Τρίτη, 31 Ιανουαρίου 2017

Μπλέιζαρς. Τα τέρατα του διαστήματος.

Το διαστημικό τηλεσκόπιο ακτίνων Γάμμα της ΝΑΣΑ Φέρμι (Fermi Gamma-ray Space Telescope) ανακαλύπτει τα πιο ακραία Μπλέιζαρς που υπάρχουν.  


Από τον :Francis Reddy

Οι γαλαξίες που η ενέργειά τους προέρχεται από μια υπερμεγέθη μαύρη τρύπα ονομάζονται Μπλέιζαρς, και είναι οι πιο συνηθισμένες πηγές που ανιχνεύονται από το ΔΤ Φέρμι της NASA. Καθώς ύλη πέφτει προς την υπερμεγέθη μαύρη τρύπα που βρίσκεται στο κέντρο του γαλαξία, ένα μέρος της επιταχύνεται προς τα έξω με σχεδόν την ταχύτητα του φωτός σχηματίζοντας πίδακες που κινούνται σε αντίθετες κατευθύνσεις. Όταν ένας από τους πίδακες αυτούς συμβαίνει να στοχεύει προς την κατεύθυνση της Γης, όπως φαίνεται εδώ, ο γαλαξίας εμφανίζεται ιδιαίτερα φωτεινός και χαρακτηρίζεται ως Μπλέιζαρ. Εικόνα: M. Weiss / CfA

Το διαστημικό τηλεσκόπιο ακτίνων Γάμμα της ΝΑΣΑ Φέρμι (Fermi Gamma-ray Space Telescope) εντόπισε τα μακρινότερα Μπλέιζαρς ακτίνων Γάμμα, ένας τύπος γαλαξία του οποίου οι έντονες εκπομπές τροφοδοτούνται από υπερμεγέθεις μαύρες τρύπες. Το φως από το τα μακρινά αντικείμενα του διαστήματος, άρχισε το ταξίδι του προς εμάς, όταν το σύμπαν είχε ηλικία 1,4 δισεκατομμυρίων ετών, ή σχεδόν το 10 τοις εκατό της σημερινής του ηλικίας.

"Παρά τη νεότητα τους, αυτά τα απομακρυσμένα Μπλέιζαρς, φιλοξενούν μερικές από τις πιο ογκώδεις μαύρες τρύπες που ξέρουμε," δήλωσε ο Roopesh Ojha, ένας αστρονόμος στο Κέντρο Πτήσεων Goddard της NAΣA στο Greenbelt, του Μέρυλαντ. "Αυτό που αναπτύχθηκε τόσο νωρίς στην κοσμική ιστορία, προκαλεί τις υπάρχουσες θεωρίες μας, για το πώς οι υπερμεγέθεις αυτές μαύρες τρύπες σχηματίζονται και μεγαλώνουν. Και αυτό είναι κάτι που μας κάνει να θέλουμε να ανακαλύψουμε περισσότερα για αυτά τα αντικείμενα έτσι ώστε η γνώσεις αυτές να μας βοηθήσουν να κατανοήσουμε καλύτερα αυτή τη διαδικασία δημιουργίας και ανάπτυξης των."

Ο Ojha παρουσίασε τα ευρήματα του εχθές, Δευτέρα 30 Ιανουαρίου, στο συνέδριο της Αμερικανικής Φυσικής Εταιρείας στην Ουάσιγκτον, συνοδευόμενα από μία εργασία (paper) που περιγράφει τα αποτελέσματα που έχουν υποβληθεί στο Astrophysical Journal Letters.

Τα Μπλέιζαρς αποτελούν περίπου το ήμισυ των πηγών ακτίνων Γάμμα που ανιχνεύονται από την Μεγάλη Περιοχή του Τηλεσκοπίου Φέρμι [Fermi's Large Area Telescope (LAT)] . Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι οι εκπομπές υψηλής ενέργειας τους τροφοδοτούνται από την ύλη που θερμαίνεται και διαλύεται καθώς πέφτει από ένα σημείο που υπάρχει συγκεντρωμένη, ή ένα δίσκο προσαύξησης προς μια υπερμεγέθη μαύρη τρύπα η οποία έχει εκατομμύρια ή και περισσότερες φορές τη μάζα του Ήλιου. Ένα μικρό μέρος αυτού του υλικού που πέφτει, ανακατευθύνεται προς ένα ζευγάρι από πίδακες σωματιδίων, τα οποία εκτινάσσονται προς τα έξω σε αντίθετες κατευθύνσεις, σχεδόν με την ταχύτητα του φωτός. Τα Μπλέιζαρς φωτοβολούν σε όλες τις μορφές του φωτός, συμπεριλαμβανομένων και των ακτίνων Γάμμα, το φως με την υψηλότερη ενέργεια, όταν ένας από τους πίδακες αυτούς συμβαίνει να στοχεύει σχεδόν άμεσα προς τη Γη.

Πίσω στο χρόνο, τα πιο απομακρυσμένα Μπλέιζαρς που ανιχνεύτηκαν από το ΔΤ Φέρμι εξέπεμψαν το φως τους όταν το σύμπαν ήταν περίπου 2,1 δισεκατομμυρίων ετών. Προηγούμενες παρατηρήσεις έδειξαν ότι τα πιο απομακρυσμένα από αυτά τα Μπλέιζαρς, παράγουν το περισσότερο από το φως τους σε ενέργειες ακριβώς μεταξύ του εύρους ανίχνευσης του LAT, και των υπαρχόντων δορυφόρων ακτίνων-Χ, πράγμα το οποίο έκανε την εύρεση τους εξαιρετικά δύσκολη.

 Στη συνέχεια, το 2015, η ομάδα του ΔΤ Φέρμι κυκλοφόρησε μια πλήρη επανεπεξεργασία όλων των δεδομένων από το LAT, που ονομάζεται ‘’Πέρασμα 8’’ (Pass 8) , το οποίο εισάγει τόσες πολλές βελτιώσεις, που οι αστρονόμοι θεωρούν ότι ήταν σαν να έχεις ένα ολοκαίνουργιο όργανο. Για να εντοπίσει πιο απομακρυσμένες μαύρες τρύπες, το LAT ενίσχυσε την ευαισθησία του σε χαμηλότερες ενέργειες, αυξάνοντας έτσι τις πιθανότητες ανακάλυψης τους.



Το διαστημικό τηλεσκόπιο ακτίνων Γάμμα της ΝΑΣΑ Φέρμι (Fermi Gamma-ray Space Telescope) έχει ανακαλύψει τα πέντε πιο γνωστά και μακρινά Μπλέιζαρς ακτίνων-γ . Το φως που ανιχνεύθηκε από το Φέρμι, τοποθέτησε χρονικά αυτούς τους γαλαξίες, τη στιγμή που το σύμπαν ήταν δύο δισεκατομμύρια χρόνια. Δύο από αυτούς τους γαλαξίες φιλοξενούν υπερμεγέθεις μαύρες τρύπες δισεκατομμυρίων Ηλιακών μαζών που αμφισβητούν τις τρέχουσες θεωρίες για το πόσο γρήγορα θα μπορούσαν να αναπτυχθούν τέτοια τέρατα. Εικόνα: Goddard Space Flight Center της NAΣA / , παραγωγός Scott Wiessinger.

Η ερευνητική ομάδα έχει επικεφαλής τον Vaidehi Paliya και τον Marco Ajello στο Πανεπιστήμιο του Clemson στη Νότια Καρολίνα, συμμετέχοντος και του Dario Gasparrini στο Κέντρο Διάδοσης Επιστημονικών δεδομένων του Ιταλικού Οργανισμού Διαστήματος στη Ρώμη, καθώς και του Ojha. Άρχισαν με την έρευνα για τις πιο μακρινές πηγές με έναν κατάλογο με 1,4 εκατομμύρια Κβάζαρ, μια κατηγορία γαλαξιών που σχετίζεται στενά με μαύρες τρύπες. Επειδή μόνο οι φωτεινότερες πηγές μπορούν να ανιχνευθούν σε μεγάλες κοσμικές αποστάσεις, αφαίρεσαν στη συνέχεια από τη λίστα όλα εκτός από τα φωτεινότερα αντικείμενα που εκπέμπουν στα ραδιοφωνικά μήκη κύματος. Στη συνέχεια οι επιστήμονες έχοντας ένα τελικό κατάλογο από περίπου 1.100 αντικείμενα, εξέτασαν τα δεδομένα από το LAT για όλα αυτά τα αντικείμενα, με αποτέλεσμα την ανίχνευση πέντε νέων Μπλέιζαρς ακτινών Γάμμα.

