνος Κόκκοτας κατέχει την έδρα Θεωρητικής Αστροφυσικής στο Πανεπιστήμιο του Τύμπιγκεν της Γερμανίας από το 2007. Υπήρξε καθηγητής στο Τμήμα Φυσικής του ΑΠΘ απ’ όπου παραιτήθηκε το 2014. Από το 2010 είναι καθηγητής και στο Georgia Institute of Technology των ΗΠΑ. Τα ερευνητικά του ενδιαφέροντα σχετίζονται με την εφαρμογή της Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας στη μελέτη της δυναμικής των αστέρων νετρονίων και των μελανών οπών αλλά και τις διαδικασίες παραγωγής βαρυτικών κυμάτων. Μεταξύ άλλων, διατέλεσε επιστημονικός υπεύθυνος για την Ελλάδα Ευρωπαϊκού δικτύου για έρευνα στα «Βαρυτικά Κύματα», επιστημονικός υπεύθυνος (για όλη την Ευρώπη) στον τομέα της «Θεωρίας Βαρυτικών Κυμάτων» το δικτύου ILIAS και αναπληρωτής υπεύθυνος του γερμανικού δικτύου «Πηγές Βαρυτικών Κυμάτων».

Mετά την ανίχνευση των βαρυτικών κυμάτων το σύμπαν δεν θα είναι ξανά το ίδιο, θα αποκαλυφθούν ακόμα και οι πιο κρυφές γωνιές του, τόνισε ο καθηγητής Θεωρητικής Αστροφυσικής στο γερμανικό πανεπιστήμιο του Τύμπιγκεν, Κωνσταντίνος Κόκκοτας, μιλώντας στην εκδήλωση που διοργάνωσε ο Σύλλογος Αποφοίτων του ΑΠΘ, με αφορμή την πειραματική απόδειξη του φαινομένου.
Εκτίμησε, δε, ότι σε λιγότερο από μια δεκαετία θα μπορούμε να παρατηρούμε το σύμπαν από τη γέννηση του μέχρι σήμερα. Όπως εξήγησε, τα βαρυτικά κύματα που εκλύθηκαν στο πρώιμο σύμπαν, δευτερόλεπτα μετά τη Μεγάλη ‘Εκρηξη, άφησαν το αποτύπωμα τους στη μικροκυματική ακτινοβολία. Επιπλέον, δεν αλληλεπίδρασαν με την ύλη, οπότε δεν άλλαξαν μορφή
Εκτιμάται ότι, κατά τη συγχώνευση αυτών των δύο «τεράτων», υπήρξε απώλεια μιας ποσότητας μάζας περίπου τριπλάσιας από τον Ήλιο, η οποία μετατράπηκε σε ενέργεια και στη συνέχεια σε βαρυτικά κύματα μέσα σε κλάσματα του δευτερολέπτου. Αυτά τα κύματα ανίχνευσε τελικά το LIGO.
Ο κ. Κόκκοτας τόνισε ότι μεταξύ των ερωτημάτων που μένει να διερευνηθούν είναι, μεταξύ άλλων, εάν τα βαρυτικά κύματα ταξιδεύουν με την ταχύτητα του φωτός, εάν έχουν μάζα, αλλά και ποια είναι η δομή του χωροχρόνου στο εσωτερικό μιας μαύρης τρύπας.

 

Προσομοίωση της σύγκρουσης δύο μαύρων τρυπών. Το Παρατηρητήριο Βαρυτικών Κυμάτων LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) ανίχνευσε για πρώτη φορά τα βαρυτικά κύματα που παράχθηκαν από τον στροβιλισμό την τελική συγχώνευση δυο μαύρων τρυπών (με μάζες 29 και 36 φορές την μάζα του ήλιου αντίστοιχα).

Χαιρετισμό στην εκδήλωση απηύθυνε, μέσω Skype, η καθηγήτρια αστροφυσικής του Πανεπιστημίου Northwestern του Σικάγο, Βίκυ Καλογερά, η οποία συμμετέχει στη διεθνή επιστημονική κοινοπραξία LIGO που έκανε τη βαρυσήμαντη ανακοίνωση για την ανακάλυψη των βαρυτικών κυμάτων. Μεταξύ άλλων, τόνισε ότι οι ανιχνευτές του LIGO θα ανοίξουν και πάλι τον Ιούνιο ή τον Ιούλιο για έξι μήνες, κατόπιν το 2017 για εννιά μήνες και το 2018, οπότε και η ευαισθησία τους θα είναι τριπλάσια σε σχέση με τη σημερινή.
Υπογράμμισε ότι ζει συγκλονιστικές στιγμές και ότι η ανακάλυψη ήρθε μετά από 15 χρόνια δουλειάς και προσπαθειών.
Δήλωσε περήφανη που είναι απόφοιτη του Τμήματος Φυσικής του ΑΠΘ και πρόσθεσε ότι η εκπαίδευση που έλαβε ήταν η βάση για όσα έχει πετύχει.
πηγή: www.cnn.gr

«Πράσινο φως» για το ινδικό LIGO

Εν τω μεταξύ, όπως ανέφερε και ο Κωνσταντίνος Κόκκοτας στην χθεσινή του διάλεξη, μετά την μεγάλη επιτυχία του LIGO, δόθηκε «πράσινο φως» στην Ινδία για την κατασκευή του ανιχνευτή βαρυτικών κυμάτων.

          

«Πράσινο φως» στην Ινδία για την κατασκευή ενός ανιχνευτή βαρυτικών κυμάτων
του Κώστα Δεληγιάννη- naftemporiki.gr 

Μία μόλις εβδομάδα από την πρώτη πετυχημένη ανίχνευση βαρυτικών κυμάτων από τους ανιχνευτές Advanced LIGO στις ΗΠΑ, το υπουργικό συμβούλιο της Ινδίας ενέκρινε καταρχήν την κατασκευή μιας ανάλογης διάταξης στη χώρα της Νότιας Ασίας.
Ο ανιχνευτής θα ονομασθεί LIGO-India και υπεύθυνη για την κατασκευή του θα είναι η ερευνητική ομάδα IndIGO (Indian Initiative in Gravitational-wave Observations), η οποία συνέβαλε στην ανακάλυψη της περασμένης εβδομάδας.
Όταν ολοκληρωθεί, θα ενταχθεί στο παγκόσμιο δίκτυο των παρατηρητηρίων βαρυτικών κυμάτων που βρίσκονται ήδη σε λειτουργία και τα οποία, εκτός από τις ΗΠΑ, βρίσκονται στη Γερμανία, την Ιταλία και την Ιαπωνία.
Σχολιάζοντας την απόφαση με μηνύματά του στο Twitter, ο Ινδός πρωθυπουργός Ναρέντρα Μόντι σημείωσε πως η κατασκευή του ανιχνευτή θα γίνει με τη συνεργασία του Caltech and MIT, τα δύο ιδρύματα που λειτουργούν την αντίστοιχη διάταξη στις ΗΠΑ. Σύμφωνα επίσης με τον Μόντι, το LIGO-India θα προσφέρει σημαντικές ευκαιρίες και στην ινδική βιομηχανία, για να αξιοποιήσει τεχνολογίες αιχμής.
Το σήμα που ανιχνεύθηκε την περασμένη εβδομάδα αφορούσε τη συγχώνευση δύο μελανών οπών, με μάζα 36 και 29 φορές μεγαλύτερης από τη μάζα του Ήλιου, από την οποία προέκυψε μία μελανή οπή με 62πλάσια μάζα από τον Ήλιο, σε απόσταση 1,3 δισ. ετών φωτός από τη Γη.
Ινδοί επιστήμονες συμμετείχαν τόσο στην προσομοίωση της μορφής των βαρυτικών κυμάτων που θα μπορούσα να προκύπτουν από ένα τέτοιο κοσμικό γεγονός όσο και στην επεξεργασία του σήματος, το οποίο έχει ονομασθεί GW150914.
Το Advanced LIGO χρησιμοποιεί δύο ανιχνευτές, στην Ουάσιγκτον και τη Λουιζιάνα, ώστε ένα σήμα να θεωρείται αξιόπιστο όταν ανιχνεύεται και από τις δύο πειραματικές διατάξεις.

                
Οι ανιχνευτές του πειράματος LIGO στις ΗΠΑ ανίχνευσαν σήμα βαρυτικών κυμάτων, το οποίο εκτιμούν ότι προέρχονταν από δύο μαύρες τρύπες με μάζες 29 και 36 φορές μεγαλύτερες από τον Ήλιο.

Η ύπαρξη ωστόσο και άλλων παρατηρητηρίων βαρυτικών κυμάτων, σε άλλα σημεία του πλανήτη, θα επιτρέπει στους επιστήμονες να εξάγουν περισσότερα στοιχεία για τις πηγές που προκαλούν τις διαταραχές στο χωροχρονικό συνεχές και να υπολογίζουν με μεγαλύτερη ακρίβεια τη θέση τους στο σύμπαν.
Εκτός από τις δύο διατάξεις του Advanced LIGO, στο παγκόσμιο δίκτυο συμμετέχει ο ανιχνευτής GEO600 detector στη Γερμανία και οι ανιχνευτές Virgo και KAGRA, στην Ιταλία και την Ιαπωνία αντίστοιχα, που αυτή τη στιγμή βρίσκονται σε φάση αναβάθμισης.
Σύμφωνα με ερευνητές που συνεργάζονται στο πλαίσιο του παγκόσμιου δικτύου, το LIGO-India θα αυξήσει την ακρίβεια εντοπισμού των πηγών των βαρυτικών κυμάτων κατά 5 έως 10 φορές.

ΠΗΓΗ : physicsgg

Φυσικοί και Φυσική από το διαδίκτυο

Νικόλαος Κοπέρνικος: ένας γίγαντας στους ώμους του οποίου πάτησε ο Νεύτωνας

Γεννημένος στο Τορούν της Πολωνίας, στις 19 Φεβρουαρίου 1473, ακριβώς λίγο μετά την εφεύρεση της τυπογραφίας και λίγο πριν την «ανακάλυψη» της Αμερικής, ο Νικόλαος Κοπέρνικος μεγαλώνει σε έναν κόσμο που αλλάζει ταχύτατα. Όπως γράφει ο Κέσλερ, πρόκειται ίσως για τη «μορφή την πιο άχρωμη μεταξύ όλων εκείνων που, χάρη στην αξία τους ή λόγω των συνθηκών, διαμόρφωσαν το πεπρωμένο της ανθρωπότητας».

Τα μεγαλύτερα «πράγματα» του Σύμπαντος

Τα αδιανόητα αστρονομικά μεγέθη των ουράνιων σωμάτων!

Με την αστρονομική τεχνολογία να πραγματοποιεί άλματα προόδου, οι επιστήμονες είναι σε θέση να ανακαλύπτουν συνεχώς νέα δεδομένα στο Υπερπέραν, δεδομένα που έρχονται να ανατρέψουν δοξασίες δεκαετιών και να φέρουν τα πάνω-κάτω στην κοσμική έρευνα.

Και ο ίδιος εξάλλου ο όρος «το μεγαλύτερο πράγμα του Διαστήματος» αλλάζει σχεδόν κάθε χρόνο, καθώς νέοι και ακριβέστεροι τρόποι υπολογισμού των αστρονομικών αντικειμένων καλούν σε δραστικές αναπροσαρμογές των μετρήσεών μας.

Την ίδια ώρα φυσικά που κάποια από τα κοσμικά αυτά σώματα είναι τόσο μεγάλα που αποτελούν πονοκέφαλο για την επιστήμη, κάνοντας πολλούς να μιλούν για θεωρητικές κατασκευές χωρίς πρακτικό αντίκρισμα.
Κι όμως υπάρχουν…

Το Μεγάλο Τείχος Σλόαν

Η μεγαλύτερη άλλοτε δομή του Σύμπαντος, όπως πίστεψαν τουλάχιστον οι αστρονόμοι το 2003, όταν χαρτογράφησαν σε μια γιγαντιαία έρευνα 8 ετών εκατοντάδες εκατομμύρια γαλαξίες (το 1/4 του ουρανού!) με σκοπό να βρουν το απολύτως κολοσσιαίο σε κοσμικές διαστάσεις σώμα. Ήταν στις 20 Οκτωβρίου 2003 όταν αστρονόμοι του Πανεπιστημίου Πρίνστον ανακοίνωσαν την ανακάλυψη μιας δομής, γνωστής ως Μεγάλο Τείχος Σλόαν, με μήκος που φτάνει τα 1,38 δισεκατομμύρια έτη φωτός, κατατάσσοντάς τη τον Ιανουάριο του 2013 ως τη μεγαλύτερη κοσμική δομή που έχει ποτέ ανακαλυφθεί στο Σύμπαν.

