Εντυπωσιακό βίντεο από τον Διεθνή Διαστημικό Σταθμό καθώς περνάει πάνω από τη Βόρεια Αμερική: http://www.youtube.com/watch?v=3d8fEl8xSJs
Τετάρτη 2 Νοεμβρίου 2011
Κυριακή 23 Οκτωβρίου 2011
Η πτώση ενός θρύλου
Ένα μεγάλο κεφάλαιο της αστρονομίας υψηλών ενεργειών έκλεισε την Κυριακή 23 Οκτωβρίου 2011 με την πρόσκρουση στη Γη του γερμανικού δορυφόρου ακτίνων-Χ ROSAT. Το διαστημικό αυτό τηλεσκόπιο εκτοξεύθηκε την 1η Ιουνίου 1990. Για τα επόμενα 8.5 χρόνια επέστρεφε στη Γη εικόνες του Σύμπαντος στις ακτίνες-Χ αφήνοντας μια πλούσια παρατηρησιακή κληρονομία η οποία ακόμη και σήμερα, 13 χρόνια μετά τη διακοπή της λειτουργίας του, αποτελεί πολύτιμη πηγή αναφοράς για την επιστημονική κοινότητα.
Στις 12 Φεβρουαρίου 1998 μία βλάβη στο σύστημα πλοήγησης είχε ως αποτέλεσμα τα όργανα παρατήρησης του ROSAT να εκτεθούν στην έντονη Ηλιακή ακτινοβολία και να καταστραφούν. Από τότε ο δορυφόρος κινούνταν σε τροχιά που τον έφερνε όλο και πιο κοντά στη Γη. Η τελική είσοδος στην ατμόσφαιρα του πλανήτη μας έγινε τα ξημερώματα της Κυριακής 23 Οκτωβρίου 2011. Κομμάτια του ROSAT βάρους έως 1.5 τόνοι είναι πιθανό να μην αποτεφρώθηκαν πλήρως κατά την είσοδο τους στην ατμόσφαιρα αλλά να προσέκρουσαν στην επιφάνεια της Γης. Μέχρι στιγμής δεν έχει αναφερθεί κάποια μαρτυρία που να συνδέεται με την πτώση του γερμανικού δορυφόρου.
Κατά τη διάρκεια της ζωής του ο ROSAT ανακάλυψε πάνω από 100.000 νέες πηγές ακτίνων-Χ, μεταξύ των οποίων ενεργούς γαλαξιακούς πυρήνες, σμήνη γαλαξιών, απομεινάρια υπερκαινοφανών αστέρων, διπλά συστήματα και κομήτες. Οι επιστημονικές δημοσιεύσεις που βασίστηκαν στα δεδομένα του ROSAT έχουν συγκεντρώσει μέχρι σήμερα πάνω από 120.000 αναφορές από την αστρονομική κοινότητα, γεγονός που δείχνει την τεράστια επιρροή της διαστημικής αυτής αποστολής στην εξέλιξη της γνώσης μας για το Σύμπαν. Είναι χαρακτηριστικό ότι τα σμήνη και οι ομάδες γαλαξιών που εντόπισε ο ROSAT χρησιμοποιούνται ακόμη συστηματικά, σε συνδυασμό με νεώτερες παρατηρήσεις, για τον προσδιορισμό της γεωμετρίας του χωροχρόνου και τη μελέτη της φύσης της σκοτεινής ενέργειας.
Το Γερμανικό Κέντρο Αεροναυτικής (DLR) ετοιμάζεται να εκτοξεύσει το 2013 τον eROSITA, ένα νέο δορυφόρο ακτίνων-Χ, ο οποίος ευελπιστεί να συνεχίσει την επιτυχία του ROSAT.
Σάββατο 22 Οκτωβρίου 2011
Κοπέρνικος, Μπράχε και Κέπλερ: Τρεις σπουδαίοι αστρονόμοι
H παραγωγή του Ιδρύματος Ευγενίδου «Κοπέρνικος, Μπράχε και Κέπλερ: Τρεις σπουδαίοι
αστρονόμοι» είναι διαθέσιμη στο διαδίκτυο στη δίευθυνση: http://vimeo.com/30782266
Πέμπτη 20 Οκτωβρίου 2011
1883: το έτος που παραλίγο καταστράφηκε η Γη;
Στις 12 Αυγούστου του 1883 ο Μεξικάνος αστρονόμος José Bonilla κατέγραφε Ηλιακές κηλίδες όταν παρατήρησε κάτι ασυνήθιστο. Για δύο συνεχόμενες μέρες μέτρησε 450 άγνωστης ταυτότητας αντικείμενα να περνάνε μπροστά από τον Ήλιο. Περιέγραψε ότι περιβάλλονταν από μία ομιχλώδη άλω και άφηναν πίσω τους ένα επίσης ομιχλώδες ίχνος, ενώ συχνά εμφανιζόταν σε ομάδες. Ήταν σκοτεινά όταν περνούσαν μπροστά από τον Ηλιακό δίσκο και φωτεινά έξω από αυτόν.