Εκφρασμένες σε μετατόπιση προς το ερυθρό, που είναι το προτιμώμενο μέτρο των αστρονόμων από το βαθύ Σύμπαν , οι νέες μαύρες τρύπες κυμαίνονται με τιμές στην ερυθρή μετατόπιση από 03.03 έως 04.31, πράγμα που σημαίνει ότι το φως που τώρα ανιχνεύεται από αυτές ξεκίνησε το …δρόμο του, όταν το Σύμπαν είχε ηλικία μεταξύ 1,9 και 1,4 δισεκατομμυρίων ετών, αντίστοιχα.

"Μόλις ανακαλύψαμε αυτές τις πηγές, συλλέξαμε όλα τα διαθέσιμα δεδομένα πολλαπλού μήκους κύματος σε αυτά και τις παραγόμενες ιδιότητες τους, όπως είναι η μάζα των μελανών οπών, η φωτεινότητα του δίσκου προσαύξησης, και η δύναμη των πιδάκων (jets)", δήλωσε ο Paliya.

Δύο από τα Μπλέιζαρς διαθέτουν μαύρες τρύπες με μάζα από ένα δισεκατομμύριο Ηλιακές μάζες ή και περισσότερο. Όλα τα αντικείμενα διαθέτουν εξαιρετικά φωτεινούς δίσκους προσαύξησης που εκπέμπουν περισσότερα από δύο τρισεκατομμύρια φορές την παραγωγή ενέργειας που παράγει ο Ήλιος μας. Αυτό σημαίνει ότι συνεχώς καταρρέει προς τα μέσα ύλη, η οποία εγκλείεται σε ένα δίσκο και θερμαίνεται πριν από την τελική βουτιά της στη μαύρη τρύπα.

"Το βασικό ερώτημα είναι τώρα πώς αυτές οι τεράστιες μαύρες τρύπες θα μπορούσαν να έχουν σχηματιστεί σε ένα τόσο νεαρό Σύμπαν», δήλωσε ο Gasparrini. «Δεν ξέρουμε ακόμα ποιοι μηχανισμοί ενεργοποιούνται στην ταχεία ανάπτυξή τους."

Εν τω μεταξύ, η ομάδα σχεδιάζει να συνεχίσει μια βαθιά αναζήτηση για πρόσθετα παραδείγματα.

«Πιστεύουμε ότι το ΔΤ Φέρμι ανίχνευσε μόνο τη κορυφή του παγόβουνου, τα πρώτα δείγματα ενός γαλαξιακού πληθυσμού που δεν έχει ανιχνευθεί προηγουμένως σε ακτίνες γάμμα", δήλωσε ο Ajello.



Δημοσιογραφικές αναφορές: Astrophysical Journal Letters 



Στμ: Το διαστημικό τηλεσκόπιο ακτίνων Γάμμα της ΝΑΣΑ Φέρμι, πήρε το όνομά του από τον Ιταλό φυσικό Ενρίκο Φέρμι, ο οποίος τιμήθηκε το 1938 με το βραβείο Νόμπελ Φυσικής.


Πηγές: phys.org
            el.wikipedia.org
            fermi.gsfc.nasa.gov

Απόδοση στα Ελληνικά : Δημήτρης Γκίκας.
Για διορθώσεις, απορίες, ή συμπληρώματα γράψτε μας: gikasd63@hotmail.com

Δευτέρα, 30 Ιανουαρίου 2017

Συμπαντικό κενό "παρασέρνει" τον Γαλαξία

Οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ένα γιγάντιο συμπαντικό κενό που εξηγεί γιατί η τοπική μας ομάδα των γαλαξιών κινείται τόσο γρήγορα μέσα στο Σύμπαν.

Από: Camille Μ Carlisle | 30  Ιανουαρίου 2017


Σε αυτήν την εικόνα βλέπουμε ένα τμήμα της τοπικής συμπαντικής δομής, με κέντρο περίπου την τοπική ομάδα. Τα μαύρα βέλη δείχνουν τη "ρευστή" της ύλη, που ρέει σε αυτή τη βαρυτική καμπή. Η ανάλυση αυτών των μοντέλων ροής αποκάλυψε ότι υπάρχει πιθανώς ένα μεγάλο, αόρατο κενό (το γκρι-καφέ στα δεξιά) που μας "σπρώχνει" προς το Υπερσμήνος του Σάρπλεϊ (πράσινο), το οποίο με τη σειρά του βαρυτικά μας έλκει προς την κατεύθυνση αυτή. Το κίτρινο βέλος είναι η κατεύθυνση του λεγόμενου ‘’κοσμικού δίπολου’’.

Εικόνα:Yehuda Hoffman

Οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ένα γιγάντιο συμπαντικό κενό που εξηγεί γιατί η τοπική μας ομάδα των γαλαξιών κινείται τόσο γρήγορα μέσα στο Σύμπαν.

Ο Γαλαξίας μας είναι ένας από τους μεγαλύτερους γαλαξίες στην τοπική ομάδα, μια μικρή συστάδα από αστρικές μητροπόλεις. Η τοπική ομάδα, με τη σειρά της, βρίσκεται σε ένα ‘’νήμα’’ μιας πολύ μεγαλύτερης κοσμικής δομής. Τα σμήνη των γαλαξιών σε αυτό το κοσμικό ιστό δεν μένουν ακίνητα, αλλά μάλλον έλκονται (κυριολεκτικά) αργά προς τις μεγαλύτερες ομάδες.

Οι αστρονόμοι γνωρίζουν από τη δεκαετία του 1980 ότι η τοπική ομάδα κινείται προς αυτό που ονομάζεται ο ‘’Μεγάλος Ελκυστής’’ (Τhe Great Attractor), μια πυκνή συγκέντρωση στην περιοχή των συστάδων του Κενταύρου, του Γνώμονα, και της Ύδρας περίπου 160 εκατομμύρια έτη φωτός μακριά. Έχει επίσης βρεθεί και ένας άλλος, εξίσου ισχυρός Ελκυστής που ονομάζεται Υπερσμήνος του Σάρπλεϊ (Shapley Supercluster), μια τεράστια δομή που βρίσκεται περίπου στην ίδια γραμμή θέασης, αλλά τέσσερις φορές πιο μακριά.

Το 2006, όταν οι Dale Kocevski και Harald Ebeling (και οι δύο από το Πανεπιστήμιο της Χαβάη) επιβεβαίωσαν την επιρροή Σάρπλεϊ πάνω στην τοπική ομάδα χαρτογραφώντας το πώς οι συστάδες συγκεντρώνονται στον ουρανό, παρατήρησαν επίσης ενδείξεις ενός κενού στην αντίθετη κατεύθυνση.

Τώρα, χρησιμοποιώντας τον Κατάλογος γαλαξιών Cosmicflows-2, ο Yehuda Hoffman (του Εβραϊκού Πανεπιστήμιου της Ιερουσαλήμ) και οι συνεργάτες του έχουν χαρτογραφήσει τις κινήσεις σε περισσότερους από 8.000 γαλαξίες και επιβεβαίωσαν ότι, ναι, οι δύο τιτάνες που καθορίζουν το πώς ρέουν  οι τοπικοί γαλαξίες μέσω του κοσμικού ιστού είναι το Υπερσμήνος Σάρπλεϊ και αυτό το αποξενωμένο και ανώνυμο κενό.

 Σκεφτείτε την τοπική κοσμική δομή σαν ένα βαρυτικό πάρκο νερού: στροβιλιζόμενες ‘’τσουλήθρες’’  ξεκινούν από τα πολύ ψηλά (όπου είναι το κενό) και καταλήγουν σε χαμηλά επίπεδα (όπου είναι το σύμπλεγμα), με τη φυσική κίνηση να είναι πάντα προς τα κάτω - δηλαδή, με τη βαρύτητα. Οι Γαλαξίες ‘’γλιστρούν’’ κατά μήκος σε αυτές τις βαρυτικές τσουλήθρες.