Πρόκειται για μια σχετικά λεπτή νηματοειδή κατανομή γαλαξιών, γαλαξιακών σμηνών και υπερσμηνών, που σχηματίζει μια σειρά από θηριώδη τείχη γαλαξιών που χωρίζονται από τεράστια κενά στο άδειο Διάστημα. Το μπουκέτο αυτό από υπερσμήνη, που εκτείνεται σε μήκος πάνω από ένα δισεκατομμύριο έτη φωτός, αποτελεί μάλιστα το 5% του μήκους όλου του ορατού Σύμπαντος! Όσο για την απόστασή του από τη Γη, υπολογίζεται σε πάνω από 1 δισ. έτη φωτός.

Έχει υποστηριχθεί ότι τέτοιες επιμήκεις υπερδομές σχηματίστηκαν κατά μήκος κοσμικών ιστών από σκοτεινή ύλη, η οποία υπαγορεύει εξάλλου τον τρόπο που δομείται το Σύμπαν στις μεγαλύτερες κλίμακες. Το Μεγάλο Τείχος Σλόαν αποτελεί αγκάθι στην παραδεδομένη αστρονομική θεωρία, καθώς η μάζα του θα χρειαζόταν δύο τετράκις χρόνια για να φτιαχτεί, πολύ περισσότερο δηλαδή από τις πεποιθήσεις της επιστήμης για την ηλικία του Σύμπαντος. Αλλά και το μέγεθός του αψηφά τις καθιερωμένες αστρονομικές αντιλήψεις, σύμφωνα με τις οποίες τίποτα στο Διάστημα δεν μπορεί να υπερβαίνει τα 1,2 δισ. έτη φωτός. Κι όμως, το Μεγάλο Τείχος Σλόαν θεωρείται σήμερα μόλις το τέταρτο μεγαλύτερο αντικείμενο του Κόσμου…

Η Δομή Μεγάλο LQG

Τα κβάζαρ είναι γαλαξίες που έχουν ένα ενεργό και τρομερά λαμπρό κέντρο λόγω της ισχυρής ακτινοβολίας που αυτό εκπέμπει. Οι ενεργοί γαλαξιακοί αυτοί πυρήνες, που είναι τόσο φωτεινοί σαν δέκα χιλιάδες γαλαξίες μαζί, τροφοδοτούνται από υπερτεράστιες μαύρες τρύπες και παράγουν ενέργεια τουλάχιστον 1.000 φορές μεγαλύτερη από κάθε άλλη κοσμική δομή. Το μεγαλύτερο άλλοτε ουράνιο σώμα που είχε ποτέ ανακαλυφθεί, πλέον κείται στην τρίτη θέση, καθώς όπως είπαμε οι εξελίξεις στην αστρονομία είναι καταιγιστικές.

Το Μεγάλο LQG (Κβαντική Βαρύτητα Βροχών) είναι ένα σμήνος από 73 κβάζαρ που εκτείνεται σε περισσότερα από 4 δισ. έτη φωτός και ανακαλύφθηκε μάλιστα στην ίδια ουράνια έρευνα που απέδωσε το Μεγάλο Τείχος Σλόαν. Για τον υπολογισμό του μεγέθους του χρειάστηκε η δημιουργία νέου αλγορίθμου για τη μέτρηση των κβάζαρ, αν και η ύπαρξή του παραμένει αντικείμενο διαμάχης. Είναι απλώς θεωρητική δομή ή πραγματικό αντικείμενο;

Με διάσταση στα 2.000 μεγαπαρσέκ (60 χιλιάδες φορές μεγαλύτερη από τον γαλαξία μας) και απόσταση 10 δισ. ετών φωτός από μας, το Μεγάλο LQG συνεχίζει να χωρίζει τους αστρονόμους σε στρατόπεδα, αν και φαίνεται τελικά να προκρίνεται η ύπαρξή του ως αυθύπαρκτη δομή. Αν τα βρουν τελικά, θα είναι το τρίτο μεγαλύτερο αντικείμενο του Σύμπαντος…

Το Τεράστιο Δαχτυλίδι GRB

Λίγα χρόνια πριν, το μεγαλύτερο πράγμα στο Σύμπαν ήταν ένα μυστηριώδες δαχτυλίδι πέντε δισ. ετών φωτός! Σήμερα βέβαια έχει πέσει στη δεύτερη θέση. Πέρα από το γιγαντιαίο μέγεθός του, εξίσου παράξενο είναι και το σχήμα του. Το Τεράστιο Δαχτυλίδι GRB έρχεται μάλιστα σε πλήρη αντίθεση με όλα τα τρέχοντα μοντέλα του Σύμπαντος.

Μέσω της παρατήρησης GRB (Gamma-ray bursts / Εκλάμψεις Ακτινών γ), οι αστρονόμοι κατέγραψαν μια σειρά 9 εκρήξεων ακτινών γ (τεράστιες εκλύσεις ενέργειας, συγκεντρώσεις συμπυκνωμένης ακτινοβολίας γ δηλαδή, που δημιουργούνται όταν ένα άστρο φτάσει στο τέλος της ζωής του), όλες σε σχετικά ίση απόσταση από τη Γη, οι οποίες δημιούργησαν έναν δακτύλιο στον ουρανό κατά 70 φορές μεγαλύτερο από τη διάμετρο της Σελήνης.

Οι Εκλάμψεις Ακτινών γ είναι ένα σπάνιο αστρονομικό φαινόμενο και η πιθανότητα ένα τέτοιο σχήμα να δημιουργήθηκε συμπτωματικά είναι μόλις 1 στις 20.000, κάτι που υποδηλώνει ότι πιθανότατα κάτι υπάρχει εκεί. Τι υπάρχει; Η δεύτερη μεγαλύτερη δομή του Σύμπαντος.

Το δαχτυλίδι των εννέα κατακλυσμιαίων εκλάμψεων απέχει 7 περίπου δισ. έτη φωτός από τη Γη και καλύπτει μια περιοχή του ουρανού πάνω από 70 φορές μεγαλύτερη από τη διάμετρο της πανσελήνου. Αν και ο δακτύλιος δεν είναι παρά ένα επιφαινόμενο, έτσι όπως παρατηρείται από τη Γη, καθώς ότι εκτυλίσσεται στο εσωτερικό του μπορεί να είναι η προβολή μιας σφαίρας στην οποία οι εννιά εκρήξεις ακτινοβολίας γ να απέχουν μεταξύ τους ακόμα και 250 εκατομμύρια χρόνια! Μόνο θεωρίες έχουμε στα χέρια μας γιατί διαμορφώθηκε ένα τόσο μεγάλο σώμα στο Διάστημα…

Το Μεγάλο Τείχος Ηρακλής-Στέφανος Βόρειος

Η σημερινή μεγαλύτερη δομή του Σύμπαντος ανακαλύφθηκε επίσης στο πλαίσιο ερευνών για εκλάμψεις ακτινών γ. Το είπαν Μεγάλο Τείχος Hercules-Corona Borealis και το μήκος του έχει εκτιμηθεί στα 10 δισ. έτη φωτός, κάνοντας το διπλάσιο από το Τεράστιο Δαχτυλίδι GRB!
Η περιοχή ανάμεσα στους αστερισμούς του Ηρακλή και του Στέφανου Βόρειου εμφάνισε μια υψηλή συγκέντρωση εκρήξεων ακτινοβολίας γ, αναγκάζοντας τους αστρονόμους να υποθέσουν ότι η δομή πρέπει να αποτελείται από υψηλή συγκέντρωση σμηνών γαλαξιών.

Το όνομα μάλιστα «Μεγάλο Τείχος Ηρακλής-Στέφανος Βόρειος» το οφείλουμε όχι σε κάποιον επιστήμονα αλλά σε έναν έφηβο συντάκτη της Wikipedia από τις Φιλιππίνες, ο οποίος έσπευσε να το ονομάσει έτσι με το που κυκλοφόρησε η είδηση για την ανακάλυψή του. Είναι η πρώτη φορά που το ίντερνετ ονομάζει ένα αστρονομικό αντικείμενο, παρά το γεγονός ότι τα βαφτίσια δεν είναι καθόλου ακριβή, καθώς το Μεγάλο Τείχος είναι τόσο μεγάλο που καταλαμβάνει αρκετούς ακόμα αστερισμούς.

Αν και οι επιστήμονες δεν πολυασχολήθηκαν με τις περιπέτειες της ονοματοθεσίας καθώς έχουν πολύ μεγαλύτερα προβλήματα στο κεφάλι τους: μια τέτοια υπερδομή ανατρέπει όλα όσα ξέρουμε για το Σύμπαν και τις κοσμογονικές του διεργασίες…

-----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
(Συμπληρωματικά, πριν το τέλος της αρχικής ανάρτησης, εμβόλιμα σας παραθέτουμε ένα άρθρο σχετικά με την Λιανακέα.)

 Λιανακέα: Η νέα "διεύθυνση" του Γαλαξία μας

Ένας νέος τρισδιάστατος κοσμικός "χάρτης' δείχνει ότι ο Γαλαξίας μας, μαζί με περίπου 100.000 άλλους γαλαξίες, ανήκει στο ίδιο γιγάντιο σμήνος γαλαξιών, που ονομάστηκε Λιανακέα

Οι αστρονόμοι έχουν πλέον μια καλύτερη εικόνα για τη «διεύθυνση» του Γαλαξία μας, δηλαδή για την ακριβή θέση του στο σύμπαν. Όπως ανακάλυψαν, βρίσκεται σε μια απόμερη «γειτονιά» ενός τεράστιου σούπερ-σμήνους γαλαξιών, άγνωστου μέχρι σήμερα, το οποίο πήρε το χαβανέζικο όνομα «Λανιακέα» (Απροσμέτρητος Ουρανός). Η ονομασία δόθηκε προς τιμή των Πολυνήσιων πλοηγών που χρησιμοποιούσαν τις γνώσεις τους για τον ουρανό, προκειμένου να διασχίζουν τον απέραντο Ειρηνικό ωκεανό.

Οι επιστήμονες, με επικεφαλής τον αστρονόμο Μπρεντ Τούλι του Πανεπιστημίου της Χαβάης, που έκαναν τη σχετική δημοσίευση στο περιοδικό "Nature", χρησιμοποίησαν μια νέα τεχνική «χαρτογράφησης» του ουρανού, η οποία συνδυάζει τις αποστάσεις άνω των 8.000 κοντινών γαλαξιών με τις σχετικές μεταξύ τους κινήσεις.

Το τελευταίο έχει διάμετρο περίπου 520 εκατ. ετών φωτός ή σχεδόν 9,5 τρισεκατομμυρίων χιλιομέτρων.

Μέχρι σήμερα οι αστρονόμοι πίστευαν ότι ο Γαλαξίας μας ανήκε στο μικρότερο υπερ-σμήνος γαλαξιών της Παρθένου, με διάμετρο 100 εκατ. ετών φωτός, το οποίο όμως, σύμφωνα με τους νέους υπολογισμούς, δεν είναι παρά ένα ‘παράρτημα' της Λιανακέα. Σύμφωνα με τους επιστήμονες, ο Γαλαξίας μας στην πραγματικότητα ανήκει σε ένα υπερ-σμήνος γαλαξιών 100 φορές μεγαλύτερο σε όγκο και μάζα από ό,τι πίστυευαν έως τώρα.

Με τη Λιανακέα «συνορεύουν» άλλα τεράστια υπερ-σμήνη γαλαξιών, όπως του Περσέα-Ιχθύων (το κοντινότερο στον γαλαξία μας), του Ηρακλή, του Σάπλεϊ, της Κόμης κ.α., τα ακριβή όρια των οποίων δεν έχουν ακόμη προσδιοριστεί. «Δεν έχουμε ακόμη δει τα όρια των γειτόνων μας και δεν έχουμε δει τόσο μακριά, ώστε να κατανοήσουμε τι προκαλεί την πλήρη κίνηση του δικού μας γαλαξία», δήλωσε ο Τούλι.