Παρά το γεγονός ότι άλλοι αστρονόμοι παρατηρούσαν το Ήλιο ταυτόχρονα με τον Bonilla μερικές εκατοντάδες χιλιόμετρα μακριά, δεν υπάρχουν άλλες αναφορές για τα μυστήρια αντικείμενα. Κατά συνέπεια η παρατήρηση του Bonilla σύντομα ξεχάστηκε.
 |
| Ο κατακερματισμός του κομήτη Schwassmann-Wachmann 3 όπως τον παρατήρησε το διαστημικό τηλεσκόπειο Hubble. Θραύσματα σαν και αυτά που φαίνονται στην εικόνα πιθανόν να πέρασαν κοντά από τη Γη το 1883 (Source: NASA, ESA, H. Weaver (APL/JHU), M. Mutchler and Z. Levay (STScI)) |
Σε πρόσφατη δημοσίευση ο ερευνητής Hector Manterola του Πανεπιστημίου της πόλης του Μεξικό και οι συνεργάτες του επανεξέτασαν τις αναφορές του Bonilla υπό το πρίσμα τις αστρονομικής εμπειρίας των τελευταίων 150 χρόνων. Προτείνουν ότι ο αυτό που παρατήρησε ο Bonilla ήταν ο κατακερματισμός ενός κομήτη κατά τη διάβαση του μέσα από το Ηλιακό σύστημα. Πρόσφατες παρατηρήσεις, όπως αυτή στη φωτογραφία, δείχνουν ότι η διαδικασία αυτή είναι συνήθης.
Η νέα ερμηνεία, αν είναι ορθή, έχει τρομακτικές συνέπειες για το τι πραγματικά συνέβη, ή παραλίγο να συμβεί το 1883. Το γεγονός ότι δεν υπάρχει αναφορά για το φαινόμενο από άλλους παρατηρητές μπορεί να εξηγηθεί μόνο αν υποτεθεί ότι τα θραύσματα του κομήτη προβάλλονταν πάνω στον Ηλιακό δίσκο (και άρα ήταν ορατά) μόνο από τη θέση παρατήρησης του Bonilla. Σε αυτήν την περίπτωση άλλοι αστρονόμοι δεν τα είδαν επειδή από τη δική τους γωνία παρατήρησης τα θραύσματα δεν προβάλλονταν πάνω στον Ηλιακό δίσκο. Η υπόθεση αυτή όμως θέτει αυστηρά όρια για το πόσο μακριά από τη Γη βρίσκονταν τα μυστηριώδη αντικείμενα. Ο Manterola υπολόγισε ότι η απόσταση αυτή πρέπει να ήταν μόλις 600-8000 χλμ και κάθε ένα από τα θραύσματα είχαν μέγεθος τουλάχιστον 50 μέτρα, διαφορετικά δεν θα ήταν ορατά. Για σύγκριση ο μετεωρίτης που προσέκρουσε στην Tunguska της Σιβηρίας το 1908 και κατέστρεψε έκταση 2200χλμ2 (περίπου το μέγεθος της ευρύτερης περιοχής του Λονδίνου) είχε αντίστοιχες διαστάσεις, μερικές δεκάδες μέτρα.
Αν οι ισχυρισμοί της ομάδας του Manterola είναι σωστοί τότε το 1883 ο πλανήτης μας έφτασε στο χείλος μίας παγκόσμιας καταστροφής, πιθανόν παρόμοιας με αυτήν που εξάλειψε τους δεινόσαυρους πριν περίπου 65 εκατομμύρια χρόνια.