Αλλά το πόσο γρήγορα κινούνται οι γαλαξίες εξαρτάται από το πόσο ψηλές είναι αυτές οι τσουλήθρες. Κατά τον ίδιο τρόπο, το γεγονός ότι υπάρχει ένα μεγάλο, και "υψηλό" κενό σε ένα μέρος του βαρυτικού τοπίου κάνει τη Τοπική Ομάδα να ρέει γρηγορότερα προς τίς πυκνές, περιοχές με ‘’χαμηλότερο υψόμετρο" προς την άλλη κατεύθυνση από ό, τι θα έπρεπε διαφορετικά. Το καθαρό αποτέλεσμα είναι ότι το κενό πιέζει προς την ίδια κατεύθυνση που το Υπερσμήνος έλκει. Μπορεί ακόμη να είναι ότι το κενό, το οποίο η ομάδα ονομάζει "το απωθούν δίπολο" στην εργασία τους που κατατέθηκε σήμερα  30 Ιανουαρίου στο Nature Astronomy , να έχει μεγαλύτερη επίδραση στην κίνηση της τοπικής ομάδας από ότι η περιοχή Σάρπλεϊ κάνει από μόνη της.

Αυτή η ανακάλυψη στην πραγματικότητα μπορεί να λύσει ένα μακροχρόνιο κοσμικό αίνιγμα. Οι αστρονόμοι γνώριζαν ότι η τοπική ομάδα κινείται σε σχέση με τη κοσμική ακτινοβολία υπόβαθρου (CMB), τον ωκεανό των φωτονίων που διαχέεται στο Σύμπαν, το οποίο είναι το απομεινάρι της Μεγάλης Έκρηξης. Αυτή η κίνηση ονομάζεται δίπολο CMB. Αλλά η ταχύτητα (630 Χιλιόμετρα /δευτερόλεπτο, ή 1.400.000 μίλια/ώρα) ήταν περίπου διπλάσια από ό, τι θα έπρεπε να είναι, αν ήταν υπεύθυνοι γι’ αυτό το Σάρπλεϊ  και οι άλλες συστάδες. Το φαινόμενο αυτό της άπωσης, διπλασιάζει ουσιαστικά την έλξη του Σάρπλεϊ, εξηγώντας έτσι γιατί η τοπική ομάδα κινείται τόσο γρήγορα .
  
Παρακάτω, θα δείτε ένα βίντεο που εξηγεί το αποτέλεσμα. Από τον: Yehuda Hoffman

Αναφορές: 
Yehuda Hoffman et al. “The Dipole Repeller.” Nature Astronomy. January 30, 2017.
Dale D. Kocevski and Harald Ebeling. “On the Origin of the Local Group’s Peculiar Velocity.” Astrophysical Journal. July 10, 2006.
O. Lahav, M. Rowan-Robinson, and D. Lynden-Bell. “The Peculiar Acceleration of the Local Group As Deduced from the Optical and IRAS Flux Dipoles.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. October 1, 1988.
  Πηγές: skyandtelescope.com 
          physics4u.gr 
          edd.ifa.hawaii.edu

 Απόδοση στα Ελληνικά : Δημήτρης Γκίκας.
 Για διορθώσεις, απορίες, ή συμπληρώματα γράψτε μας: gikasd63@hotmail.com




Σάββατο, 28 Ιανουαρίου 2017

5 από τα πιο ασυνήθιστα και περίεργα άστρα που ανακαλύφθηκαν στον Γαλαξία μας.

Ο Γαλαξίας μας μπορεί να θεωρηθεί ότι είναι μια τεράστια αστρική πολιτεία. Φιλοξενεί περίπου 200 δισεκατομμύρια αστρικούς κατοίκους. Οι ερευνητές εργάζονται αιώνες για να χαρτογραφήσουν και να εξετάσουν κάθε έναν από αυτούς. Με μια συνεχιζόμενη έρευνα του ουρανού, οι αστροφυσικοί αφιέρωσαν την καριέρα τους αποτολμώντας να ταξιδεύσουν στις πιο απόμακρες γειτονιές του γαλαξία μας - και ας το παραδεχτούμε: αν ξοδεύετε το χρόνο σας ταξιδεύοντας γύρω από μια τεράστια πόλη, θα συναντήσετε και μερικές…παραξενιές. Ο γαλαξίας μας δεν διαφέρει.

Μερικά αστέρια που…’’κρύβονται’’ στον ουρανό μας, αξίζει να τα μελετήσετε. Αυτά τα αστέρια δεν είναι κάποιες συνηθισμένες σφαίρες από Υδρογόνο και Ήλιο. Φαίνονται να παίζουν με τους δικούς τους κανόνες, ξεχωρίζουν μεταξύ των γειτόνων τους ως αληθινές περίεργες μπάλες, ‘’αμετανόητες’’ όσο αναφορά την προσωπικότητά  τους. Αγνοώντας τις αντιλήψεις μας, ακόμα και τη κοινή μας λογική, αναγκάζουν τους αστροφυσικούς να αναθεωρήσουν τα όρια του τι είναι δυνητικά φυσιολογικό και, μερικές φορές, να επανεξετάσουν βασικές υποθέσεις τους σχετικά με το Σύμπαν μας. Ας δούμε μερικά αξιοπρόσεχτα από αυτά:


Αστέρια κρυμμένα σε σύννεφα από …μέταλλο.

Η ιδέα του να κρύβονται αστέρια μέσα σε μεταλλικά σύννεφα ακούγεται σαν σενάριο κακής ταινίας επιστημονικής φαντασίας της δεκαετίας του '50. Ίσως όμως να είναι και έτσι. Αυτά τα ασυνήθιστα αστέρια είναι στην πραγματικότητα ένα είδος λευκού νάνου - τα μικρά, και υπέρπυκνα υπολείμματα παλαιών αστεριών όπως ο Ήλιος μας. Με τον όρο ''υπέρπυκνα," φυσικά, εννοούμε ότι ένα κουταλάκι του γλυκού ύλης από αυτά τα άστρα, θα ζύγιζε περίπου 15 τόνους (πάνω από 13000 kg). Τρελό, έτσι δεν είναι; Τώρα φανταστείτε αυτό το παράξενο και πυκνό αντικείμενο, να είναι κλεισμένο μέσα σε μεταλλικά σύννεφα. Είναι εκπληκτικό, αλλά όμως αστέρια σαν αυτό υπάρχουν πραγματικά.


Αξίζει να σημειωθεί ότι ο όρος "μεταλλικά σύννεφα" μπορεί να είναι λίγο διφορούμενη, επειδή τα σύννεφα γύρω από ένα λευκό νάνο δεν μοιάζουν ακριβώς με τα σύννεφα στη Γη. Εδώ, τα σύννεφα φαίνονται σαν μια λευκή, και ‘’αφράτη ''συλλογή υδρατμών''. Αλλά σε αυτά τα ξεχωριστά αστέρια, η υπερυψηλή πυκνότητας τους και η επιφανειακή τους βαρύτητα δημιουργεί μεταλλικά σύννεφα - συνήθως από μόλυβδο και ζιρκόνιο, αλλά και με άλλα είδη σε μικρότερες συγκεντρώσεις – που έχουν πάχος 100 χιλιόμετρα, και βάρος έως 100 δισεκατομμύρια μετρικούς τόνους.

Οι αστροφυσικοί πιστεύουν ότι τα σύννεφα αυτά μπορούν να καλύψουν ένα μεγάλο τμήμα, αν όχι όλη, την επιφάνεια ενός άστρου, λαμβάνοντας ενδεχομένως, μια γαλαζωπή απόχρωση. Κανείς δεν γνωρίζει με βεβαιότητα πώς φαίνονται από κοντά, αλλά η παρουσία τους και μόνο είναι αναμφισβήτητα συναρπαστική.

Ένα αυγοειδές σε σχήμα αστέρι.  