Η ανακάλυψη της Λιανακέα, όπως είπε, «είναι σαν να ανακαλύπτει κανείς για πρώτη φορά ότι η πόλη του στην πραγματικότητα αποτελεί μέρος μιας πολύ μεγαλύτερης χώρας, που συνορεύει με άλλες».
Τα σούπερ-σμήμη γαλαξιών είναι ανάμεσα στις μεγαλύτερες δομές στο σύμπαν. Αποτελούνται από μικρότερες ομάδες γαλαξιών, όπως η δική μας Τοπική Ομάδα, κάθε μία από τις οποίες περιέχει δεκάδες γαλαξίες, καθώς και από επιμέρους σμήνη γαλαξιών, το καθένα από τα οποία περιέχει εκατοντάδες γαλαξιών. Όλοι αυτοί οι γαλαξίες που ανήκουν στην ίδια δομή, είναι διασυνδεμένοι βαρυτικά μεταξύ τους.

Οι επιστήμονες δεν αποκλείουν ότι και η ίδια η Λιανακέα αποτελεί μέρος μιας ακόμη μεγαλύτερης γαλαξιακής δομής, που ακόμη δεν έχει ανακαλυφθεί.
(Με πληροφορίες από ΑΠΕ)

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

Ο Κοσμικός Ιστός

Οι αστρονόμοι πιστεύουν στην κοσμολογική αρχή ότι η κατανομή ύλης στο Σύμπαν μόνο τυχαία δεν είναι. Το Υπερπέραν είναι ισότροπο και ομογενές και η γέννηση των γαλαξιών ακολουθεί ένα μοντέλο οργάνωσης της ύλης με καθολική ισχύ που μοιάζει με ανάπτυγμα ιστού αράχνης. Το Σύμπαν επιτρέπει ωστόσο κατά την εξέλιξή του την ύπαρξη κάποιων τοπικών ανισοτροπιών, στις οποίες οφείλουμε εξάλλου τόσο τη δημιουργία συγκεκριμένων δομών όσο και την ίδια την ύπαρξή μας. Η παρουσία των ελάχιστων αυτών διακυμάνσεων είναι μάλιστα εμφανής στην ακτινοβολία που λαμβάνουμε από τον απόηχο του Big Bang.

Η κοσμική διάταξη της παρατηρήσιμης ύλης έδωσε ύπαρξη στη θεωρητική κατασκευή του Κοσμικού Ιστού, της ίδιας της ραχοκοκαλιάς του ορατού κόσμου δηλαδή που σχηματίστηκε στα αρχικά στάδια της ιστορίας του Σύμπαντος. Η εξέλιξη του Κοσμικού Ιστού συνεχίζεται μέχρι και τις μέρες μας και πρέπει να τον εκλαμβάνουμε ως έναν ζωντανό ιστό γέννησης και θανάτου γαλαξιών, ακολουθώντας συγκεκριμένα μοντέλα ανάπτυξης.

Πολύ πρόσφατα άρχισαν οι αστρονόμοι να καταλαβαίνουν τις διεργασίες του Κοσμικού Ιστού, αν και πλέον έχουν και φωτογραφίες του, ή μάλλον τον έχουν απαθανατίσει σε εικόνες εκλάμψεων ακτινών γ από μακρινά κβάζαρ. Τα νήματα ύλης και σκοτεινής ύλης πάνω στα οποία δημιουργούνται οι γαλαξίες πιστεύεται ότι ενώνονται μεταξύ τους σε ένα συνεκτικό όλον, τον Κοσμικό Ιστό, τον σκελετό του Σύμπαντος δηλαδή. Παρά τα αρχικά στάδια της κατανόησής μας, ο Κοσμικός Ιστός δεν θα μπορούσε παρά να είναι το μεγαλύτερο συμπαντικό αντικείμενο…

ΠΗΓΗ :newsbeast.gr - news247.gr 

Εκλειψη άστρου που διαρκεί 3.5 χρόνια!

Σπάνιο κοσμικό φαινόμενο σε δυαδικό σύστημα σπάει όλα τα ρεκόρ

 

Καλλιτεχνική απεικόνιση του δυαδικού συστήματος στο οποίο μια έκλειψη διαρκεί 3.5 έτη

Αμερικανοί αστρονόμοι ανακάλυψαν σε απόσταση 100 χιλιάδων ετών φωτός από εμάς ένα δυαδικό σύστημα (ένα σύστημα που αποτελείται από δύο γειτονικά άστρα) στο οποίο κάθε 69 χρόνια γίνεται μια σχεδόν ολική έκλειψη, η οποία διαρκεί 3.5 χρόνια. Πρόκειται για νέο ρεκόρ διάρκειας έκλειψης, αλλά και χρονικού διαστήματος ανάμεσα σε δύο διαδοχικές εκλείψεις.

    Εδώ μία άλλη Καλλιτεχνική απεικόνιση δυαδικού συστήματος από τον Casey Reed.
 
Η ανακάλυψη, που αφορά το ερυθρό γιγάντιο άστρο TYC 2505-672-1 και ένα δεύτερο άστρο-συνοδό, έγινε από αστρονόμους των πανεπιστημίων Χάρβαρντ και Τενεσί και θα δημοσιευθεί στην επιθεώρηση «Astronomical Journal». Ο προηγούμενος κάτοχος του ρεκόρ μακρόχρονης έκλειψης ήταν ένα κοντινότερο γιγάντιο άστρο, το Epsilon Aurigae (Έψιλον Ηνιόχου), σε απόσταση 2.200 ετών φωτός από τη Γη, το οποίο εμφανίζει έκλειψη διάρκειας 640 έως 730 ημερών κάθε 27 χρόνια.

    Δυαδικό σύστημα J0806, Credit: NASA/Tod Strohmayer (GSFC)/Dana Berry (Chandra X-Ray      Observatory)  

ΠΗΓΕΣ¨ ; ΤΟ ΒΗΜΑ Science - Space.com -  Iflscience.com 

Τα δαχτυλίδια του Κρόνου σχηματίστηκαν πριν από 4,4 δισ. χρόνια

Είναι δέκα φορές γηραιότερα απ’ ό,τι είχε εκτιμηθεί αρχικά

---

Το ερώτημα «πόσο χρονών μπορεί να είναι τα δαχτυλίδια του Κρόνου» απασχολούσε τους επιστήμονες για πολύ καιρό.

Ορισμένοι πιστεύουν ότι δημιουργήθηκαν πριν από μερικές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια, χάρη στη συσσώρευση υλικού, ενδεχομένως από ένα κατεστραμμένο φεγγάρι.
Σύμφωνα με νέα στοιχεία, που ήρθαν στο φως από το διαστημόπλοιο Cassini, τα δαχτυλίδια του Κρόνου είναι μάλλον ακόμη αρχαιότερης προέλευσης… για την ακρίβεια 4,4 δισεκατομμυρίων ετών!

Όπως αναφέρει δημοσίευμα στο Nature News, ερευνητές από το πανεπιστήμιο του Κολοράντο βρήκαν ότι οι δακτύλιοι του Κρόνου δεν είναι και τόσο «ικανοί» στη συσσώρευση υλικού.

Οι επιστήμονες πίστευαν ότι αν οι δακτύλιοι ήταν μέχρι 4,4 δισεκατομμυρίων ετών, τότε θα έπρεπε να έχουν μαυρίσει, καθώς θα «συνέλεγαν» σωματίδια από κάπου αλλού στο ηλιακό μας σύστημα.
Ωστόσο, οι ερευνητές βρήκαν ότι ο ρυθμός συσσώρευσης ήταν περίπου 40 φορές πιο αργός απ’ ό,τι είχε αρχικά εκτιμηθεί.
Αυτό εξηγεί, γιατί είναι τόσο «καθαροί», παρά την ηλικία τους.
«Αν το πρόβλημα ρύπανσης δεν είναι τόσο σοβαρό, τότε οι δακτύλιοι θα μπορούσαν να διαρκέσουν περισσότερο προτού γίνουν μαύροι» εξήγησε ο Dr Phillip Nicholson, πλανητικός επιστήμονας στο πανεπιστήμιο Κορνέλ, ο οποίος μίλησε στο Nature News.
Τα συμπεράσματα της έρευνας παρουσιάστηκαν από τον Dr Sascha Kempf, πλανητικό επιστήμονα στο πανεπιστήμιο του Κολοράντο.

Η έρευνα βασίστηκε σε στοιχεία που συλλέχθηκαν από το διαστημόπλοιο Cassini της NASA, το οποίο βρίσκεται σε τροχιά γύρω από τον Κρόνο.
Ο Dr Kempf και οι συνεργάτες του βρήκαν, ότι μέσα σε επτά χρόνια οι δακτύλιοι είχαν συγκεντρώσει μόλις 140 σωματίδια από κάπου αλλού στο ηλιακό σύστημα.
Ο ρυθμός αυτός (20 σωματίδια το χρόνο) ήταν 40 φορές πιο αργός απ’ ό,τι περίμεναν οι επιστήμονες, κάτι που εξηγεί γιατί ο Κρόνος είναι λιγότερο «σκονισμένος» απ’ ό,τι πίστευαν αρχικά οι ειδικοί. Εξηγεί ακόμη την άποψη που θέλει, οι δακτύλιοι να είναι ακόμη μεγαλύτερης ηλικίας, περίπου 4,4 δισεκατομμυρίων ετών.

«Οι δακτύλιοι μπορεί να είναι από 3 έως 10 φορές πιο “ηλικιωμένοι” απ’ ό,τι πιστεύαμε» είπε ο Dr Larry Esposito από το πανεπιστήμιο Boulder στο Κολοράντο.
Ένα από τα βασικά αποδεικτικά στοιχεία, για το γεγονός ότι τα δαχτυλίδια του Κρόνου είναι τόσο παλιά, προέρχεται από την αφθονία του νερού-πάγου στη σύνθεσή τους. Η ποσότητα είναι τέτοια, που υποδηλώνει ότι πρέπει να έχει σχηματιστεί στο πρώιμο ηλιακό σύστημα, προσθέτει το δημοσίευμα.

ΠΗΓΗ:newsbeast.gr

Ως προς που κινείται ο Γαλαξία μας;

Γνωρίζουμε ότι οι μεγάλες κοσμικές δομές του Σύμπαντος περιλαμβάνουν τα σμήνη των γαλαξιών, τα γαλαξιακά υπερσμήνη και τέλος τα «μεγάλα τείχη» (μια διάταξη από γαλαξίες σε μορφή εκτεταμένου φύλλου), που εκτείνονται σε μήκος εκατοντάδων εκατομμυρίων ετών φωτός. Υπάρχει όμως και μια άλλη υπερμεγέθης συγκέντρωση μάζας, ο ¨Μεγάλος Ελκυστής«, που ασκεί τεράστια ελκτική βαρυτική δύναμη ώστε να αποτελεί μαζί με τις υπόλοιπες δομές της κοσμικής ύλης, την αιτία της κίνησης όχι μόνο γαλαξιών, όπως ο δικός μας, αλλά και του σμήνους της Παρθένου στον οποίο ανήκει και η τοπική ομάδα του Γαλαξία μας, με εκπληκτικά μεγάλες ταχύτητες.

Η μέτρηση αυτών των κοσμικών ταχυτήτων γίνεται με πλαίσιο αναφοράς τη Μικροκυματική Ακτινοβολία Υποβάθρου. Έτσι ακριβείς μετρήσεις έδειξαν ότι κινούμεθα προς το τμήμα του Ουρανού, που βρίσκεται ο αστερισμός του Λέοντα.

Ο Γαλαξίας μας μαζί με άλλους (Ανδρομέδας, τα Νέφη του Μαγγελάνου και τριάντα ακόμη μικρότερους γαλαξίες), αποτελούν μια τοπική ομάδα που κινείται με ταχύτητα περίπου 600 km/sec προς την κατεύθυνση ενός μικρού αστερισμού, στο Νότιο ημισφαίριο του Ουρανού, την Αντλία. Πρέπει να εξηγήσουμε όμως ότι η κίνηση αυτή δεν οφείλεται στην διαστολή του Σύμπαντος αλλά σε τέσσερις διαφορετικές αιτίες.

Η πρώτη αιτία είναι η βαρυτική έλξη που ασκούν οι αμέσως γειτονικοί γαλαξίες, προς την Τοπική Ομάδα που ανήκει ο Γαλαξίας μας. Λόγω αυτής της έλξης ο Γαλαξίας μας, καθώς και η Τοπική Ομάδα που ανήκει, κινείται με ταχύτητα 100 km/sec ως προς το κοσμικό υπόβαθρο (μέσα στο Νέφος Κόμης-Γλύπτη). 

Το σμήνος της Παρθένου, μέσα στο οποίο βρίσκεται το τοπικό σμήνος, βρίσκεται στο   κέντρο μιας άλλης κοσμικής υπερδομής που λέγεται Υπερσμήνος της Παρθένου. Η βαρυτική έλξη του Υπερσμήνους προς το Νέφος Κόμης-Γλύπτη, έχει σαν αποτέλεσμα να κινείται το Νέφος ως προς το υπερσμήνος με ταχύτητα 300 km/sec περίπου.