Είναι ενδιαφέρον ότι την ίδια χρονιά που ο Bonilla είδε τα μυστήρια αντικείμενα στον ουρανό, αστρονόμοι στην Αμερική ανέφεραν την διάβαση του κομήτη Pons-Brooks από το Ηλιακό σύστημα. Είναι πιθανόν ο Bonilla να παρατήρησε τα θραύσματα αυτού του κομήτη. Η επόμενη διάβαση του Pons-Brooks αναμένεται το 2024.
Πέμπτη 6 Οκτωβρίου 2011
Το Νόμπελ φυσικής απονέμεται ξανά σε αστρονόμους
Η Σουηδική Ακαδημία Επιστημών απένειμε το Νόμπελ Φυσικής για το 2011 σε τρεις αστρονόμους, τους Saul Perlmutter, Brian Schmidt και Adam Riess για τη συνεισφορά τους στη κοσμολογία με την ανακάλυψη της επιταχυνόμενης διαστολής του Σύμπαντος.
Στις αρχές τις δεκαετίας του '90 οι Perlmutter και Schmidt ήταν επικεφαλείς δύο ανεξάρτητων ερευνητικών ομάδων που προσπαθούσαν να προσδιορίζουν την γεωμετρία και την ταχύτητα διαστολής του Σύμπαντος με τη βοήθεια μια συγκεκριμένης κατηγορίας υπερκαινοφανών αστέρων, τους επονομαζόμενους τύπου Ia. Ο Riess αν και απλό μέλος της ομάδας του Schmidt θα έπαιζε καθοριστικό ρόλο στην ανάλυση και ερμηνεία των παρατηρήσεων.
Οι υπερκαινοφανείς είναι αστέρια που τερματίζουν τη ζωή τους εκρηκτικά, εκπέμποντας ταυτόχρονα τεράστια ποσά ενεργείας, αντίστοιχα με αυτά που ακτινοβολεί ένας ολόκληρος γαλαξίας. Αυτό που κάνει τους υπερκαινοφανείς τύπου Ia ξεχωριστούς είναι ότι το πόσο της ενέργειας που εκλύεται κατά την έκρηξη τους είναι σχεδόν σταθερό. Συνεπώς μπορούν να χρησιμοποιηθούν ως πρότυπα για την μέτρηση αποστάσεων στο Σύμπαν.
Ο συνήθης τρόπος που αστρονόμοι μετρούν την απόσταση μακρινών γαλαξιών είναι μέσω της ταχύτητας που απομακρύνονται από εμάς λόγω της διαστολής του Σύμπαντος. Η ταχύτητα αυτή μπορεί να μεταφραστεί σε απόσταση μόνο εφόσον η γεωμετρία του χωροχρόνου και η ταχύτητα διαστολής του Σύμπαντος είναι γνωστές.
Η πρωτοποριακή ιδέα των Perlmutter, Schmidt και Riess ήταν ότι θα μπορούσαν να χρησιμοποιήσουν τους υπερκαινοφανείς τύπου Ιa για να μετρήσουν αποστάσεις χωρίς να χρειάζεται να γνωρίζουν a priori τη γεωμετρία του χωροχρόνου ή την ταχύτητα διαστολής του Σύμπαντος. Η ένταση της ακτινοβολίας οποιουδήποτε μακρινού αντικειμένου γίνεται αμυδρότερη καθώς ταξιδεύει προς τη Γη, με ρυθμό που εξαρτάται από τη απόσταση που διανύει. Συνεπώς αν γνωρίζουμε την αρχική ένταση της ακτινοβολίας που εξέπεμψε το αντικείμενο και μετρήσουμε την ένταση της ακτινοβολίας που φτάνει στη Γη μπορούμε να υπολογίσουμε την απόσταση του. Το σημαντικό είναι ότι σε αυτόν το υπολογισμό δεν υπεισέρχεται καμία υπόθεση για τη γεωμετρία του Σύμπαντος. Οι υπερκαινοφανεις τύπου Ιa είναι από τα λίγα αντικείμενα για τα οποία γνωρίζουμε με καλή ακρίβεια την αρχική ένταση της ακτινοβολίας που εκπέμπουν.
Οι ομάδες των Perlmutter και Schmidt αναζήτησαν υπερκαινοφανείς τύπου Ιa σε μακρινούς γαλαξίες με αποστάσεις που έφταναν τα 7 δις έτη φωτός. Απλά παρατηρώντας την ένταση της ακτινοβολίας του υπερκαινοφανούς ήταν σε θέση να γνωρίζουν την απόσταση τους.