Οι περισσότεροι από εμάς έχουν δει τον Βέγα, το 5ο φωτεινότερο αστέρι στο νυχτερινό ουρανό. Αλλά από κοντά, ο Βέγα δεν φαίνεται σαν ένα συνηθισμένο αστέρι. Περιστρέφεται τόσο γρήγορα - πάνω από 600.000 μίλια ανά ώρα (965.606 χιλιόμετρα) στον ισημερινό – γι’ αυτό και έχει ένα εξογκωμένο και πεπλατυσμένο, ωοειδές σχήμα, σαν ένα μεγάλο μπλε αυγό. Η πεπλάτυνση επίσης σημαίνει ότι αν δεν βλέπαμε την πολική του περιοχή αλλά τον ισημερινό του, θα φαινόταν περίπου 20% αμυδρότερος εξαιτίας ενός αστροφυσικού φαινομένου που ονομάζεται βαρυτική αμαύρωση και ισορροπεί την επιφανειακή του θερμοκρασία από 7649 βαθμούς Κελσίου στον ισημερινό σε σχεδόν 10.000 βαθμούς Κελσίου κοντά στους πόλους του.Οι ερευνητές υπολόγισαν ότι ο Βέγα περιστρέφεται με περίπου 90% της μέγιστης δυνητικής ταχύτητας περιστροφής του . Εάν περιστρέφονταν μόλις 10% πιο γρήγορα, η στροφορμή του θα εξουδετέρωνε τη βαρύτητα του Βέγα διαλύοντας τον !

Το ότι ο Βέγα έχει σχήμα αυγού δεν είναι αρκετά παράξενο. Ούτε λάμπει σταθερά σαν τον Ήλιο μας. Ο πεπλατυσμένος ισημερινός του άστρου είναι λιγότερο φωτεινός από ότι οι πόλοι του, δημιουργώντας ένα σκοτεινό δακτύλιο στην επιφάνειά του. Οι ερευνητές πιστεύουν ότι αυτό είναι αποτέλεσμα των διαφορών θερμοκρασίας που προκαλείται από την εξωφρενική ταχύτητα περιστροφής του Βέγα. Δεδομένου ότι ο ισημερινός είναι πιο ψυχρός, λάμπει λιγότερο έντονα, παρουσιάζοντας ένα πιο σκούρο χρώμα, σε αντίθεση με τους πόλους.


Με άλλα λόγια, ο Βέγα όχι μόνο φαίνεται σαν ένα μπλε αυγό, αλλά μοιάζει και με ένα διακοσμημένο, ριγέ, χρώματος μπλε αυγό του Πάσχα. Σκεφτείτε λοιπόν την επόμενη φορά που θα εντοπίσετε τον αστερισμό της Λύρας, όπου ο Βέγα επισκιάζει τα κοντινά του αστέρια: Ο παράξενος αυτός αστέρας κρύβει παράξενα μυστικά από το γυμνό μάτι.

Δύο αστέρια βρίσκονται τόσο κοντά μεταξύ τους, που αγγίζει το ένα το άλλο.

Τα Δυαδικά αστρικά συστήματα είναι κοινά στο γαλαξία μας. Στην πραγματικότητα, οι ερευνητές υποθέτουν ότι το 85% των άστρων στο Γαλαξία μας έχουν ανακαλυφθεί σε συστήματα πολλαπλών αστέρων. Αλλά, δύο αστέρια αγγίζουν πραγματικά το ένα το άλλο; Όσο δύσκολο και αν φαίνεται αυτό, το δυαδικό σύστημα ΜΥ Camelopardalis βιώνει ακριβώς αυτό. Αυτά τα δύο καυτά, μπλε αστέρια στην πραγματικότητα ‘’τρίβονται’’ μεταξύ τους, καθώς περιστρέφονται γύρω από ένα κοινό σημείο.


Οι αστροφυσικοί πιστεύουν ότι τα αστέρια του MY Camelopardalis  είναι έτοιμα να ενωθούν σχηματίζοντας ένα ενιαίο γιγάντιο αστέρι. Όταν τελικά η συγχώνευση αυτή συμβεί, το αποτέλεσμα μπορεί να είναι μια αξιόλογη έκρηξη ενέργειας. Ή θα μπορούσε να δημιουργήσει μόνο ένα μεγαλύτερο αστέρι που καίει γρήγορα τα εναπομείναντα καύσιμά του; Κανείς δεν μπορεί να πει με σιγουριά.

Ένα αστέρι με σπειροειδείς βραχίονες

Οι σπειροειδείς βραχίονες συνήθως παραπέμπουν σε γαλαξίες, αλλά το αστέρι SAO 206.462 είναι σπάνιο στο γεγονός ότι έχει το δικό του σύνολο από σπειροειδείς βραχίονες - κάθε ένας από αυτούς καλύπτει σε μήκος 22.530 εκατομμύρια χιλιόμετρα (δύο φορές το μήκος της τροχιάς του Πλούτωνα γύρω από τον Ήλιο). Όσο περίεργο κι αν ακούγεται, οι αστροφυσικοί υποθέτουν ότι παρατηρούμε έναν πρωτοπλανητικό δίσκο, όπου δημιουργούνται οι νέοι πλανήτες.


Η παρουσία αυτού του δίσκου δεν είναι παράξενη ή σπάνια - στην πραγματικότητα, πρωτοπλανητικοί δίσκοι εντοπίζονται συχνά γύρω από νεαρά αστέρια στο γαλαξία μας. Αλλά το σχήμα του είναι αποκλειστικό, ακόμα και μεταξύ παρόμοιων δίσκων. Οι ερευνητές βρήκαν πριν από την ανακάλυψη αυτών των δίσκων σφαιρικά κομμάτια ύλης, και κενά σε δίσκους γύρω από άλλα νεαρά αστέρια, και θεωρούν ότι τα σχήματα αυτά δημιουργούνται από τη δύναμη της βαρύτητας.

Στη περίπτωση του αστέρα SAO 206462, οι ερευνητές θεωρούν ότι κάθε σπειροειδής βραχίονας περιέχει και ένα νέο πλανήτη. Η ανακάλυψη των σπειροειδών βραχιόνων ήταν τόσο εξαιρετική και εντελώς απρόβλεπτη, υποδεικνύοντας έτσι, ότι μπορεί να κρύβονται νέες επιστημονικές αλληλεπιδράσεις, ακόμα και σε καλά αντικρουόμενους τομείς της έρευνας.


 Ένα αστέρι μέσα σε ένα άλλο αστέρι

Ο αστέρας HV 2112 θα πρέπει οπωσδήποτε να αλλάξει τίτλο σε… "Αστέρα κανίβαλο." Αυτό το διαγαλαξιακό πλάσμα είναι στην πραγματικότητα ένα τεράστιο αστέρι με ένα άλλο αστέρι νετρονίων που κρύβεται μέσα στον πυρήνα του. Οι ερευνητές πιστεύουν ότι ήταν αρχικά ένα δυαδικό σύστημα αστέρων, που αποτελούνταν από ένα κόκκινο γίγαντα και ένα αστέρι νετρονίων, έως ότου ο τελευταίος ''καταβροχθίστηκε'' από το μεγαλύτερο συνοδό του. Το τελικό αποτέλεσμα αυτού του… κοσμικού κανιβαλισμού είναι ένα αντικείμενο που ονομάζεται :Αντικείμενο Θόρν-Ζίτκοφ (Thorne-Zytkow ή ΤΖΟ), ένα σκανδαλώδες, και τόσο παράξενο στοιχείο, που κυριολεκτικά επαναπροσδιόρισε τις ιδέες μας για το τι μπορεί να απαρτίζει ένα αστέρι!

Ο HV2112 είναι ένα κράμα δύο αντικειμένων: ένα αστέρι νετρονίων μέσα σε ένα κόκκινο γίγαντα. Αυτά τα δύο αντικείμενα είναι ήδη εξαιρετικά αυτάρκη το ένα από το άλλο. Θυμηθείτε πώς ένα κουταλάκι του γλυκού ύλης από έναν λευκό νάνο ζυγίζει πάνω από 15 τόνους! Λοιπόν, ένα κουταλάκι του γλυκού από την ύλη ενός αστέρα νετρονίων μπορεί να ζυγίζει έως και 4 δισεκατομμύρια τόνους. Ναι, αυτό είναι 4 δισεκατομμύρια τόνους ύλης συνθλίβονται σε ένα χώρο όχι μεγαλύτερο από ένα κύβο ζάχαρης. Και σε ένα ερυθρό γίγαντα αστέρα; Ένα γιγάντιο ερυθρό άστρο μπορεί να έχει διάμετρο εκατοντάδες εκατομμύρια μίλια. Αν ένα τέτοιο άστρο βρίσκονταν στη μέση του ηλιακού μας συστήματος, η επιφάνειά του θα μπορούσε εύκολα να εξαπλωθεί πέρα ​​από την τροχιά του Άρη. Έτσι ενωμένα που είναι αυτά τα δύο αστέρια παράγουν κάτι που όμοιό του δεν έχουμε ξαναδεί στην επιστήμη.