Η τρίτη αιτία, της κίνησης, οφείλεται σε μιαν άγνωστη πηγή, που βρίσκεται προς τον αστερισμό του Μικρού Κυνός, που προσδίδει στην Τοπική Ομάδα των γαλαξιών ταχύτητα 370 km/sec. Λόγω του νέφους που περιβάλλει τη πηγή αυτή δεν είναι εύκολο να διευκρινιστεί η αιτία της κίνησης αυτής.

Και τέλος, το 1986 μια ομάδα επτά αστρονόμων, ανακάλυψε μια υπερμεγέθη συγκέντρωση γαλαξιών, σε απόσταση 300 εκατομμυρίων ετών φωτός, προς την κατεύθυνση του αστερισμού της Ύδρας και του Κενταύρου, στο Νότιο Ημισφαίριο. Οι μετρήσεις τους έδειξαν μια τέταρτη κίνηση των γαλαξιών της γειτονιάς μας, προς τη νέα αυτή υπερμεγέθη συγκέντρωση των γαλαξιών, με την εκπληκτική ταχύτητα των 530 km/sec.

Επειδή αυτή η ταχύτητα είναι πολύ μεγαλύτερη των άλλων τριών, αυτή η υπερμεγέθης συγκέντρωση που την προκαλεί, ονομάστηκε «Μέγας Ελκυστής».

Όταν όμως αθροιστούν διανυσματικά οι τέσσερις ταχύτητες που οφείλονται όπως είπαμε : στον Μέγα Ελκυστή, στο Υπερσμήνος της Παρθένου, στην άγνωστη πηγή που βρίσκεται στον Αστερισμό του Μικρού Κυνός και τέλος στις γειτονικές γαλαξιακές ομάδες στο Νέφος Κόμη-Γλύπτη, τότε το αποτέλεσμα είναι 600km/sec όπως αναφέραμε στην αρχή.

Ο Μεγάλος Ελκυστής είναι τόσο μεγάλος σε έκταση που καταλαμβάνει το ένα τρίτο περίπου του Νότιου Ημισφαιρίου. Αποτελείται από πολλές μικρές ομάδες γαλαξιών αλλά και σμήνη γαλαξιών. Η μάζα του υπολογίζεται περίπου σε 5.10¹⁶   ηλιακές μάζες ή 50.000 φορές τη μάζα του Γαλαξία μας. Το κέντρο του βρίσκεται ότι απέχει από μας περίπου 300 εκατομμύρια έτη φωτός και εκεί βρίσκεται μια υπέρπυκνη περιοχή, ένα υπερσμήνος γαλαξιών, με το όνομα 3627 Abell.

Ο σχηματισμός αυτός, το υπερσμήνος 3627 Abell, είναι ο πυκνότερος σχηματισμός που έχει μέχρι τώρα παρατηρηθεί και αποτελεί το 10% περίπου της μάζας του Μεγάλου Ελκυστή. Εκπέμπει δε έντονα ακτίνες Χ, όπως και όλες οι μεγάλες συγκεντρώσεις μάζας στο Σύμπαν.

ΠΗΓΗ:physics4u.gr/blog 

Ο Πρωτεύων Καθρέφτης του Διαστημικού Τηλεσκοπίου James Webb Πλήρως Συναρμολογημένος

Μέσα σε ένα τεράστιο καθαρό δωμάτιο στο Διαστημικό Κέντρο Πτήσεων Goddard της NASA στο Greenbelt, η ομάδα του Διαστημικού Τηλεσκοπίου James Webb χρησιμοποίησε ένα ρομποτικό βραχίωνα για να εγκαταστήσει το τελευταίο από τα 18 κάτοπτρα του τηλεσκοπίου επάνω στην δομή του τηλεσκοπίου.

Το James Webb Space Telescope θα είναι το μεγαλύτερο και πιο ισχυρό διαστημικό τηλεσκόπιο που θα εκτοξευτεί ποτέ. Η εγκατάσταση του τελευταίου κομματιού σηματοδοτεί ένα σημαντικό ορόσημο στη συναρμολόγηση του Διαστημικού Τηλεσκοπίου James Webb.

«Οι επιστήμονες και οι μηχανικοί έχουν εργαστεί ακούραστα για να εγκαταστήσουν αυτούς τους απίστευτους, σχεδόν τέλειους καθρέφτες που θα συγκεντρώνουν φως από τις προηγουμένως κρυμμένες σφαίρες των πλανητικών ατμοσφαιρών, τις περιοχές σχηματισμού αστέρων και τις απαρχές του Σύμπαντος», δήλωσε ο John Grunsfeld, αναπληρωτής διοικητής των επιστημονικών αποστολών της NASA στην Ουάσιγκτον. «Με τους καθρέφτες τελικά ολοκληρωμένους, είμαστε ένα βήμα πιο κοντά στις τολμηρές παρατηρήσεις που θα φωτίσουν τα μυστήρια του σύμπαντος.»

Σε αυτή την σπάνια θέα, οι 18 καθρέφτες του James Webb Space Telescope φαίνονται πλήρως εγκατεστημένοι στη μεγάλη δομή του τηλεσκοπίου.

Πηγή: NASA -  tsene.com 

Εντυπωσιακό timelapse ηλιακών εκρήξεων – Ένας χρόνος στη ζωή του ήλιου

Λεπτομερή πλάνα από τις εκρηκτικές αλλαγές του Ήλιου που περνά μέσα στον χρόνο έδωσε στη 

δημοσιότητα η NASA. Το εντυπωσιακό timelapse δείχνει τις δραματικές ηλιακές εκρήξεις, αποκαλύπτοντας την απίστευτα ισχυρή δραστηριότητα που βιώνει τακτικά η επιφάνεια του Ήλιου.

Ο δορυφόρος Solar Dynamics Observatory (SDO) της NASA είχε στρέψει τον φακό του στο κοντινότερο αστέρι της Γης τα τελευταία 6 χρόνια. Οι επιστήμονες χρησιμοποιούν τις εικόνες που παίρνουν καθημερινά από τον SDO και κρατάνε αρχείο του ταραγμένου διαστημικού καιρού όπως ηλιακές εκλάμψεις, εκρήξεις πλάσματος και εκπομπής αερίων από την ατμόσφαιρα του Ήλιου.



Το SDΟ, αν και αρχικά θα επιτελούσε το έργο για 5 χρόνια, συνεχίζει για 6ο χρόνο την αποστολή δεδομένων στη βάση του στο Νέο Μεξικό. Τα στοιχεία είναι τόσα πολλά που μπορούν να γεμίζουν ένα cd κάθε 32 δευτερόλεπτα. Κάθε καρέ από το τελευταίο timelapse της NASA αποτυπώνει περίπου μια ώρα στη Γη και δίνει μια εκπληκτική γεύση ενός χρόνου από τον Ήλιο που δεν μπορούμε να δούμε με γυμνά μάτια.
Στα τέλη του 2015 η NASA είχε κυκλοφορήσει ένα ultra-high definition βίντεο 30 λεπτών από ηλιακές εκλάμψεις στην επιφάνεια του Ήλιου και την ενέργεια που εκτινάσσεται στο διάστημα.