Στη συνέχεια μέτρησαν την ταχύτητα με την οποία απομακρύνεται από τη Γη (λόγο διαστολής του Σύμπαντος) ο γαλαξίας στον οποίον ανήκει ο υπερκαινοφανης. Μετέτρεψαν την ταχύτητα σε απόσταση με βάση τις γνώσεις που είχαν τη δεκαετία του '90 για τη γεωμετρία του χωροχρόνου και τη ταχύτητα διαστολής του Σύμπαντος.
Για μεγάλη έκπληξη των αστρονόμων οι δύο ανεξάρτητες μετρήσεις αποστάσεων (υπερκαινοφανείς και ταχύτητα απομάκρυνσης του γαλαξία) δεν συμφωνούσαν. Οι υπερκαινοφανείς τύπου Ιa βρισκόταν σε μεγαλύτερες αποστάσεις από τη Γη από ότι οι επιστήμονες πίστευαν. Οι παρατηρήσεις μπορούσαν να εξηγηθούν μόνο αν το Σύμπαν βρίσκονταν σε επιταχυνόμενη η διαστολή.
Το πείραμα των Perlmutter και Schmidt άλλαξε ριζικά τις ιδέες των επιστημόνων για τη γεωμετρία του χωροχρόνου και τον τρόπο με τον οποίο διαστέλλεται. Αν και τα αποτελέσματα τους αμφισβητήθηκαν έντονα όταν δημοσιεύθηκαν το 1998, μεταγενέστερες ανεξάρτητες παρατηρήσεις επιβεβαίωσαν τους ισχυρισμούς τους. Οι παρατηρήσεις των δύο αστρονόμων οδήγησαν στην καθιέρωση της άποψης ότι το Σύμπαν κυριαρχείτε από σκοτεινή ύλη και ενέργεια, οι οποίες θεωρούνται υπεύθυνες για την επιταχυνόμενη διαστολή του χωροχρόνου.
Μια από τις συνέπειες της επιταχυνόμενη διαστολής είναι ότι τον Σύμπαν δεν πρόκειται να καταρρεύσει στην υπέρπυκνη πύρινη κατάσταση όπως πριν τη Μεγάλη Έκρηξη, αλλά θα καταλήξει, στο μακρινό μέλλον, να είναι κρύο και αφιλόξενο.
Κυριακή 2 Οκτωβρίου 2011
Φίλοι της αστρονομίας ανακλύπτουν δύο νέους πλανήτες
Οι αστρονόμοι ανακαλύπτουν πλανήτες αναζητώντας περιοδικές μεταβολές της φωτεινότητας τους ως αποτέλεσμα της διάβασης ενός ή περισσότερων πλανητών μπροστά από το φωτεινό τους δίσκο: το φως του αστέρα που βλέπουμε στη Γη μειώνεται κατά ένα μικρό ποσοστό όταν κάποιος από τους πλανήτες που περιστρέφονται γύρω του περάσει μπροστά από τη διεύθυνση παρατήρησης. Οι μεταβολές της φωτεινότητας είναι μεγάλες και εύκολα ανιχνεύσιμες στην περίπτωση γιγάντιων αέριων πλανητών όπως ο Δίας με διάμετρο 10 φορές μεγαλύτερη από τη Γη. Δεν είναι τυχαίο που η συντριπτική πλειοψηφία των πλανητών που έχουν ανακαλυφθεί τα τελευταία χρόνια ανήκουν σε αυτή την κατηγορία.
 |
| Παράδειγμα μεταβολής της φωτεινότητας αστέρα ως αποτέλεσμα της διάβασης ενός πλανήτη. Η παρατηρούμενη φωτεινότητα (άσπρη καμπύλη) ελαττώνεται παροδικά καθώς ο πλανήτης περνάει μπροστά από δίσκο του αστέρα. |
Οι αστρονόμοι όμως επιθυμούν να εντοπίσουν και μικρότερους πλανήτες με χαρακτηριστικά παρόμοια με αυτά της Γης. Η συχνότητα τέτοιων σωμάτων στο Γαλαξία μας παραμένει άγνωστη, αν και αποτελεί παράμετρο κλειδί για την κατανόηση του μηχανισμού δημιουργίας πλανητικών συστημάτων όπως το Ηλιακό. Επιπλέον η ανίχνευση πλανητών σαν το δικό μας, οι οποίοι θα μπορούσαν να συντηρήσουν ζωή, αποτελεί το πρώτο βήμα για την αναζήτηση εξωγήινης νοημοσύνης.