Αλλά αυτό το αστέρι δεν είναι μόνο σπάνιο έτσι ώστε να είναι ένα αλλόκοτο υβρίδιο δύο αστέρων. Ο HV 2112 είναι ξεχωριστός γιατί δρα με διαφορετικό τρόπο από ότι ένα κανονικό αστέρι. Η εξωτική του σύνθεση το κάνει να παράγει στοιχεία με ένα ποικίλο τρόπο, δημιουργώντας μεγαλύτερες ποσότητες συγκεκριμένων βαρέων στοιχείων. Αυτό έχει τη δυνατότητα να αλλάξει την κατανόησή μας για το πώς τα βαρέα αυτά στοιχεία μπορούν να δημιουργηθούν στη φύση . Μέχρι τα ευρήματα από τον HV 2112, έως το πρώτο Αντικείμενο Θόρν-Ζίτκοφ , οι ερευνητές πίστευαν ότι τα βαρέα στοιχεία πιθανόν να δημιουργούνται αποκλειστικά στους πυρήνες των μαζικών παραδοσιακών (τυπικών κατά τα άλλα) αστεριών, και στις αρχές μια έκρηξης Υπερκαινοφανούς (Σουπερνόβα). Το απλό γεγονός ότι ο αστέρας HV 2112 υπάρχει, ανάγκασε την επιστήμη να αναθεωρήσει κάποιες από τις πιο βασικές υποθέσεις της για το Σύμπαν μας.


Πηγές: sci-techuniverse.blogspot.gr
            el.wikipedia.org

Το άρθρο γράφτηκε από τον: Johnathan Fuentes

Απόδοση στα Ελληνικά  (Κείμενο αρθρου και εικόνων): Δημήτρης Γκίκας.
Για διορθώσεις, απορίες, ή συμπληρώματα γράψτε μας: gikasd63@hotmail.com




Παρασκευή, 27 Ιανουαρίου 2017

Τι είναι το Μεταλλικό Υδρογόνο;

Είναι πραγματικότητα: Δημιουργήθηκε Μεταλλικό υδρογόνο για πρώτη φορά

Το υδρογόνο είναι πλέον και…μέταλλο.

Από την : FIONA MACDONALD


Περισσότερα από 80 χρόνια μετά την πρώτη πρόβλεψη, οι φυσικοί έχουν δημιουργήσει μεταλλικό υδρογόνο - μια μυστηριώδη μορφή υδρογόνου που θα μπορούσε να είναι σε θέση να δημιουργήσει υπεραγώγιμη ηλεκτρική ενέργεια χωρίς αντίσταση σε θερμοκρασία δωματίου.

Οι επιστήμονες από καιρό έχουν υποψιαστεί ότι το υδρογόνο θα μπορούσε να υπάρχει ως μέταλλο σε ορισμένα μέρη στο Σύμπαν, αλλά αυτή είναι η πρώτη φορά που μεταλλικό υδρογόνο δημιουργήθηκε στη Γη, και το υλικό αυτό είναι ακόμα πιο παράξενο και πιο συναρπαστικό από  ότι οι επιστήμονες είχαν αρχικά φανταστεί.

"Αυτό είναι το ιερό δισκοπότηρο της φυσικής υψηλών πιέσεων», λέει ο επικεφαλής ερευνητής Isaac F. Silvera από το Πανεπιστήμιο του Χάρβαρντ. «Είναι το πρώτο δείγμα μεταλλικού υδρογόνου στη Γη, έτσι λοιπόν, όταν αναζητάτε κάτι τέτοιο, πρέπει να γνωρίζετε ότι ψάχνετε κάτι που ποτέ δεν υπήρχε πριν."

Ο περιοδικός πίνακας μπορεί γενικά να χωριστεί σε δύο κατηγορίες - μέταλλα και μη μέταλλα. Μεταξύ πολλών άλλων ιδιοτήτων, τα μέταλλα είναι λαμπερά (γυαλιστερά), καλοί αγωγοί, και συνήθως στερεά σε θερμοκρασία δωματίου (20 0C), ενώ τα μη-μέταλλα έχουν μία ‘’θαμπή’’ εμφάνιση, και είναι κακοί αγωγοί του ηλεκτρικού φορτίου.

Όπως οι περισσότεροι από εμάς μάθαμε στο γυμνάσιο, το υδρογόνο - το πρώτο στοιχείο του περιοδικού πίνακα - είναι ένα μη-μέταλλο.

Ανατρέχοντας στο 1935, οι ερευνητές προέβλεψαν ότι, υπό ορισμένες συνθήκες, αυτό το κοινό και συχνά-μελετημένο στοιχείο θα μπορούσε να έχει τα άτομα του ενωμένα τόσο σφιχτά, που δεν θα αποκτά μόνο μεταλλικές ιδιότητες, αλλά θα μπορούσε πραγματικά να γίνει…μέταλλο.

Όμως αυτές οι συνθήκες δεν είναι εύκολο να επιτευχθούν - εμπλέκονται στη διαδικασία επίτευξης απίστευτα υψηλές πιέσεις σε εξαιρετικά χαμηλές θερμοκρασίες, πράγμα το οποίο είναι και ο λόγος που για περισσότερα από 80 χρόνια, και παρά τις πολλές προσπάθειες, κανείς δεν ήταν σε θέση να αποδείξει ότι ήταν δυνατό μέχρι τώρα.

"Το πιο συναρπαστικό στοιχείο είναι ότι ‘’πρεσάροντας’’ το υδρογόνο σε αρκετά υψηλές πιέσεις, το είδαμε να γίνεται μεταλλικό," δήλωσε ο Silvera στο ScienceAlert.

Ο Silvera για 45 χρόνια προσπαθεί να δημιουργήσει μεταλλικό υδρογόνο.

Εξηγώντας ανέφερε ότι:  "Το υδρογόνο ξεκίνησε από το να είναι διαφανές, να γίνεται στη συνέχεια  ημιδιαφανές και μαύρο, και ξαφνικά έγινε λαμπερό",. " Στην πραγματικότητα Θα μπορούσαμε να το δούμε να γίνεται μέταλλο."


Στην παρακάτω εικόνα μπορείτε να δείτε αυτό το υλικό, για πρώτη φορά στον πλανήτη μας:

Εικόνα:Silvera et al

Κάτι τέτοιο δεν είναι απλά συναρπαστικό ως απόδειξη της ιδέας αυτής στον κόσμο της φυσικής - αν και είναι σίγουρα αυτό. Το μεταλλικό υδρογόνο υπήρξε πηγή μεγάλου προβληματισμού όλα αυτά τα χρόνια, επειδή προβλέπεται ότι έχει μερικές απίστευτες ιδιότητες.

Το πιο σημαντικό ; οι φυσικοί πιστεύουν ότι το μεταλλικό υδρογόνο θα μπορούσε να είναι ένας υπεραγωγός σε θερμοκρασία δωματίου, πράγμα που θα σήμαινε ότι το υλικό αυτό θα μπορούσε να άγει ηλεκτρικό ρεύμα με μηδενική αντίσταση - και χωρίς να χρειάζεται να ψύχεται προηγουμένως σε ‘’τρελές’’ θερμοκρασίες.

Γνωρίζουμε ήδη πολλά είδη υπεραγώγιμων υλικών - μπορούμε να τα χρησιμοποιήσουμε για τη δημιουργία ισχυρών μαγνητικών πεδίων σε μηχανές MRI, και στα τρένα maglev - αλλά τα υλικά αυτά είναι ικανά ,για την επίτευξη υπεραγωγιμότητας, σε θερμοκρασίες κάτω των -269 βαθμών Κελσίου (-452,2 βαθμούς Κελσίου), το οποίο για πολλές εφαρμογές καθίσταται δαπανηρό και μη πρακτικό.