Οι διάφοροι τύποι των υπερκαινοφανών εκρήξεων

Υπερκαινοφανής είναι ο καταστροφικός, εκρηκτικός θάνατος ενός άστρου, που συνοδεύεται με ξαφνική παροδική λάμψη με μια οπτική λαμπρότητα συγκρίσιμη με αυτήν ενός ολόκληρου γαλαξία.   Η έκρηξη ενός υπερκαινοφανούς διαρκεί συνήθως αρκετές εβδομάδες έως μήνες, με μία φωτεινότητα μεταξύ 2 × 108 και 5 × 109  φορές αυτής του ήλιου, όταν βαθμιαία σβήνει. Κάθε έκρηξη εκτινάσσει από μία έως αρκετές δεκάδες ηλιακές μάζες με ταχύτητες που κυμαίνονται από μερικές χιλιάδες έως δεκάδες χιλιάδες χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο. Ας σημειωθεί ότι η ολική κινητική ενέργεια, 1044 joules (ή 2.5 × 1028 μεγατόνους ισχυρού εκρηκτικού), είναι περίπου 100 φορές την συνολική φωτεινή ενέργεια, γι αυτό και οι υπερκαινοφανείς είναι από τις εκρήξεις με την πιο υψηλή ενέργεια στη φύση. Οι υπερκαινοφανείς εκρήξεις δεν ελευθερώνουν μόνο τεράστια ποσά ραδιοενέργειας και ακτίνων-Χ, αλλά επίσης και κοσμικές ακτίνες.  Επιπρόσθετα, δημιουργούν διασκορπίζουν στο διαστρικό διάστημα πολλά από τα πιο βαριά στοιχεία που βρίσκονται στο σύμπαν, στο ηλιακό σύστημα και ασφαλώς στη Γη. Η έκρηξη αποβάλλει το περισσότερο υλικό από το άστρο, με μια ταχύτητα μέχρι το 1/10 της ταχύτητας του φωτός, που αναγκάζει την διάδοση ενός κύματος κλονισμού στο διαστρικό περιβάλλον. Αυτό το κύμα κλονισμού 'καθαρίζει' ολοκληρωτικά το διαστελλόμενο κέλυφος του αερίου και της σκόνης γύρω από την έκρηξη, που αποτελεί και το κατάλοιπο της σουπερνόβας. Τα τελευταία χίλια χρόνια περίπου επτά σουπερνόβες ήταν ορατές με γυμνό μάτι, το 1006, 1054 (παρατηρήθηκε από τους Κινέζους), 1181, 1408, 1572 (παρατηρήθηκε από τον Tycho), 1604 (παρατηρήθηκε από τον Kepler) και το 1987. Η σουπερνόβα SN 1006 μπορεί να ήταν τόσο φωτεινή όσο και το φεγγάρι στη φάση ένα τέταρτο. Οι πρώτοι έξι υπερκαινοφανείς από αυτούς εμφανίστηκαν στη γαλαξιακή μας γειτονιά. Αλλά η τελευταία σουπερνόβα του 1987 που ήταν ορατή με γυμνό μάτι εμφανίστηκε στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου, ένα μικρό δορυφορικό γαλαξία του Γαλαξία μας, περίπου,  160.000 έτη φωτός μακριά. Επίσης, το 1987 ανακαλύφθηκαν για πρώτη φορά εκπομπές νετρίνων από την σουπερνόβα. Οι σουπερνόβες ανακαλύπτονται και σε άλλους γαλαξίες με ένα ρυθμό περίπου 150 ετησίως. Οι περισσότερες σουπερνόβες στο Γαλαξία μας κρύβονται από τη σκόνη, αλλά αρκετά επιστημονικά επιχειρήματα προτείνουν ότι εμφανίζονται στο Γαλαξία περίπου δύο σουπερνόβες τύπου ΙΙ ανά αιώνα και ένας τύπος Ia σε κάθε δεύτερο αιώνα. Το όνομα ‘supernova’ δόθηκε το 1934 από τον Ελβετό αστρονόμο Fritz Zwicky και τον Γερμανό αστρονόμο Walter Baade. Ο Zwicky ήταν αυτός που έκανε το διαχωρισμό σε τύπο I  και II. Οι σουπερνόβες κατατάσσονται σε κατηγορίες σύμφωνα με είτε τα παρατηρησιακά τους χαρακτηριστικά, είτε το μηχανισμό της έκρηξης. Βασικά, ο σουπερνόβα τύπου  I δεν έχει υδρογόνο στο φάσμα του, ενώ ο τύπος II έχει (ο τύπος αυτός έχει ορατές γραμμές Balmer στο φάσμα των υπερκαινοφανών). Οι δύο τύποι διαφέρουν μεταξύ τους και ως προς την εξέλιξη της φωτεινότητας τους. Στον τύπο Ι, η μέγιστη φωτεινότητα είναι μεγαλύτερη απ' ό,τι στον τύπο ΙΙ, και η μείωση της είναι πιο ακανόνιστη, κατά διαδοχικά στάδια. Ενώ οι θεωρητικοί συμφωνούν πως οι σουπερνόβα Τύπου II οφείλονται στην έκρηξη αστέρων μεγάλης μάζας (μεγαλύτερης από 8-10 ηλιακών μαζών M) με ταυτόχρονο σχηματισμό αστέρων νετρονίων, υπάρχουν πολλαπλές διαφορετικές ερμηνείες σχετικά με τον τύπο Ι. Τα θεωρητικά μοντέλα υποδεικνύουν πως η βαρυτική κατάρρευση ενός αστέρα 1 έως 8 ηλιακών μαζών δεν αποφέρει πολύ σπουδαία αποτελέσματα: φτιάχνεται ένα πλανητικό νεφέλωμα με ένα λευκό νάνο στο κέντρο του ή, το πολύ-πολύ, ένα άστρο νετρονίων, αλλά χωρίς μεγάλη έκλυση ενέργειας. Αντίθετα, οι αστέρες μεταξύ 8 και 10 ηλιακών μαζών μπορούν να εκραγούν γεννώντας σουπερνόβα Τύπου Ι, αφού η ενέργεια παρέχεται από την καύση του άνθρακα. Ενέργεια των υπερκαινοφανών Δύο μηχανισμοί εμπλέκονται: η θερμοπυρηνική έκρηξη στους λευκούς νάνους και η βαρυτική κατάρρευση σε πολύ βαριά άστρα. Ο τύπος σουπερνόβα I με διάφορες υποκλάσεις μπορεί να συμβεί με οποιοδήποτε μηχανισμό, αλλά οι αστροφυσικοί νομίζουν ότι συνήθως ο τύπος II αποκτούν την τεράστια ενέργεια τους μέσω της βαρυτικής κατάρρευσης. Ο Fritz Zwicky και ο συνάδελφός του Walter Baade αρχικά σκέφτηκαν ότι η εκρηκτική ενέργεια των υπερκαινοφανών προέρχεται από τη βαρύτητα. Η ιδέα τους ήταν ότι ένα κανονικό άστρο συμπιέζεται βίαια μέχρι τον πυρήνα του, φθάνοντας στην πυκνότητα ενός ατομικού πυρήνα. Όπως ένα κρυστάλλινο βάζο που πέφτει πάνω σε ένα τσιμεντένιο πάτωμα, έτσι και το εξωτερικά στρώμα του άστρου που καταρρέει, απελευθερώνει αρκετή βαρυτική δυναμική ενέργεια για να εκτοξεύσει το υπόλοιπο τμήμα του άστρου (εκτός του πυρήνα) πολύ μακριά. Μια εναλλακτική λύση προέκυψε το 1960, όταν ο Fred Hoyle του πανεπιστημίου του Καίμπριτζ και ο Willy Fowler του Caltech αντιλήφθηκαν τις εκρήξεις ως  γιγαντιαίες πυρηνικές βόμβες. Όταν ένα αστέρι σαν τον ήλιο μας εξαντλεί τα καύσιμα του υδρογόνου του και έπειτα το ήλιό του, τα μετατρέπει σε άνθρακα και οξυγόνο. Όχι μόνο μπορεί η σύντηξη αυτών των στοιχείων να απελευθερώσει ένας τιτάνιο παλμό ενέργειας, αλλά παράγει το ραδιενεργό νικέλιο 56, η βαθμιαία διάσπαση του οποίου δίνει την αναγκαία ενέργεια για τη πολύμηνη μεταλαμπή της αρχικής έκρηξης. Και οι δύο αυτές οι ιδέες έχουν αποδειχθεί σωστές. Από τους υπερκαινοφανείς που δεν παρουσιάζουν κανένα σημάδι υδρογόνου στα φάσματά τους (είναι ο τύπος I), οι περισσότεροι (τύπος Ia) εμφανίζονται να είναι θερμοπυρηνικές εκρήξεις, και οι υπόλοιποι (τύποι Ib και Ic) προκύπτουν από την κατάρρευση των άστρων που είχαν ρίξει τα εξωτερικά στρώματα του υδρογόνου τους. Οι υπερκαινοφανείς τα φάσματα των οποίων περιλαμβάνουν υδρογόνο (είναι ο τύπος II) θεωρούνται πως προκύπτουν  επίσης από την κατάρρευση. Και οι δύο μηχανισμοί ελαχιστοποιούν ένα ολόκληρο άστρο σε ένα κέλυφος αεριωδών συντριμμιών, και τα γεγονότα της βαρυτικής κατάρρευσης αφήνουν, επίσης, πίσω τους ένα υπέρπυκνο άστρο νετρονίων ή, σε ακραίες περιπτώσεις, μια μαύρη τρύπα. Οι παρατηρήσεις, ειδικότερα του σουπερνόβα 1987A (ένας τύπος ΙΙ), έχουν τεκμηριώσει αυτήν την βασική θεωρητική εικόνα. Οι σουπερνόβες τύπου Ia μπορούν να θεωρηθούν ως οι μεγαλύτερες θερμοπυρηνικές βόμβες της φύσης. Εμφανίζονται όταν η μάζα ενός λευκού νάνου που αποτελείται από άνθρακα και οξυγόνο αυξάνεται (λόγω της απορρόφησης υλικού από ένα γειτονικό συνοδό άστρο) και γίνεται 1,38 φορές αυτής του ήλιου, σχεδόν όση είναι η κρίσιμη μάζα (λέγεται και όριο Chandrasekhar) που μπορεί να κρατηθεί στο λευκό νάνο λόγω της εκφυλιστικής πίεσης των ηλεκτρονίων στο κέντρο του (η εκφυλιστική πίεση βασίζεται στην απαγορευτική Αρχή του Πάουλι ότι δύο ηλεκτρόνια δεν μπορούν να βρίσκονται στην ίδια κβαντική κατάσταση). Καλλιτεχνική απεικόνιση της μεταφοράς μάζας από ένα κόκκινο υπεργίγαντα άστρο στο λευκό νάνο, στη συγκεκριμένη απεικόνιση η ύλη που μεταφέρεται σχηματίζει ένα δίσκο συσσώρευσης γύρω από το άστρο υψηλής πυκνότητας υπό την επίδραση του ισχυρού του βαρυτικού πεδίου Οι λευκοί νάνοι ανταποκρίνονται στην προσθήκη αυτού του νέου υλικού με διάφορους τρόπους ανάλογα με τη σύνθεση του και κυρίως ανάλογα με τον ρυθμό συσσώρευσης μάζας σε αυτόν. Πάντα όμως οδηγούν σε κάποια μορφή κοσμικής έκρηξης που συνοδεύεται από εκπομπή ακτινοβολίας και ύλης στο διάστημα. Μερικές φορές δεν είναι μία η έκρηξη αλλά πολλές και σε περιοδική ακολουθία. Αν το αέριο που μεταφέρεται (από το συνοδό άστρο) φθάνει στον λευκό νάνο με υψηλή ταχύτητα, οπότε και η αλληλεπίδραση του με την επιφάνεια του νάνου αυξάνει σημαντικά τη θερμοκρασία του, υπάρχει η πιθανότητα το αέριο αυτό να μετέχει άμεσα σε θερμοπυρηνικές αντιδράσεις. Οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις θα αρχίσουν να λαμβάνουν χώρα μετά τη μεταφορά της ύλης από δεκαετίες μέχρι και αιώνες. Η ένταση της θερμοπυρηνικής έκρηξης εξαρτάται από την ποσότητα του εμπλεκόμενου αερίου. Εφόσον στη θερμοπυρηνική έκρηξη συμμετέχει μεγάλη ποσότητα αερίου, οπτικά ο αμυδρός λευκός νάνος μπορεί να γίνει αρκετά πιο λαμπρός από οποιοδήποτε άστρο (με τυπικές φωτεινότητες 20.000 - 600.000 φορές την ηλιακή φωτεινότητα). Αν λοιπόν η μάζα του λευκού νάνου φθάσει το λεγόμενο κρίσιμο όριο των 2 x 109 g/cm3 (λόγω και της αύξησης της πίεσης και της θερμοκρασίας στο κέντρο του), αρχίζει η ανάφλεξη της σύντηξης του άνθρακα κοντά στο κέντρο του. Η ανάφλεξη εμφανίζεται όταν η σύντηξη του άνθρακα στο κέντρο απελευθερώνει ενέργεια γρηγορότερα από όσο μπορούν τα νετρίνα να την μεταφέρουν μακριά, οπότε συσσωρεύεται πολύ ενέργεια στο κέντρο. Επειδή η πίεση είναι ανεπηρέαστη από τη θερμοκρασία, εμφανίζεται μια εκτός ελέγχου πυρηνική έκρηξη. Η σύντηξη απελευθερώνει ενέργεια, η οποία αυξάνει τη θερμοκρασία, η οποία εν συνεχεία αυξάνει την ταχύτητα της σύντηξης, αλλά το αέριο δεν μπορεί να επεκταθεί και να ψυχθεί. Η εκτός ελέγχουν πυρηνική έκρηξη διαδίδεται περίπου 1 δευτερόλεπτα μέσα στο αστέρι. Η ενέργεια που απελευθερώνεται, με αυτή την πυρηνική σύντηξη, είναι αρκετή ώστε ο λευκός νάνος να διασπαστεί και τα κομμάτια του να κινηθούν με υψηλή ταχύτητα στο διάστημα. Τίποτα δεν μένει πίσω, ούτε αστέρι νετρονίων, ούτε μαύρη τρύπα, και δεν συμβαίνει καμία έκρηξη εκπομπής νετρίνων. Δεν έχουν επίσης ορατές γραμμές Balmer στο φάσμα τους. Τον τύπο αυτό τον βρίσκουμε σε όλους τους γαλαξίες, συμπεριλαμβανομένων και των ελλειπτικών. Ας σημειωθεί ότι σουπερνόβες τύπου Ia παράγονται και από τη συγχώνευση δύο λευκών νάνων με συστατικά άνθρακα και οξυγόνο, που ανήκουν στο ίδιο σύστημα. Μετά τη συγχώνευση η μάζα του τελικού αντικειμένου ξεπερνάει το όριο Chandrasekhar και αρχίζει η σύντηξη του άνθρακα. Οι σουπερνόβες τύπου Ia χρησιμοποιούνται επίσης σαν κοσμικά κεριά αντί για τους Κηφείδες, γιατί είναι πολύ φωτεινότεροι από αυτούς και έτσι μπορούν οι αστρονόμοι να μετρήσουν πολύ μεγάλες αποστάσεις. Η ομοιότητα στις μορφές της φωτεινότητας όλων των γνωστών σουπερνοβών τύπου Ia, έχει οδηγήσει στη χρήση τους ως κοσμικά κεριά στην εξωγαλαξιακή αστρονομία. Η αιτία αυτής της ομοιότητας της καμπύλης της φωτεινότητας τους είναι ακόμα ένα ανοικτό ζήτημα στην αστρονομία. Το 1998, οι παρατηρήσεις των σουπερνοβών τύπου Ia έδειξαν απροσδόκητα ότι ο Κόσμος φαίνεται να υποβάλλεται σε μια επιταχυνόμενη διαστολή.  