Ο εντοπισμός πλανητών όπως η Γη σε μακρινούς αστέρες κάθε άλλο από εύκολη είναι. Η μείωση της φωτεινότητα του αστέρα αναμένεται να είναι απειροελάχιστη, μόλις 1/10.000, κατά τη διάβαση ενός γήινου πλανήτη. Μεταβολές αυτού του μεγέθους είναι σχεδόν απαγορευτικές για τα επίγεια τηλεσκόπια καθώς η ατμόσφαιρα της Γης επιφέρει αντίστοιχες μεταβολές στο φως των αστέρων, ενώ καιρικά φαινόμενα και ο κύκλος ημέρας/νύχτας δεν επιτρέπουν τη αδιάκοπη παρακολούθηση της φωτεινότητας τους. Συνεπώς γήινοι πλανήτες είναι δυνατό να εντοπιστούν μόνο από το Διάστημα.
Το τηλεσκόπιο Kepler της NASA σχεδιάστηκε ακριβώς για αυτό το σκοπό. Καταγράφει ταυτόχρονα τις μεταβολές της φωτεινότητας 150.000 αστέρων με ακρίβεια ικανή για τον εντοπισμό ακόμη και μικρών πλανητών. Η αποστολή μέσα σε δύο χρόνια λειτουργίας έχει ήδη καταγράψει περίπου 1200 νέους υποψήφιους πλανήτες, όταν στην προ-Kepler εποχή, είχαν βρεθεί μόλις 500 κατά τη διάρκεια μίας δεκαετίας.
Η ομάδα που σχεδίασε τον Kepler έχει αναπτύξει κατάλληλο λογισμικό το οποίο αναλύει αυτόματα και με ελάχιστη ανθρώπινη παρέμβαση τον τεράστιο όγκο δεδομένων και αναγνωρίζει περιοδικές μεταβολές στην φωτεινότητα των 150.000 αστέρων που παρακολουθεί η αποστολή. Οι επιστήμονες όμως αναγνωρίζουν ότι η υπολογιστές δεν μπορούν να ανταγωνιστούν το ανθρώπινο μυαλό στην αναγνώριση συστηματικών μοτίβων μέσα σε τυχαίες μεταβολές της φωτεινότητας. Ο εγκέφαλος μας είναι σχεδιασμένος για αυτού του είδους τα προβλήματα. Δυστυχώς η ομάδα του Kepler δεν διαθέτει το ανθρώπινο δυναμικό για να εξετάσει με το μάτι τις μεταβολές της φωτεινότητας 150.000 αστεριών. Για το σκοπό αυτό παράλληλα με την υπολογιστική ανάλυση οι επιστήμονες έθεσαν σε λειτουργία τον ιστότοπο Planet Hunters, στον οποίο μη εξειδικευμένο κοινό έχει τη δυνατότητα να εξετάζει τα δεδομένα του Kepler και να ενημερώνει τους επιστήμονες αν εντοπίσει μεταβολές στη φωτεινότητα κάποιου αστέρα που να υποδεικνύουν πλανητική διάβαση. Μέσα στους πρώτους 6 μήνες λειτουργίας, τον ιστότοπο επισκέφθηκαν πάνω από 40.000 χρήστες. Οι χρονοσειρές φωτεινότητας κάθε ενός από τα 150.000 αστέρια του Kepler εξετάστηκε κατά μέσο όρο 20 φόρες.
 |
| Δεδομένα από το δορυφόρο Kepler για τον αστέρα με κωδικό KIC 6185331, για τον οποίο το κοινό ανακάλυψε την ύπαρξη πλανήτη. Το πάνω διάγραμμα δείχνει της μεταβολές της φωτεινότητας του αστέρα που παρατήρησε ο Kepler. Οι κόκκινες διακεκομμένες γραμμές σηματοδοτούν την περιοδική διάβαση του πλανήτη. Το κάτω διάγραμμα εστιάζει στη χρονική περίοδο της διάβασης και δείχνει λεπτομέρειες της μεταβολής της φωτεινότητας κατά τη χρονική αυτή περίοδο (κόκκινη γραμμή). |
Οι δύο πρώτοι υποψήφιοι πλανήτες που ανακάλυψε το κοινό μέσω του Planet Hunters δημοσιεύτηκαν πρόσφατα στο έγκριτο επιστημονικό περιοδικό Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Οι παρατηρήσεις του Kepler σε συνδυασμό με φασματοσκοπικά δεδομένα από το τηλεσκόπιο 10 μέτρων Keck στη Χαβάη έδειξαν ότι οι δύο νέοι πλανήτες έχουν ακτίνες 3 και 8 φορές μεγαλύτερες της Γης και περιστρέφονται γύρω από τα αστέρια τους κάθε 10 και 50 ημέρες αντίστοιχα. Το εντυπωσιακό είναι ότι το αυτοματοποιημένο λογισμικό της ομάδας του Kepler δεν κατάφερε να αναγνωρίσει το σήμα της διάβασης των δύο πλανητών κατά την ανάλυση των δεδομένων. Αυτό δείχνει τη σημασία της ανθρώπινης παρέμβασης στην ανάλυση δεδομένων όπως αυτά του Kepler καθώς και την σημαντικότητα της εμπλοκής φίλων της αστρονομίας στην επιστημονική ερεύνα.