Αν οι επιστήμονες μπορούσαν να επιτύχουν την ίδια υπεραγωγιμότητα σε θερμοκρασία δωματίου, θα ήταν εκπληκτικό, γιατί αυτό σημαίνει ότι θα μπορούσαμε να δημιουργήσουμε διάφορα πράγματα όπως γραμμές ηλεκτρικού ρεύματος που δεν έχουν καμία απώλεια ηλεκτρικής ενέργειας μεταξύ του σταθμού της Ηλεκτρικής ενέργειας και του σπιτιού σας. Αυτή τη στιγμή, το δίκτυο χάνει το 15 τοις εκατό της ενέργειας του ως θερμότητα, λόγω της αντίστασης.

Το υλικό αυτό θα μπορούσε επίσης να είναι το πιο ισχυρό προωθητικό μέσο πύραυλου που έχει ανακαλυφθεί ποτέ, με την απίστευτη ενέργεια που αποθηκεύεται στις ενώσεις του, τόσο ικανή που μπορεί να μας εκτινάξει σε μακρινούς κόσμους!

Για να είμαστε σαφείς, το μεταλλικό υδρογόνο που ο Silvera και η ομάδα του έχουν δημιουργήσει, είναι μόνο περίπου 1 έως 1,5 μικρά (microns) σε πάχος, και 10 μικρά σε διάμετρο, οπότε είναι…μικροσκοπικό.

Και μέχρι την λεγόμενη ‘’Ομότιμη αναθεώρηση’’ (peer-review) η οποία επιβεβαίωσε ότι το δείγμα τους ήταν πραγματική κατάσταση, ήταν διστακτικοί να εκτελέσουν πάρα πολλές δοκιμές πάνω σε αυτό, και έτσι δεν έχουμε κανένα στοιχείο μέχρι σήμερα που να υποδηλώνει ότι το υλικό αυτό είναι ένας υπεραγωγός. Αυτό είναι κάτι που θα πρέπει να διερευνηθεί κατά τους μήνες που έρχονται.

 Αλλά για τώρα, γνωρίζουμε ότι το δείγμα είναι πραγματικό, και είναι σταθεροποιημένο στο εργαστήριο του Silvera από τον περασμένο Οκτώβριο.

Οι ερευνητές ισχυρίστηκαν ότι έχουν κάνει τα πρώτα στάδια στην παραγωγή μεταλλικού υδρογόνου στο παρελθόν - και μάλιστα ισχυρίστηκαν ότι έχουν αναφορές με αποδεικτικά στοιχεία του ίδιου του μεταλλικού υδρογόνου. Αλλά αυτές οι αναφορές δεν έχουν ποτέ επαληθευτεί. Αυτός ο τελευταίος ισχυρισμός , είναι ‘’διάτρητος’’  βάσει των κριτών, όμως, μέχρι στιγμής το δείγμα άντεξε όλες τις σχετικές μεταλλικές δοκιμές.

Για να δημιουργήσουν το δείγμα αυτό, η ομάδα ‘’παγίδευσε’’ υδρογόνο μέσα σε ένα μικροσκοπικό διαμαντένιο δοχείο ψυχόμενο στους 5,5 βαθμούς Κέλβιν (-267,65 βαθμούς Κελσίου και -449,77 βαθμούς Φαρενάιτ), εφαρμόζοντάς του απίστευτα υψηλή πίεση.

Εικόνα:Silvera et al

Και όταν λέμε υψηλή πίεση, εννοούμε υψηλή πίεση. Το 1935, είχε προβλεφθεί ότι το μεταλλικό υδρογόνο θα προκύψει σε πίεση 25 gigapascals (GPa). Αλλά ο Silvera και η ομάδα του, το πέτυχε τελικά σε πιέσεις μεταξύ 465 και 495 GPa - σχεδόν 20 φορές υψηλότερη από ότι είχε αρχικά προβλεφθεί.

Για να έχετε μια ιδέα, το 1 GPa ισούται με 1 εκατομμύριο kilopascals (kPa), και η μέση πίεση στο επίπεδο της θάλασσας στη Γη είναι 101.325 kPa.

Η ομάδα είδε γρήγορα την αλλαγή της εμφάνισής του, αλλά για να βεβαιωθεί ότι αυτό που δημιουργήθηκε ήταν μεταλλικό υδρογόνο, χρησιμοποίησε φασματοσκοπικές μετρήσεις, συμπεριλαμβανομένων και μετρήσεων ανακλαστικότητας , οποία και έδειξε ότι αυτό ήταν αρχικά ένα πρότυπο αέριο υδρογόνου (Η2) που είχε μετατραπεί σε ένα ατομικό μέταλλο .

Μπορείτε να δείτε τη διαφορετική ατομική δομή παρακάτω:

Εικόνα:Silvera et al-Μετάφραση Δημήτρης Γκίκας

Τώρα που γνωρίζουμε ότι υπάρχει το μεταλλικό υδρογόνο, υπάρχουν πολλά ερωτήματα που μένουν να απαντηθούν. Το μεγαλύτερο από αυτά είναι το κατά πόσον το μεταλλικό υδρογόνο είναι ή όχι, υγρό ή στερεό - καθώς οι ερευνητές έχουν προβλέψει ότι θα μπορούσε να είναι και τα δύο.

Μέχρι στιγμής, ο Silvera και η ομάδα του πιστεύουν ότι αυτό που δημιούργησαν είναι ένα στερεό, αλλά θα πρέπει να κάνουν πιο λεπτομερείς αναλύσεις του υλικού τώρα που έχει ήδη επαληθευτεί η ύπαρξη του (κάτι που δεν ήταν διατεθειμένοι να διακινδυνεύσουν από πριν, σε περίπτωση που κατά λάθος κατέστρεφαν το εύθραυστο αυτό δείγμα).

Θα πρέπει επίσης να συνδέσουν το μέταλλο με ηλεκτρικό ρεύμα για να ελέγξουν αν είναι πραγματικά ένας υπεραγωγός σε θερμοκρασία δωματίου - κάτι που είναι δυνατό είτε πρόκειται για ένα υγρό ή στερεό.

" Πρόκειται να είναι δύσκολο, αλλά θα προσπαθήσουμε’’, λέει ο Silvera.

Όλως περιέργως, Ο Silvera λέει ότι είναι επίσης πιθανό το μεταλλικό υδρογόνο να μπορεί να είναι μετασταθές (metastable) - πράγμα που σημαίνει ότι ακόμα κι αν σταματήσετε την πίεση θα παραμείνει μεταλλικό.

Ένα κοινό παράδειγμα ενός μετασταθούς υλικού είναι το διαμάντι, το οποίο είναι μια μετασταθής μορφή του άνθρακα. Για να κάνετε ένα διαμάντι, βάζετε γραφίτη κάτω υπό απίστευτη πίεση και θερμότητα - κάτι που συμβαίνει φυσικά βαθιά κάτω από την επιφάνεια της Γης.

Αλλά ακόμα και όταν εξωρυχθούν  τα διαμάντια μέσα από το υπέδαφος, παραμένουν διαμάντια.

Το ίδιο θα μπορούσε να ισχύει και με το μεταλλικό υδρογόνο, και αυτό είναι κάτι που θα πρέπει επίσης να ελεγχθεί ξανά σε όλες τις προηγούμενες αναλύσεις που έχουν πραγματοποιηθεί στο δείγμα, μόνο για την περίπτωση που οι προβλέψεις αυτές είναι λανθασμένες, και το υλικό, όταν η πίεση αρθεί, θα διασπαρθεί και πάλι σε αέριο.

"Πρόκειται να εργαστούμε πάνω σε αυτό το δείγμα για λίγο, και στη συνέχεια θα σταματήσουμε να ασκούμε πίεση, έτσι ώστε να δούμε αν το δείγμα παραμένει ως μεταλλικό υδρογόνο’’, λέει ο Silvera. "Και μετά θα πειραματιστούμε με ένα άλλο δείγμα."


Υπάρχουν μπροστά μας συναρπαστικές στιγμές, και περισσότερες ανακαλύψεις που πρέπει να γίνουν. Σήμερα, όμως, εμείς απλά αποδείξαμε ότι το πιο κοινό από όλα τα στοιχεία του Σύμπαντος μπορεί να υπάρχει σε μια εντελώς νέα μορφή, και αυτό είναι ένας σοβαρός λόγος, αρκετό για μας στο να το…γιορτάσουμε.