Σαν συμπέρασμα λέμε λοιπόν ότι οι σουπερνόβες τύπου Ia δεν έχουν υδρογόνο και παράγονται από λευκούς νάνους μόλις αυτοί ξεπεράσουν το κρίσιμο όριο Chandrasekhar. Σουπερνόβα τύπου ΙΙ Ένας σύνηθες τύπος σουπερνόβα ΙΙ προκύπτει από ένα αστέρι λίγο πιο πάνω από 8 ηλιακές μάζες, που βρίσκεται στην κύρια ακολουθία, και το οποίο περνά τα τελευταία χρόνια του ως ερυθρός υπεργίγαντας, καίγοντας σταδιακά τα βαρύτερα καύσιμα στο κέντρο του. Η ακτίνα του άστρου, μετά από την καύση του υδρογόνου και όταν έχει αρχίσει να καίει το ήλιο, είναι κατά προσέγγιση 500 ηλιακές ακτίνες, και η φωτεινότητά του είναι ήδη περίπου 100.000 φορές αυτή του ήλιου Κάθε στάδιο καύσης του επόμενου στοιχείου (ήλιο, άνθρακας, νέο, οξυγόνο, πυρίτιο) είναι πιο σύντομο από το προηγούμενο. Το τελευταίο στάδιο είναι αυτό που το πυρίτιο μετατρέπεται σε μια σφαίρα σιδήρου κατά προσέγγιση 1,38 ηλιακών μαζών. Μόλις παραχθεί ο σίδηρος, δεν υπάρχει διαθέσιμη άλλη πυρηνική ενέργεια. Το άστρο καίει σιγά-σιγά όλα τα καύσιμα του μένοντας μόνο με σίδηρο στο κέντρο του Στα γιγάντια άστρα, με μερικές δεκάδες ηλιακές μάζες, τα αποθέματα του υδρογόνου στον πυρήνα του εξαντλούνται μέσα σε μερικά εκατομμύρια χρόνια παράγοντας ήλιο, το οποίο εξαντλείται σε μερικές χιλιάδες χρόνια. Μετά τα πάντα γίνονται σχεδόν αστραπιαία σε σύγκριση με την όλη διάρκεια της ζωής του άστρου. Η πυρηνική 'στάχτη' του ηλίου, δηλαδή ο άνθρακας, εξαντλείται σε 200 χρόνια, ύστερα το νέον εξαντλείται σε ένα χρόνο και μερικοί μόνο μήνες είναι αρκετοί για να καεί όλο το οξυγόνο σχηματίζοντας πυρίτιο και θείο. Τελικά το πυρίτιο, μέσα σε μία μόνον ημέρα, μεταστοιχειώνεται σε σίδηρο. Όταν στον πυρήνα ενός άστρου η θερμοκρασία φτάσει τα τρία δισεκατομμύρια βαθμοί Κελσίου, το πυρίτιο που έχει συγκεντρωθεί εκεί αρχίζει να μετατρέπεται σε σίδηρο κι έτσι μέσα σε μερικές ώρες η ποσότητα του σιδήρου στο κέντρο αρχίζει να μεγαλώνει. Όταν η σιδερένια καρδιά του υπεργίγαντα αρχίσει να συμπιέζεται από τη βαρύτητα των ανώτερων στρωμάτων του, π θερμοκρασία του αυξάνει ακόμη πιο πολύ. Έτσι φτάνει κάποια στιγμή που η κεντρική θερμοκρασία είναι αρκετά υψηλή για να αρχίσει η καύση του σιδήρου. Κάτι τέτοιο όμως οδηγεί σε πραγματικά καταστροφικές διαδικασίες γιατί ο σίδηρος διαθέτει τον πιο σταθερό ατομικό πυρήνα, άρα για να μετατραπεί ο σίδηρος σε βαρύτερα χημικά στοιχεία χρειάζεται ενέργεια που σημαίνει ότι η ενέργεια αυτή δεν είναι διαθέσιμη για να συγκρατήσει το τεράστιο βάρος των ανώτερων στρωμάτων του άστρου. Το αποτέλεσμα είναι η ακόμη μεγαλύτερη συμπίεση του σιδερένιου αστρικού πυρήνα και η ακόμη μεγαλύτερη αύξηση της θερμοκρασίας μέσα σ' αυτόν. Πιο αναλυτικά τα πολύ μεγάλα άστρα είναι αρκετά βαριά και μπορούν να παράγουν τις θερμοκρασίες και τις πιέσεις που απαιτούνται για να αναγκάσουν τον άνθρακα στον πυρήνα να αρχίσει να συντήκεται στο τέλος του σταδίου της καύσης του ηλίου. Οι πυρήνες αυτών των μεγάλων άστρων έχουν στρώσεις όπως τα κρεμμύδια, με τους πιο βαρείς πυρήνες να είναι συγκεντρωμένοι στο κέντρο τους, με το πιο ακραίο στρώμα να αποτελείται από αέριο υδρογόνο, και το οποίο να περιβάλλει ένα στρώμα υδρογόνου που συντήκεται σε ήλιο, που με τη σειρά του περιβάλλει ένα στρώμα ηλίου που συντήκεται σε άνθρακα κ.ο.κ. Τα άστρα αυτής της κατηγορίας αρχίζουν τη σύντηξη των στοιχείων, όταν η θερμοκρασία και η πίεση είναι επαρκής για αυτή τη διαδικασία. Μόλις η σύντηξη σταματήσει λόγω έλλειψης του στοιχείου αρχίζει το άστρο να καταρρέει, αυξάνει πάλι η θερμοκρασία και η πίεση οπότε αρχίζει το επόμενο στάδιο της σύντηξης για να σταματήσει την κατάρρευση. Ο παράγοντας που περιορίζει αυτήν την διαδικασία είναι το ποσό της ενέργειας που αποδεσμεύεται μέσω της σύντηξης, η οποία εξαρτάται από την ενέργεια σύνδεσης ανά νουκλεόνιο αυτών των πυρήνων των στοιχείων. Κάθε πρόσθετο βήμα παράγει σταδιακά βαρύτερους ατομικούς πυρήνες, οι οποίοι απελευθερώνουν σταδιακά λιγότερη ενέργεια κατά τη σύντηξη, μέχρι να παραχθεί ο σίδηρος. Δεδομένου ότι ο σίδηρος έχει (σχεδόν) τη χαμηλότερη ενέργεια σύνδεσης ανά νουκλεόνιο όλων των στοιχείων, δεν μπορεί να παραγάγει ικανή ενέργεια μέσω της σύντηξης για να δημιουργήσει το επόμενο στοιχείο, και γι αυτό παραμένουν οι πυρήνες του σιδήρου χωρίς να καούν. Αυτός όμως ο σιδερένιος πυρήνας του άστρου υφίσταται την τεράστια βαρυτική πίεση από τα υπερκείμενα στρώματα. Δεδομένου ότι δεν υπάρχει καμία σύντηξη πια για να αυξήσει περαιτέρω τη θερμοκρασία του, για να αντιμετωπίσει την πίεση του υπερκείμενου αερίου, στηρίζεται στην πίεση εκφυλισμού των ηλεκτρονίων. Όταν το μέγεθος του πυρήνα του άστρου υπερβαίνει το όριο Chandrasekhar, η πίεση εκφυλισμού δεν μπορεί πλέον να στηρίξει το βάρος των πάνω στρωμάτων, και εμφανίζεται η καταστροφική κατάρρευση. Συνοπτικά οι υπερκαινοφανείς τύπου τύπου ΙΙ συμβαίνουν στο τέλος της ζωής ενός άστρου με μεγάλη μάζα (πάνω από 9 ηλιακές μάζες), όταν τα πυρηνικά του καύσιμα έχουν εξαντληθεί και έτσι δεν μπορεί ο πυρήνας του άστρου να αντέξει το βάρος των υπερκείμενων στρωμάτων, αφού δεν ελευθερώνει πυρηνική ενέργεια. Όταν ο πυρήνας από σίδηρο ξεπεράσει το όριο Chandrasekhar (1.44 ηλιακές μάζες), τότε τα ηλεκτρόνια του πυρήνα έχουν την ίδια κατάσταση και έτσι παύει η εκφυλιστική πίεση των ηλεκτρονίων να αντέχει το βάρος των υπερκείμενων στρωμάτων. Τελικά τα ηλεκτρόνια ενώνονται με τα πρωτόνια του πυρήνα και σχηματίζουν νετρόνια και νετρίνα. Όμως η κατάρρευση των υπερκείμενων στρωμάτων σταματά αιφνίδια πάνω στον πυρήνα από νετρόνια (λόγω των δυνάμεων που αναπτύσσουν τα νετρόνια), και τότε τα πάνω στρώματα αναπηδούν. Έτσι απότομα η κατάρρευση γίνεται εκτόξευση προς τα πάνω των πάνω στρωμάτων του άστρου (κι ακολουθεί η έκρηξη σουπερνόβα). Αν η μάζα του αρχικού άστρου είναι περίπου 20 ηλιακές τότε παραμένει σαν κατάλοιπο του αρχικού άστρου ένα άστρο νετρονίων.  Πάνω από αυτό το όριο για την μάζα του αρχικού άστρου, ο πυρήνας από νετρόνια καταρρέει και σχηματίζεται μια μαύρη τρύπα. Το θεωρητικό όριο της αρχικής μάζας για το σχηματισμό μαύρης τρύπας είναι 40–50 ηλιακές μάζες. Θεωρητικά μοντέλα δείχνουν ότι πάνω από 50 ηλιακές μάζες το άστρο καταρρέει κατευθείαν σε αστρική μαύρη τρύπα χωρίς να κάνει υπερκαινοφανή έκρηξη, αν και το όριο αυτό δεν είναι σίγουρο λόγω πολλών αβεβαιοτήτων. Τέλος το φάσμα τους περιέχει γραμμές υδρογόνου, ενώ του τύπου Ι όχι. Δημιουργία άστρου νετρονίων Καθώς ο πυρήνας σιδήρου καταρρέει (αφού δεν υπάρχει σύντηξη του για να αντισταθεί στο βάρος των υπερκείμενων στρωμάτων), θερμαίνεται, παράγοντας υψηλής ενέργειας ακτίνες γάμμα που διασπούν τους πυρήνες του σιδήρου σε πυρήνες ηλίου και ελεύθερα νετρόνια (μέσω της φωτοδιάσπασης). Εν συνεχεία η πυκνότητα του πυρήνα αυξάνεται, και γίνεται τόση ώστε η πίεση των ηλεκτρονίων δεν μπορεί πια να αντισταθεί στην υπερκείμενη πίεση. Εισέρχονται τα ηλεκτρόνια στον ατομικό πυρήνα και συγχωνεύονται με τα πρωτόνια μέσω της αντίστροφης βήτα διάσπασης, παράγοντας νετρόνια και νετρίνα. Τα νετρίνα φυσικά δραπετεύουν από τον πυρήνα του άστρου, μεταφέροντας προς τα έξω ενέργεια επιταχύνοντας την κατάρρευση, η οποία προχωρά σε χιλιοστά του δευτερολέπτου καθώς ο αστρικός πυρήνας αποσυνδέεται από τα εξωτερικά στρώματα του αστεριού. Μερικά από αυτά τα νετρίνα απορροφώνται από τα εξωτερικά στρώματα του αστεριού, που αρχίζουν την υπερκαινοφανή έκρηξη. Μετά δηλαδή την κατάρρευση του πυρήνα από σίδηρο δημιουργείται ένα αστέρι νετρονίων. Όταν η πυκνότητα στο κέντρο φθάσει αρκετές φορές αυτήν του ατομικού πυρήνα, η βαρυτική κατάρρευση του πυρήνα σταματά τελικά κάτω από την πίεση εκφυλισμού των νετρονίων. Καθώς ασκείται η πίεση εκφυλισμού των νετρονίων στο κεντρικό τμήμα του πυρήνα, τα υπερκείμενα στρώματα καθώς πέφτουν πάνω του αναπηδούν παράγοντας κύματα κλονισμού, που εκτινάσσει στο διάστημα το υπόλοιπο υλικό του άστρου που είχε απομείνει . Όμως η κατάρρευση του πυρήνα των πάρα πολύ μεγάλων άστρων δεν μπορεί να σταματήσει ούτε κάτω από την πίεση εκφυλισμού των νετρονίων. Σε αυτές τις περιπτώσεις, ο αστρικός πυρήνας από νετρόνια καταρρέει για να σχηματίσει άμεσα μια μαύρη τρύπα, παράγοντας μια έκρηξη υπερνόβας (hypernova) μέσω ενός απόλυτα διαφορετικού μηχανισμού. Το όριο όπου το άστρο νετρονίων δεν γίνεται μαύρη τρύπα δεν είναι ακριβώς γνωστό, αλλά μάλλον είναι στο εύρος 25 έως 50 φορές τη μάζα του ήλιου. Στη φάση κατάρρευσης των αστρικών πυρήνων η πυκνότητα είναι τόσο μεγάλη που μόνο τα νετρίνα είναι σε θέση να δραπετεύσουν από το αστέρι που καταρρέει. Το μεγαλύτερο μέρος της δυναμικής βαρυτικής ενέργειας της κατάρρευσης μετατρέπεται σε μια έκρηξη νετρίνων διάρκειας 10 δευτερολέπτων, απελευθερώνοντας περίπου 1046 τζάουλ (ή το 15% της μάζας ηρεμίας του ήλιου), που μετατρέπεται σε ενέργεια, ανταγωνιζόμενο τη φωτεινότητα του υπολοίπου αισθητού κόσμου σε φως. Ένα μικρό μέρος αυτής της ενέργειας των νετρίνων, περίπου 1044 J, απορροφάται στις αντιδράσεις με τα νετρόνια και τα πρωτόνια της ύλης, στις περιοχές που είναι ακριβώς έξω από το άστρο νετρονίων και προσφέρουν την ενέργειά τους. Ακόμη και αυτό το μικρό ποσό ενέργειας είναι πολύ μεγαλύτερο από την βαρυτική ενέργεια σύνδεσης () του υπόλοιπου μέρους του άστρου που έγινε αστέρι νετρονίων. Η ενέργεια ανά σωματίδιο σε μια σουπερνόβα είναι τυπικά 1 έως 150 picojoules (δεκάδες έως εκατοντάδες MeV). Μια φυσαλίδα από ακτινοβολία διογκώνεται από την ενέργεια των υπόλοιπων νετρίνων, το εξωτερικό όριο της οποίας επεκτείνεται με υπερηχητική ταχύτητα, δημιουργώντας ένα κύμα κλονισμού στο υπόλοιπο τμήμα του αστεριού και εκτινάσσοντας το με πολύ υψηλή ταχύτητα. Η κύρια ενέργεια της έκρηξης, εν τούτοις, μεταφέρεται με τη μορφή των νετρίνων. Αυτή η γενική εικόνα επιβεβαιώθηκε όταν ανιχνεύθηκε στις 23 Φεβρουαρίου 1987 μια έκρηξη νετρίνων με την προβλεφθείσα ενέργεια και διάρκεια, από το Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου από κοινού με τον υπερκαινοφανή SN 1987A.  Άλυτα προβλήματα Ας σημειωθεί ότι οι αλληλεπιδράσεις μεταξύ των νετρίνων και των άλλων σωματιδίων στη σουπερνόβα πραγματοποιούνται μέσω της ασθενούς πυρηνικής δύναμης και τις έχουμε κατανοήσει αρκετά. Εντούτοις, οι αλληλεπιδράσεις μεταξύ των πρωτονίων και των νετρονίων περιλαμβάνουν την ισχυρή πυρηνική δύναμη και δεν είναι και πολύ κατανοητή. Το σημαντικότερο άλυτο πρόβλημα με την σουπερνόβα τύπου ΙΙ  είναι ότι δεν γίνεται κατανοητή πώς οι εκρηκτικές ριπές των νετρίνων μεταφέρουν την ενέργειά τους στο υπόλοιπο τμήμα του άστρου, παράγοντας το κύμα κλονισμού που αναγκάζει το αστέρι να εκραγεί. Παραπάνω είδαμε ότι μόνο το 1% της ενέργειας χρειάζεται να μεταφερθεί στα πρωτόνια και νετρόνια για να παραγάγει την υπερκαινοφανή έκρηξη, αλλά αυτό έχει αποδειχθεί δύσκολο να το αποδείξουμε. Στη δεκαετία του '90, ένα μοντέλο πρότεινε ότι η μεταφορά θερμότητας, είτε από τα νετρίνα από κάτω, είτε από την ύλη που πέφτει από πάνω, ολοκληρώνει τη διαδικασία της καταστροφής του μητρικού άστρου. Τα βαρύτερα στοιχεία από το σίδηρο σχηματίζονται κατά τη διάρκεια αυτής της έκρηξης με τη σύλληψη των νετρίνων από τα νετρόνια, και κάτω από την πίεση των νετρίνων σπέρνουν το περιβάλλον διάστημα με ένα νέφος αερίου και σκόνης που είναι πλουσιότερο σε βαριά στοιχεία, από ότι ήταν το αρχικό αστέρι. Η φυσική των νετρίνων είναι κρίσιμη για την κατανόηση αυτής της διαδικασίας. Ο άλλος κρίσιμος τομέας της έρευνας είναι η υδροδυναμική του πλάσματος που αποτελεί το αστέρι που πεθαίνει, το πώς συμπεριφέρεται κατά τη διάρκεια της κατάρρευσης του πυρήνα καθορίζει πότε και πώς σχηματίζεται το "κύμα κλονισμού" και πότε και πώς "χρονοτριβεί" και επαν-ενεργοποιείται. Τα μοντέλα των υπολογιστών είναι πολύ επιτυχημένα στον υπολογισμό της συμπεριφοράς του τύπου ΙΙ μόλις δημιουργηθεί ο κλονισμός. Τέλος ο τύπος IIb χρησιμοποιείται για την περιγραφή ενός υπερκαινοφανή με συνδυασμένα χαρακτηριστικά του τύπου II και του τύπου Ib (παρουσιάζει μια γραμμή μη ιονισμένου ηλίου και το άστρο από το οποίο προέρχεται έκαψε τα καύσιμα στο κέντρο του). Συνοπτικά στις εικόνες βλέπουμε: (a) Ένα βαρύ άστρο με διαδοχικές καύσεις σχηματίζει ένα βαρύ πυρήνα από σίδηρο μετά την καύση του πυριτίου. (b) Αυτός ο σιδερένιος πυρήνας φθάνει στο όριο της μάζας Chandrasekhar και ξεκινά να καταρρέει, με το εξωτερικό τμήμα του πυρήνα (μαύρα βέλη) να κινείται με υπερηχητικές ταχύτητες (κλονισμός) ενώ το πυκνότερο εσωτερικό τμήμα του πυρήνα (λευκά βέλη) ταξιδεύουν με υπο-ηχητικές ταχύτητες (c) Ο εσωτερικός πυρήνας θα συμπιεστεί σε νετρόνια και η βαρυτική ενέργεια θα μετατραπεί σε νετρίνα. (d) Το υλικό που καταρρέει αναπηδά στον πυρήνα (από νετρόνια) και σχηματίζει ένα κύμα κλονισμού που διαδίδεται προς τα έξω (κόκκινο) (e) Ο κλονισμός αρχίζει να ακινητοποιείται μόλις η πυρηνική διαδικασία αφαιρεί ενέργεια, αλλά επαναναζωογονείται αντιδρώντας με τα νετρίνα (f) Το υλικό έξω από τον εσωτερικό πυρήνα τελικά εκτινάσσεται, αφήνοντας πίσω του μόνο ένα εκφυλισμένο κατάλοιπο. Καμπύλες φωτός στον υπερκαινοφανή τύπου Ia Αριστερά: Είναι η γραφική παράσταση της φωτεινότητας (σχετικά με τον ήλιο) ως συνάρτηση του χρόνου για σουπερνόβες τύπου Ia Οι σουπερνόβες τύπου Ia έχουν μια χαρακτηριστική καμπύλη της φωτεινότητας τους ως συνάρτηση του χρόνου μετά από την έκρηξη. Κοντά στο χρόνο της μέγιστης φωτεινότητας, το φάσμα περιέχει γραμμές στοιχείων ενδιάμεσης μάζας, από το οξυγόνο έως το ασβέστιο. Αυτά τα στοιχεία είναι τα κύρια συστατικά των εξωτερικών στρωμάτων του άστρου. Μήνες μετά από την έκρηξη, όταν επεκταθούν τα εξωτερικά στρώματα έως το σημείο να είναι διαφανή, το φάσμα κυριαρχείται από το φως που εκπέμπεται από το υλικό κοντά στον πυρήνα του άστρου, δηλαδή από τα βαριά στοιχεία που συντίθενται κατά τη διάρκεια της έκρηξης. Τα περισσότερα είναι κυρίως ισότοπα κοντά στη μάζα του σιδήρου. Η ραδιενεργός διάσπαση του νικέλιου-56 μέχρι το κοβάλτιο-56 έως το σίδηρο-56 παράγει υψηλής ενέργειας φωτόνια. Η ενέργεια των φωτονίων αυτών υπερισχύει της ενέργειας όλων των υλικών που εκτινάσσονται, στους μέσους έως τους ύστερους χρόνους.  