Τετάρτη 6 Ιουλίου 2011
Το πιο μακρινό κβάζαρ στο Σύμπαν
Το 2005 το τηλεσκόπιο UKIRT (UK Infra-Red Telescope) του Ηνωμένου Βασιλείου ξεκίνησε ένα φιλόδοξο επιστημονικό πρόγραμμα με το ακρώνυμο UKIDSS (UKIRT Infrared Deep Sky Survey), που υπόσχονταν τον εντοπισμό των πιο μακρινών κβάζαρς στο Σύμπαν. Τα αντικείμενα αυτά σηματοδοτούν τη δημιουργία τεράστιων μελανών οπών με μάζα περίπου 1δίς ηλιακές, λίγο μικρότερες δηλαδή από το Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου. Κατά τη διαδικασία αυτή ακτινοβολούν τεράστια ποσά ενέργειας που είναι δυνατό να ξεπεράσουν κατά πολλές τάξεις μεγέθους τη συνολική ενέργεια που εκπέμπεται από όλα τα αστέρια του Γαλαξία μας, μερικά επτάκις εκατομμύρια (ο αριθμός ένα ακολουθούμενος από 24 μηδενικά) φορές μεγαλύτερη από τη συνολική ηλεκτρική ενέργεια που καταναλώνουμε στη Γη κάθε δευτερόλεπτο.
Λόγω της έντονης ακτινοβολίας τους, τα κβάζαρ είναι δυνατό να εντοπιστούν σε μεγάλες αποστάσεις, επιτρέποντας, μεταξύ άλλων, τη μελέτη της κατάστασης της ύλης (θερμοκρασία, πυκνότητα) που γεμίζει το Σύμπαν μόλις μερικά εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη.
Όμως υπέρλαμπρα κβάζαρ αναμένεται να είναι σπάνια και συνεπώς ο εντοπισμός μόλις μερικών δεκάδων απαιτεί παρατηρήσεις μεγάλης επιφάνειας του ουρανού. Επιπλέον λόγω της διαστολής του Σύμπαντος τα αντικείμενα αυτά δεν εκπέμπουν ακτινοβολία που είναι ορατή στα μάτια μας (οπτικό). Είναι δυνατό να εντοπιστούν μόνο σε μεγαλύτερα μήκη κύματος που αντιστοιχούν στο κοντινό υπέρυθρο (1 έως 2 μικρά). Συνεπώς το UKIDSS σχεδιάστηκε για να καλύψει μέχρι το 2013 το 1/5 της ουράνιας σφαίρας στο κοντινό υπέρυθρο.
Πριν από μερικές μέρες, σχεδόν 6 χρόνια από την έναρξη των παρατηρήσεων, η ομάδα του προγράμματος, έφερε σε πέρας την υπόσχεση της, ανακοινώνοντας στο περιοδικό Nature τον εντοπισμό του πιο μακρινού κβάζαρ που έχει βρεθεί ποτέ. Το αντικείμενο με κωδικό ULAS J1120+0641 απέχει 231 δις έτη φωτός από τη Γη, μόλις 770 εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Οι πρώτοι υπολογισμοί δείχνουν ότι η μελανή οπή στο κέντρο του ζυγίζει 2 δις ηλιακές μάζες. Ο αριθμός αυτός κάνει πολλούς αστρονόμους να αισθάνονται άβολα, καθώς οι υπάρχουσες θεωρίες δυσκολεύονται ή αδυνατούν να παράγουν μελανές οπές τόσο μεγάλης μάζας τόσο νωρίς στο Σύμπαν. Απλά 770 εκατομμύρια χρόνια είναι πολύ λίγα για να μεγαλώσει μια μελάνη οπή στη μετρούμενη μάζα.