Η έρευνα έχει δημοσιευθεί στο περιοδικό Science.





Στμ: Παρόμοιες συνθήκες θερμοκρασίας και πίεσης υπάρχουν και στον Πλανήτη Δία όπου το υδρογόνο (αλλά και το Ήλιο) μεταλλοποιείται δίνοντας στον Πλανήτη τεράστιο μαγνητικό πεδίο. Οι επιστήμονες βρήκαν έτσι την εξήγηση στο τι ήταν αυτό πού έδινε σε ένα αέριο γίγαντα μαγνητικό πεδίο



Πηγές: sciencealert.com
             el.wikipedia.org
             en.wikipedia.org

 Απόδοση στα Ελληνικά : Δημήτρης Γκίκας.
 Για διορθώσεις, απορίες, ή συμπληρώματα γράψτε μας: gikasd63@hotmail.com


Τρίτη, 24 Ιανουαρίου 2017

Κβαντική Βαρύτητα.

Νέα στοιχεία έρχονται στο φως, και αποκαλύπτουν αυτό το τεράστιο, και άλυτο μυστήριο 

Εικόνα: Νεφέλωμα του Ωρίωνα, από το Dark Energy Survey  

Οι κοσμολόγοι προσπαθώντας να κατανοήσουν πώς να ενώσουν τους δύο πυλώνες της σύγχρονης επιστήμης – της κβαντικής φυσικής και της βαρύτητας - έχουν βρει ένα νέο τρόπο για να κάνουν ΄΄στιβαρές’’ προβλέψεις σχετικά με την επίδραση των κβαντικών διακυμάνσεων σε κύματα αρχέγονα κύματα πυκνότητας, τα οποία προκαλούν ρυτιδώσεις στον ιστό του χώρου και του χρόνου.

Ερευνητές από το Πανεπιστήμιο του Πόρτσμουθ έχουν αποκαλύψει κβαντικά αποτυπώματα πάνω στις κοσμολογικές δομές στο πρώιμο Σύμπαν, και που ρίχνουν φως στο τι μπορούμε να περιμένουμε από μία ολοκληρωμένη κβαντική θεωρία της βαρύτητας. Ο Δρ Vincent Vennin, από το Ινστιτούτο Κοσμολογίας και βαρύτητας είπε:’’ Εμείς δεν έχουμε εξηγήσει την κβαντική βαρύτητα, αλλά έχουμε μάθει λίγα περισσότερα πράγματα για το πώς θα μπορούσε αυτή να λειτουργήσει.
  
"Οι φυσικοί δεν γνωρίζουμε ακόμη πώς να συνδυάσουμε τις θεωρίες της βαρύτητας και του κβαντικού κόσμου. Ωστόσο, και τα δύο αυτά στοιχεία παίζουν καθοριστικό ρόλο στο πρώιμο Σύμπαν, όπου η διαστολή του χώρου οδηγείται μέσω της βαρύτητας και των κοσμολογικών δομών που προκύπτουν από κβαντικές διακυμάνσεις.

Ενώ υπάρχουν πολλές προκλήσεις που αντιμετωπίζει η σύγχρονη φυσική των σωματιδίων, ίσως η απόλυτη (και σίγουρα μία από τις πιο δύσκολες) είναι να περιγράψει τη φύση της βαρύτητας στο κβαντικό ‘’βασίλειο’’. Παρά τον έναν αιώνα προσπάθειας, οι επιστήμονες είχαν μόνο ‘’επιπόλαιες’’ επιτυχίες. Η αδυναμία της βαρύτητας σε σχέση με τις άλλες υποατομικές δυνάμεις είναι ένα πραγματικό μυστήριο. Ενώ κανείς δεν ξέρει την απάντηση, μια αξιόπιστη λύση είναι ότι η βαρύτητα έχει πρόσβαση σε περισσότερες χωρικές διαστάσεις από ότι οι άλλες τρεις γνωστές δυνάμεις. Σε αυτό το βίντεο, του Fermilab, ο Δρ Don Lincoln περιγράφει την ιδέα αυτή, με τη βοήθεια κάποιων πολύ απλών παραδειγμάτων.




"Οι κβαντικές διακυμάνσεις κατά τη διάρκεια του πληθωρισμού πιστεύεται ότι είναι η προέλευση κάθε δομής στο Σύμπαν. Δομές που βλέπουμε σήμερα, όπως οι γαλαξίες, τα αστέρια, οι πλανήτες και οι άνθρωποι μπορούν να αναχθούν σε αυτές τις αρχέγονες διακυμάνσεις."

Συνεργάτες στην εργασία αυτή είναι οι καθηγητές David Wands και Δρ Hooshyar Assadullahi. Η δημοσίευση έγινε στις 23 Ιανουαρίου 2017 στο Physical Review Letters.


Πηγή: Daily Galaxy μέσω του Πανεπιστημίου του Portsmouth


 Απόδοση στα Ελληνικά : Δημήτρης Γκίκας.
 Για διορθώσεις, απορίες, ή συμπληρώματα γράψτε μας: gikasd63@hotmail.com



Σάββατο, 21 Ιανουαρίου 2017

Ελ Ναθ : Το Αστέρι της εβδομάδας – Τι είναι το Γαλαξιακό αντίκεντρο ;

Από τον Bruce McClure    

Ο Αστερισμός του Ταύρου, ένας μεγαλοπρεπής αστερισμός στο χειμωνιάτικο νυχτερινό ουρανό, και ο β του αστερισμού αυτού ο Ελ Ναθ΄ που όμως τον …διεκδικεί και ο Αστερισμός του Ηνιόχου.

Ο Ελ Ναθ', το 2ο φωτεινότερο αστέρι στον αστερισμό του Ταύρου, και το πιο κοντινό λαμπερό αστέρι στο γαλαξιακό αντίκεντρο- το σημείο στο διάστημα που βρίσκεται ακριβώς αντιδιαμετρικά από το κέντρο του Γαλαξία μας.

Αντικείμενα άξια για παρατήρηση στον αφιλόξενο χειμωνιάτικο Ουρανό.

Σχήμα 1
Τις Αυγουστιάτικες βραδιές, κοιτάμε προς το κέντρο του Γαλαξία μας (Σχήμα 1 σημείο Α) . Τα χειμωνιάτικα βράδια αντίστοιχα, τους μήνες Ιανουάριο και Φεβρουάριο, κοιτάμε προς τα άκρα του γαλαξία - προς το αντίκεντρο δηλαδή του Γαλαξία μας (Σχήμα 1 σημείο Β). Το αστέρι Ελ Ναθ'  βρίσκεται μόλις τρεις μοίρες (Σε φαινόμενη γωνιακή απόσταση) από το αντίκεντρο του Γαλαξία.

Γνωρίζετε ότι, τον Αύγουστο, τις νύχτες, κοιτάμε προς το κέντρο του Γαλαξία μας; Λοιπόν, τον Ιανουάριο και τον Φεβρουάριο, κάνουμε το αντίθετο. Τα χειμωνιάτικα βράδια, βλέπουμε απέναντι από το κέντρο του γαλαξία μας, προς το γαλαξιακό αντίκεντρο (Σχήμα 1 σημείο Β), και στην πλησιέστερη εξωτερική άκρη του γαλαξία. Το αστέρι Ελ Ναθ' (μερικές φορές ονομάζεται επίσης και Αλ Ναθ) στον αστερισμό του Ταύρου είναι το πιο φωτεινό αστέρι στο Ουράνιο θόλο μας, και το κοντινότερο στο γαλαξιακό αντίκεντρο (Φαινομενικά).  

Σχήμα 2
Χρησιμοποιώντας μια νοητή ευθεία από τη ζώνη του Ωρίωνα,(Γραμμοδαισία) εντοπίστε τον αστερισμό του Ταύρου και το αστέρι Ελ Ναθ΄. Εικόνα: Janne/Flickr  


Σχήμα 3
Ο Ελ Ναθ΄ στον αστερισμό του Ταύρου.

Πώς να εντοπίσετε τον αστέρι Ελ Ναθ΄.

Ο Ελ Ναθ΄ είναι εύκολο να εντοπιστεί, αν μάθετε να αναγνωρίζετε το πρόσωπο του…Ταύρου στον αστερισμό του Ταύρου. Το πρόσωπο του μοιάζει σαν το κεφαλαίο γράμμα V της Αγγλικής αλφαβήτου. Μπορείτε όντως να δείτε αυτό το σχήμα V στο Ουράνιο νυχτερινό θόλο.