Η ομοιότητα στα σχεδιαγράμματα της απόλυτης φωτεινότητας σχεδόν όλων των γνωστών υπερκαινοφανών τύπου Ia, έχει οδηγήσει στη χρήση τους σαν κοσμικά κεριά (μέτρηση κοσμικών αποστάσεων) στην εξωγαλαξιακή αστρονομία, αντί των Κηφειδών άστρων που χρησιμοποιούνται μόνο στον Γαλαξία μας. Κι αυτό γιατί αφού έχουν την ίδια απόλυτη φωτεινότητα, άρα η ορατή φωτεινότητα τους (αυτή που βλέπουμε) είναι ανάλογη της απόστασης του γαλαξία που βρίσκονται από τη Γη. Η αιτία αυτής της ομοιομορφίας στην καμπύλη της απόλυτης φωτεινότητας είναι ακόμα ένα ανοικτό ζήτημα. Καμπύλες φωτός στους υπερκαινοφανείς τύπου II-L και II-P Αριστερά: Είναι η γραφική παράσταση της φωτεινότητας (σχετικά με τον ήλιο) ως συνάρτηση του χρόνου για σουπερνόβες τύπου II-L και II-P. Ο τύπος II-L λέγεται έτσι γιατί παρουσιάζει μια κορυφή (line) στο διάγραμμα, ενώ ο τύπος II-P λέγεται έτσι γιατί παρουσιάζει μια επίπεδη μορφή (plateau). Οι καμπύλες της φωτεινότητας για τον τύπο ΙΙ διακρίνονται από την παρουσία γραμμών απορρόφησης Balmer υδρογόνου στα φάσματα τους. Αυτές οι καμπύλες φωτός έχουν ένα μέσο ρυθμό μείωσης 0,008 μεγέθη ανά ημέρα,  πολύ χαμηλότερο από το ρυθμό μείωσης της φωτεινότητας για τον τύπο σουπερνόβα Ι. Ο τύπος ΙΙ υποδιαιρείται σε δύο κατηγορίες, ανάλογα με εάν υπάρχει ένα πλάτωμα στην καμπύλη τους (τύπος ΙΙ-P) ή μια κορυφή και μετά γρήγορη μείωση (τύπος ΙΙ-L). Η διαφορά στη μορφή των καμπυλών θεωρείται πως προκαλείται, στην περίπτωση των σουπερνοβών ΙΙ-L, από την αποβολή του μεγαλύτερου μέρους του περιβλήματος του υδρογόνου του μητρικού του άστρου. Ενώ η φάση του πλατώματος στις σουπερνόβες τύπου ΙΙ-P οφείλεται σε μια αλλαγή στην αδιαφάνεια του εξωτερικού στρώματος. Το κύμα κλονισμού ιονίζει το υδρογόνο στο εξωτερικό στρώμα, που αυξάνει κατά πολύ την αδιαφάνεια. Έτσι αποτρέπει τα φωτόνια από τα εσωτερικά μέρη της έκρηξης να διαφύγουν. Μόλις ψυχθεί αρκετά το υδρογόνο και μπορεί έτσι να επανασυνδυαστεί, το εξωτερικό στρώμα γίνεται διαφανές. Ασυμμετρία έκρηξης Ένα μακροχρόνιο αίνιγμα που περιβάλλει τις σουπερνόβες είναι η ανάγκη να εξηγηθεί γιατί το συμπαγές αντικείμενο (για παράδειγμα ένα άστρο νετρονίων ή ένα πάλσαρ), που παραμένει μετά την έκρηξη αποκτάει μια μεγάλη ταχύτητα, φεύγοντας έτσι μακριά από τον πυρήνα. Αυτό μάλλον συμβαίνει και στις μαύρες τρύπες, αλλά είναι πολύ πιο δύσκολο να τις παρατηρήσουμε απομονωμένες. Αυτό το 'λάκτισμα' μακριά από τον πυρήνα μπορεί να προσδώσει μια ταχύτητα 500 km/s ή και μεγαλύτερη σε ένα αντικείμενο μιας ηλιακής μάζας. Αυτή η μετατόπιση θεωρείται πως μπορεί να προκληθεί από μια ασυμμετρία στην έκρηξη, αλλά είναι ακόμα γρίφος ο μηχανισμός με τον οποίο αυτή μεταφέρεται η ορμή στο συμπαγές αντικείμενο. Κάποιες εξηγήσεις για αυτό το λάκτισμα περιλαμβάνουν τη μεταφορά ενέργειας στο καταρρέον άστρο, ή την παραγωγή πιδάκων κατά τη διάρκεια του σχηματισμού των άστρων νετρονίων. Μια σύνθετη εικόνα του πυρήνα του Νεφελώματος του Καρκίνου σε μια υπέρθεση εικόνων στις ακτίνες X (μπλε) και οπτικές (κόκκινο). Ένα πάλσαρ κοντά στο κέντρο εκτοξεύει σωματίδια με σχεδόν την ταχύτητα του φωτός. Αυτό το άστρο νετρονίων περιστρέφεται με μια ταχύτητα 375 km/s. Το μέγεθος της εικόνας των ακτίνων X είναι μικρότερο, επειδή τα ηλεκτρόνια που εκπέμπουν την υψηλότερη ενέργεια των ακτίνων X ακτινοβολούν την ενέργειά τους πιο γρήγορα, από ότι τα ηλεκτρόνια με τη χαμηλότερη ενέργεια που εκπέμπουν στα οπτικά μήκη κύματος καθώς κινούνται Μια εξήγηση για την ασυμμετρία στην έκρηξη είναι η μεγάλης κλίμακας μεταφορά ενέργειας από τον πυρήνα. Η μεταφορά αυτή μπορεί να δημιουργήσει μεταβολές στις τοπικές ποσότητες των στοιχείων, με συνέπεια την ανώμαλη πυρηνική καύση κατά τη διάρκεια της κατάρρευσης, της αναπήδησης και της τελικής έκρηξης. Μια άλλη εξήγηση είναι ότι η συσσώρευση του αερίου πάνω στο κεντρικό αστέρι νετρονίων μπορεί να δημιουργήσει έναν δίσκο, που δημιουργεί πίδακες υψηλής κατευθυντικότητας, προωθώντας πλάγιους κλονισμούς που αναστατώνουν εντελώς το αστέρι. Αυτοί οι πίδακες μπορούν να διαδραματίσουν έναν κρίσιμο ρόλο στην προκύπτουσα υπερκαινοφανή έκρηξη. Οι Οι αρχικές ασυμμετρίες κατά την έκρηξη έχουν επιβεβαιωθεί επίσης από παρατηρήσεις και στις εκρήξεις σουπερνοβών τύπου Ia. Αυτό το αποτέλεσμα μπορεί να σημαίνει ότι η αρχική φωτεινότητα αυτού του τύπου σουπερνόβας μπορεί να εξαρτιέται από τη γωνία εξέτασης. Πάντως, η έκρηξη γίνεται πιο συμμετρική με το πέρασμα του χρόνου. Οι αρχικές ασυμμετρίες ανιχνεύονται μετρώντας την πόλωση του εκπεμπόμενου φωτός. Ο τύπος Ia και οι υπερκαινοφανείς κατάρρευσης του πυρήνα Επειδή έχουν ένα παρόμοιο λειτουργικό μοντέλο, οι τύποι Ib, Ic και ορισμένες σουπερνόβες τύπου ΙΙ λέγονται  συλλογικά Υπερκαινοφανείς Κατάρρευσης Πυρήνων. Μια θεμελιώδης διαφορά μεταξύ του τύπου Ia και των σουπερνοβών Κατάρρευσης του Πυρήνα είναι η πηγή της ενέργειας για την ακτινοβολία που εξέπεμψε κοντά στην αιχμή (κορυφή) της καμπύλης του φωτός. Οι πρόγονοι των υπερκαινοφανών Κατάρρευσης του Πυρήνα είναι αστέρια με εκτεταμένα στρώματα, που μπορούν να επιτύχουν έναν βαθμό διαφάνειας με ένα σχετικά μικρό ποσό διαστολής. Το μεγαλύτερο μέρος της ενέργειας που τροφοδοτεί την εκπομπή κατά το μέγιστο φως,  προέρχεται από το κύμα κλονισμού που θερμαίνει και εκτινάσσει το εξωτερικό στρώμα. Αφ' ετέρου, οι πρόγονοι των σουπερνοβών τύπου Ia είναι συμπαγή αντικείμενα, πολύ μικρότερα (αλλά πιο βαριά) από τον ήλιο, τα οποία πρέπει να διασταλούν (και επομένως να ψυχθούν) πολύ πριν γίνουν διαφανή. Η δε θερμότητα από την έκρηξη εκλύεται κατά την διαστολή και δεν είναι διαθέσιμη για την παραγωγή του φωτός. Έτσι, η ακτινοβολία που εκπέμπεται από τις σουπερνόβες τύπου Ia αποδίδεται εξ ολοκλήρου στην διάσπαση των ραδιενεργών πυρήνων που παράγονται στην έκρηξη,  κυρίως το νικέλιο-56 (με ένα χρόνο ημιζωής 6,1 ημερών) και ο θυγατρικός πυρήνας του κοβάλτιο-56 (με χρόνο ημιζωής 77 ημερών). Οι ακτίνες γάμμα που εκπέμπονται κατά τη διάρκεια αυτής της πυρηνικής αποσύνθεσης απορροφώνται από το υλικό που εκτινάσσεται, θερμαίνοντας το μέχρι λευκοπύρωσης του. Επειδή το υλικό που εκτινάσσεται από μια σουπερνόβα με Κατάρρευση Πυρήνα επεκτείνεται και ψύχεται, η ραδιενεργός διάσπαση είναι αυτή που αναλαμβάνει τελικά να παίξει το ρόλο της κύριας πηγής ενέργειας για την εκπομπή του φωτός και σε αυτήν την περίπτωση. Τελικά μια φωτεινή σουπερνόβα τύπου Ia μπορεί να αποβάλει 0.5 - 1 ηλιακές μάζες από νικέλιο-56, ενώ μια σουπερνόβα κατάρρευσης του πυρήνα εκτινάσσει πιθανώς πιο κοντά σε 0,1 ηλιακή μάζα από νικέλιο-56. Πηγή βαρέων στοιχείων Οι σουπερνόβες είναι μια βασική πηγή στοιχείων βαρύτερων από το οξυγόνο. Αυτά τα στοιχεία παράγονται είτε από την πυρηνική σύντηξη (για τον σίδηρο-56 και τα ελαφρύτερα του στοιχεία), είτε κατά την πυρηνοσύνθεση κατά τη διάρκεια της υπερκαινοφανής έκρηξης για τα στοιχεία που είναι βαρύτερα από τον σίδηρο. Η σουπερνόβα είναι η πλέον πιθανή, αν και μη αδιαφιλονίκητη, υποψήφια περιοχή για τη r-διαδικασία, η οποία είναι μια γρήγορη μορφή πυρηνοσύνθεσης, που εμφανίζεται υπό συνθήκες υψηλής θερμοκρασίας και υψηλής πυκνότητας των νετρονίων. Οι αντιδράσεις παράγουν ιδιαίτερα ασταθείς πυρήνες που είναι πλούσιοι σε νετρόνια. Αυτές οι μορφές είναι ασταθείς και γρήγορα κάνουν βήτα διασπάσεις για να μετατραπούν σε σταθερότερες μορφές. Η αντίδραση με r-διαδικασία, που είναι πιθανό να εμφανιστεί στον τύπο ΙΙ, παράγει σχεδόν τα μισά στοιχεία πέρα από το σίδηρο, συμπεριλαμβανομένου και του πλουτώνιου, του ουράνιου και του καλιφόρνιου. Η μόνη άλλη σημαντική ανταγωνιστική διαδικασία για τα βαρύτερα στοιχεία από τον σίδηρο είναι η s-διαδικασία στα μεγάλα, παλαιά ερυθρά γιγάντια αστέρια, η οποία παράγει αυτά τα στοιχεία πιο αργά, αλλά δεν μπορεί να παραγάγει στοιχεία βαρύτερα από το μόλυβδο. Ο ρόλος των υπερκαινοφανών στην αστρική εξέλιξη Ότι έμεινε από μια υπερκαινοφανή έκρηξη αποτελείται από ένα συμπαγές αντικείμενο και από ένα κύμα κλονισμού του υλικού που επεκτείνεται γρήγορα. Αυτό το νέφος των υλικών 'σκουπίζει' ότι υπάρχει στο περιβάλλον διαστρικό μέσο κατά τη διάρκεια μιας φάσης ελεύθερης διαστολής, η οποία μπορεί να κρατήσει μέχρι και δύο αιώνες. Το κύμα κλονισμού έπειτα βαθμιαία υποβάλλεται σε μια περίοδο αδιαβατικής διαστολής, οπότε θα ψυχθεί αργά και θα αναμιχθεί με το περιβάλλον διαστρικό μέσο για μία περίοδο περίπου 10.000 ετών. Στην στάνταρτ αστρονομία, η Μεγάλη Έκρηξη παρήγαγε το υδρογόνο, το ήλιο, και ίχνη λιθίου, ενώ όλα τα βαρύτερα στοιχεία συντίθενται στα αστέρια και τις σουπερνόβες. Οι σουπερνόβες τείνουν να εμπλουτίσουν το διαστρικό περιβάλλον μέσο με μέταλλα, τα οποία για τους αστρονόμους είναι όλα τα στοιχεία εκτός από το υδρογόνο και το ήλιο, και είναι ένας διαφορετικός ορισμός από αυτός που χρησιμοποιείται για τα μέταλλα στη χημεία. Τα κατάλοιπα μιας σουπερνόβας N 63A βρίσκονται μέσα σε μια συμπαγής περιοχή αερίου και σκόνης στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου Αυτά τα στοιχεία (τα μέταλλα που παράγονται στις εκρήξεις των σουπερνοβών) εμπλουτίζουν τελικά τα μοριακά νέφος, που είναι οι περιοχές σχηματισμού των άστρων. Έτσι, κάθε αστρική γενεά έχει μια ελαφρώς διαφορετική σύνθεση, που ξεκινάει από ένα σχεδόν καθαρό μίγμα υδρογόνου και ηλίου προς μια σύνθεση ολοένα πλουσιότερη σε μέταλλα. Οι σουπερνόβες λοιπόν είναι ο κυρίαρχος μηχανισμός για την διανομή των βαρύτερων στοιχείων, που σχηματίζονται σε ένα αστέρι κατά τη διάρκεια της περιόδου της πυρηνικής σύντηξης, σε όλο το διάστημα. Οι διαφορετικές αναλογίες των στοιχείων στο υλικό που σχηματίζει ένα άστρο έχουν σημαντική επίδραση στη ζωή του άστρου, και μπορούν να επηρεάσουν αποφασιστικά τη δυνατότητα να φτιάξουν πλανήτες που είναι σε τροχιά γύρω τους. Η κινητική ενέργεια ενός διαστελλόμενου κατάλοιπου από μια σουπερνόβα μπορεί να προκαλέσει το σχηματισμό άστρων λόγω της συμπίεσης των κοντινών, πυκνών μοριακών νεφών στο διάστημα. Η αύξηση στην της διαταραχής μπορεί όμως και να αποτρέψει το σχηματισμό άστρων εάν το νέφος είναι ανίκανο να χάσει την υπερβολική του ενέργεια. Αποδεικτικά στοιχεία από τα θυγατρικά προϊόντα βραχύβιων ραδιενεργών ισοτόπων δείχνουν ότι στην κοσμική γειτονιά μας, μια έκρηξη σουπερνόβας καθόρισε αποφασιστικά τη σύνθεση του ηλιακού συστήματος πριν 4,5 δισεκατομμύρια χρόνια, και μπορεί ακόμη και να είχε προκαλέσει το σχηματισμό του ηλιακού συστήματος.  Τέλος, η παραγωγή των κατάλληλων βαρέων στοιχείων από σουπερνόβες κατέστησε τελικά δυνατή τη χημεία της ζωής πάνω στη Γη.