Λόγω της έντονης ακτινοβολίας τους, τα κβάζαρ είναι δυνατό να εντοπιστούν σε μεγάλες αποστάσεις, επιτρέποντας, μεταξύ άλλων, τη μελέτη της κατάστασης της ύλης (θερμοκρασία, πυκνότητα) που γεμίζει το Σύμπαν μόλις μερικά εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη.
Όμως υπέρλαμπρα κβάζαρ αναμένεται να είναι σπάνια και συνεπώς ο εντοπισμός μόλις μερικών δεκάδων απαιτεί παρατηρήσεις μεγάλης επιφάνειας του ουρανού. Επιπλέον λόγω της διαστολής του Σύμπαντος τα αντικείμενα αυτά δεν εκπέμπουν ακτινοβολία που είναι ορατή στα μάτια μας (οπτικό). Είναι δυνατό να εντοπιστούν μόνο σε μεγαλύτερα μήκη κύματος που αντιστοιχούν στο κοντινό υπέρυθρο (1 έως 2 μικρά). Συνεπώς το UKIDSS σχεδιάστηκε για να καλύψει μέχρι το 2013 το 1/5 της ουράνιας σφαίρας στο κοντινό υπέρυθρο.
Πριν από μερικές μέρες, σχεδόν 6 χρόνια από την έναρξη των παρατηρήσεων, η ομάδα του προγράμματος, έφερε σε πέρας την υπόσχεση της, ανακοινώνοντας στο περιοδικό Nature τον εντοπισμό του πιο μακρινού κβάζαρ που έχει βρεθεί ποτέ. Το αντικείμενο με κωδικό ULAS J1120+0641 απέχει 231 δις έτη φωτός από τη Γη, μόλις 770 εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Οι πρώτοι υπολογισμοί δείχνουν ότι η μελανή οπή στο κέντρο του ζυγίζει 2 δις ηλιακές μάζες. Ο αριθμός αυτός κάνει πολλούς αστρονόμους να αισθάνονται άβολα, καθώς οι υπάρχουσες θεωρίες δυσκολεύονται ή αδυνατούν να παράγουν μελανές οπές τόσο μεγάλης μάζας τόσο νωρίς στο Σύμπαν. Απλά 770 εκατομμύρια χρόνια είναι πολύ λίγα για να μεγαλώσει μια μελάνη οπή στη μετρούμενη μάζα.
 |
| Σχήμα 1: Προσομοίωση του επανιονισμού του Σύμπαντος. Τα τετράγωνα δείχνουν μια περιοχή του Σύμπαντος σε διαφορετικές χρονικές στιγμές κατά την περίοδο του επανιονισμού. Η ηλικία του Σύμπαντος αυξάνει από αριστερά προς τα δεξιά. Τα έντονα χρώματα δείχνουν ουδέτερο αέριο, το μαύρο δείχνει περιοχές όπου η ύλη έχει ιονιστεί από την ακτινοβολία των πρώτων άστρων και κβάζαρς. Τα αντικείμενα αυτά δημιουργούν σφαίρες ιονισμένες ύλης γύρω τους που μεγαλώνουν με το χρόνο. Γειτονικές σφαίρες ενώνονται ώσπου η ύλη στο Σύμπαν να ιονιστεί πλήρως (τελευταία εικόνα). |
 |
| Σχήμα 2: Απεικόνιση του τρόπου που τα κβάζαρς δίνουν πληροφορίες για τη διαδικασία του επαναιονισμού μετρώντας την πυκνότητα της ύλης στη ευθεία παρατήρησης. Καθώς το φως του κβάζαρ (κόκκινη κουκκίδα) ταξιδεύει προς τον παρατηρητή στη Γη περνάει μέσα από περιοχές ουδέτερης (σκούρο) και ιονισμένης (κίτρινες σφαίρες) ύλης. Οι πρώτες απορροφούν την ακτινοβολία του κβάζαρ και αποτυπώνονται ως περιοχές χαμηλής ροής στο φάσμα του (κάτω σχήμα) ενώ οι δεύτερες δεν απορροφούν ακτινοβολία και αποτυπώνονται ως αιχμές υψηλής ροής. |
Κβάζαρς όπως το ULAS J1120+0641 λόγω της μεγάλης τους λαμπρότητας παίζουν το ρόλο προβολέων. Φωτίζουν τη ύλη που παρεμβάλλεται ανάμεσα σε αυτούς και τη Γη επιτρέποντας τη μελέτη της, όπως φαίνεται στο Σχήμα 2. Καθώς το φως των κβάζαρς ταξιδεύει στο ενδογαλαξιακό χώρο, απορροφάται από συγκεντρώσεις ύλης, όπως αέριες μάζες. Η απορρόφηση αυτή αποτυπώνεται στο φάσμα των κβάζαρ επιτρέποντας την ακριβή χαρτογράφηση της πυκνότητας και της κατανομής της ύλης στη ευθεία παρατήρησης (Σχήμα 2).