Σχήμα 4
Εάν προεκτείνετε το ένα άκρο του V, θα συναντήσετε το αστέρι Ελ Ναθ΄. Ο Ελ Ναθ΄ αντιπροσωπεύει το βόρειο Κέρας του Ταύρου. Ονομάζεται επίσης β του Ταύρου, γιατί είναι το δεύτερο φωτεινότερο αστέρι στον Ταύρο, μετά τον Αλντεμπαράν (α του Ταύρου), το κοκκινωπό αστέρι που απεικονίζει το μάτι του Ταύρου.

Ο Ελ Ναθ΄ δεν είναι τόσο φωτεινός όπως ο Αλντεμπαράν. Είναι όμως μέρος ενός αισθητού μοτίβου (σχήματος), και έχει μπλε-λευκό χρώμα.

Δεν μπορείτε να βρείτε το πρόσωπο του Ταύρου; Δοκιμάστε να βρείτε πρώτα τον Ωρίωνα, τον ‘’κυνηγό’’  , έναν εξαιρετικά επιφανή αστερισμό. Μπορείτε να αναγνωρίσετε τον Ωρίωνα από τη ζώνη του – μια μικρή σειρά από τρία μέτριας φωτεινότητας αστέρια.

Σχεδιάστε μια νοητή γραμμή προς τα πάνω μέσα από τη ζώνη του Ωρίωνα για να βρείτε τον Αλντεμπαράν και την ομάδα αστεριών σε σχήμα V που σκιαγραφούν το πρόσωπο του Ταύρου. Στη συνέχεια προεκτείνετε αυτό το σχήμα V του προσώπου προς τα έξω για να εντοπίσετε τα δύο αστέρια που σηματοδοτούν τα άκρα από το Κέρας του Ταύρου. Το βορειότερο και το λαμπερότερο αστέρι πάνω στο Κέρας είναι ο Ελ Ναθ΄.

Στο βόρειο ημισφαίριο τα βράδια του χειμώνα, βλέπουμε τον αστερισμό του Ταύρου και τα αστέρια του. Ο Ελ Ναθ΄ βρίσκεται απέναντι από τον Ήλιο γύρω από τα μέσα Δεκεμβρίου, οπότε ανατέλλει περίπου το ηλιοβασίλεμα και δύει κατά την ανατολή του Ηλίου. Τον Ιανουάριο και τον Φεβρουάριο, ο Ελ Ναθ είναι ήδη ψηλά στον Ουρανό στα ανατολικά και προς τα νότια στο ηλιοβασίλεμα. Μέχρι τον Ιούνιο, ο Ελ Ναθ΄ θα ‘’χαθεί’’ στο έντονο φως του Ήλιου και δεν θα είναι ορατός. Ο Ελ Ναθ ΄μπορεί να είναι ορατός όλο το χρόνο, τουλάχιστον για λίγο ώρα τη νύχτα, με εξαίρεση όμως τον Ιούνιο.

Ο Ελ Ναθ ΄βρίσκεται λίγο βόρεια της εκλειπτικής - το μονοπάτι του ήλιου μπροστά από τα αστέρια της Ουράνια σφαίρας. Επειδή η τροχιά του φεγγαριού είναι πάντα κοντά στην εκλειπτική, το φεγγάρι ταλαντεύεται κάθε μήνα κοντά στον Ελ Ναθ΄. Γενικά, το φεγγάρι ταλαντεύεται στα νότια του Ελ Ναθ΄. Περιστασιακά, το φεγγάρι ταλαντεύεται αρκετά μακριά, προς τα Βόρεια, έτσι ώστε να αποκρύπτει - καλύπτει – τον Ελ Ναθ΄. Αυτό δεν θα συμβεί ξανά μέχρι τις 7 Σεπτεμβρίου του 2023, η απόκρυψη* αυτή σηματοδοτεί την πρώτη από μια σειρά μηνιαίων αποκρύψεων που θα διαρκέσουν μέχρι τις 11 Απριλίου του 2027.

Σχήμα 5
Το γαλαξιακό αντίκεντρο βρίσκεται περίπου 3 μοίρες ανατολικά του άστρου Ελ Ναθ΄. Δείτε εδώ το άρθρο του AstroBob σε αυτό. Εικόνα: από AstroBob με το Stellarium.

Πώς να εντοπίσετε το αντίκεντρο του Γαλαξία μας.

 βρίσκεται περίπου 3 μοίρες ανατολικά του άστρου Ελ Ναθ΄. Εάν τεντώσετε καλά το χέρι σας προς τον Ουρανό, τρεις μοίρες είναι περίπου το πλάτος του αντίχειρά σας. Εμείς δεν μιλάμε εδώ για μια συγκεκριμένη θέση - αλλά μόνο μια κατεύθυνση στον ουρανό. Ο Ελ Ναθ΄ είναι περίπου 130 έτη φωτός μακριά. Τα άκρα του δίσκου του Γαλαξία μας είναι πολλές χιλιάδες έτη φωτός μακριά.

Το γαλαξιακό αντίκεντρο στην πραγματικότητα δεν βρίσκεται στον αστερισμό που ανήκει ο Ελ Ναθ΄, στον Ταύρο δηλαδή. Αντίθετα, βρίσκεται σε ένα γειτονικό αστερισμό. Τον αστερισμό του Ηνίοχου.

Παρόλα αυτά , ο Ελ Ναθ΄ είναι το κοντινότερο φωτεινό αστέρι σε αυτό το σημείο.

Σχήμα 6
 Ο Ελ Ναθ΄ είναι μεγαλύτερος από τον Ήλιο μας. Λάμπει με μπλε-λευκό χρώμα, ενώ ο Ήλιος είναι λευκός. Εικόνα μέσω  sciencecenter.net

Η Επιστήμη πίσω από το αστέρι Ελ Ναθ΄.

 Ο Ελ Ναθ΄ λάμπει στο λευκό, με μπλε αποχρώσεις. Το χρώμα αυτό του αστέρα δείχνει ότι έχει μια καυτή θερμοκρασία επιφάνειας περίπου 13.600 βαθμών Κέλβιν (12726.85 Κελσίου). Συγκριτικά με τη θερμοκρασία στην επιφάνεια του ήλιου μας, η οποία είναι 5800 Κέλβιν (5526.85 Κελσίου ).

Σύμφωνα με τον εμπειρογνώμονα στον αστέρι αυτό καθηγητή Jim Kaler, ο Ελ Ναθ΄ έχει 4,5 φορές τη μάζα του Ήλιου, και λάμπει με τη δύναμη 700 Ηλίων !

  Οι ουράνιες συντεταγμένες του Ελ Ναθ΄ είναι: Ορθή αναφορά: 5h 26m 17.5s
                                                                              Απόκλιση: +28° 36′ 27″

Σχήμα 7
Κοιτώντας ανατολικά-βορειοανατολικά στο φωτεινό αστέρι Αίγα του Ηνίοχου  (Capella), Ελ Ναθ΄ και Αλντεμπαράν, και  το αστρικό σμήνος των Πλειάδων. Εικόνα: Chandler Abraham


Συνοψίζοντας:
Ο Ελ Ναθ΄, που μερικές φορές ονομάζεται και Αλ Ναθ΄, είναι το δεύτερο πιο φωτεινό αστέρι στον αστερισμό του Ταύρου. Σηματοδοτεί το Βόρειο Κέρας του Ταύρου. Απέχει μόλις τρεις μοίρες από το γαλαξιακό αντίκεντρο στον ουρανό μας. Είναι μεγαλύτερο από τον Ήλιο μας και λάμπει με μπλε-λευκό χρώμα.

--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
*Όταν ένα κοντινότερο στη Γη αντικείμενο ΄΄κρύβει΄΄ ένα άλλο μακρινότερο. Πχ απόκρυψη αστέρων από την Σελήνη.


Πηγές :earthsky.org
            el.wikipedia.org
            sfak.org


  Απόδοση στα Ελληνικά : Δημήτρης Γκίκας.
 Για διορθώσεις, απορίες, ή συμπληρώματα γράψτε μας: gikasd63@hotmail.com