Λίστα των λαμπρών υπερκαινοφανών Όνομα Ορατός Μέγεθος Απόσταση Τύπος Κατάλοιπο Sagittarius A East  ?  ? 26,000 ly  ? Sagittarius A East W49B  ?  ? 35,000 ly  ? GRB remnant ? W50  ?  ? 16,000 ly  ? SS 433 Vela Supernova 11η-9η χιλιετία π.Χ.  ? 800 ly  ? Vela Supernova Remnant SN 185 7 Δεκεμβρίου 185 -8? 3,000 ly Ia? Possibly RCW 86 SN 1006 1 Μαΐου 1006 -7.5 7,200 ly Ia SNR 1006 SN 1054 1054 -6 6,300 ly II Crab Nebula SN 1181 1181 -1  ?  ? Possibly 3C58 SN 1572 11 Νοεμβρίου 1572 -4 7,500 ly Ia Tycho Brahe Supernova Remnant SN 1604 8 Οκτωβρίου 1604 -2.5 20,000 ly Ia? Kepler's Supernova Remnant Cassiopeia A μέσα του 17ου αιώνα +6 10,000 ly  ? Cassiopeia A Supernova Remnant SN 1885A 20 Αυγούστου 1885 +6 2,500,000 ly  ? SNR 1885A SN 1987A 24 Φεβρουαρίου 1987 +3 168,000 ly II-P SNR 1987A SN 2004dj 31 Ιουλίου 2004 +11.2 8,000,000 ly II-P  ? SN 2005B 12 Ιανουαρίου 2005 +18  ?  ?  ? RX J0852.0-4622 Άγνωστο ακαθόριστο ακαθόριστη  ? G266.2−1.2 Πηγές: Wikipedia, NASA,physics4u.gr

Δείτε και τα σχετικά άρθρα Οι αστρικές υπερκαινοφανείς εκρήξεις