Μελετώντας το φάσμα του ULAS J1120+0641 οι επιστήμονες βρήκαν ενδείξεις ότι ο βαθμός ιονισμού του Σύμπαντος είναι αναπάντεχα υψηλός περίπου 770 εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, τη χρονική στιγμή δηλαδή που παρατηρούμε τον κβάζαρ. Αν αυτό επαληθευθεί από νέες παρατηρήσεις τότε οι αστρονόμοι θα είναι σε θέση να προσδιορίσουν, για πρώτη φορά, τη διάρκεια της διαδικασίας του επαναινοσμού, προσθέτοντας άλλο ένα κομμάτι στο παζλ της δημιουργίας του Κόσμου.
Πέμπτη 23 Ιουνίου 2011
Μελετώντας την κατανομή της ύλης στο τοπικό Σύμπαν
Ο Γαλαξίας μας, μαζί με το τοπική ομάδα γαλαξιών (Ανδρομέδα, Νέφη του Μαγγελάνου και άλλοι μικρότεροι), τρέχουν με περίπου 2.5 εκατομμύρια χλμ/ώρα με κατεύθυνση τον αστερισμό του Κενταύρου. Η κίνηση του Γαλαξία αποτυπώνεται στο σχεδόν ομοιόμορφο πεδίο της μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου επιτρέποντας ακριβή μέτρηση της ταχύτητας και της διεύθυνσης. Η ένταση της μικροκυματικής ακτινοβολίας εμφανίζεται μεγαλύτερη προς τη κατεύθυνση κίνησης και μικρότερη στην αντίθετη διεύθυνση.
Η κίνηση του Γαλαξία οφείλεται στη βαρυτική έλξη που ασκούν μεγάλες συγκεντρώσεις μάζας, όπως σμήνη και υπερσμήνη γαλαξιών, τα οποία βρίσκονται σχετικά κοντά σε αυτόν. Όμως μέχρι πρόσφατα οι επιστήμονες δεν είχαν πλήρη εικόνα της κατανομής της ύλης στο κοντινό Σύμπαν ώστε να υπολογίσουν με ακρίβεια τη συνολική βαρυτική έλξη που ασκείται στο Γαλαξία μας και να ελέγξουν αν αυτή είναι συμβατή με την κατεύθυνση και ταχύτητα κίνησης που αποτυπώνεται στα μικροκύματα.
Σε πρόσφατη δημοσίευση αστρονόμοι συγκέντρωσαν φασματοσκοπικές μετρήσεις των ταχυτήτων 70.000 γαλαξιών για να υπολογίσουν την απόσταση τους και να ανασκευάσουν την κατανομή της ύλης στο κοντινό Σύμπαν. Τα αποτελέσματα φαίνονται σε τρισδιάστατη απεικόνιση στο παραπάνω σχήμα (και σε ταινία στο σύνδεσμο http://vimeo.com/24326732). Κάθε πλευρά του κύβου αντιστοιχεί σε περίπου 0.7 δισεκατομμύρια έτη φωτός και στο κέντρο του βρίσκεται ο Γαλαξία μας. Κάθε κουκκίδα μέσα στον κύβο αντιπροσωπεύει ένα γαλαξία για τον οποίο έχει μετρηθεί η απόσταση του. Υψηλές συγκεντρώσεις γαλαξιών, όπως σμήνη και υπερσμήνη, δείχνονται ως κόκκινες επιφάνειες. Τα ονόματα των πιο γνωστών από αυτά αναγράφονται.
Το παραπάνω σχήμα αποτελεί την πλέον λεπτομερή περιγραφή της κατανομής της ύλης στο κοντινό Σύμπαν. Η μεγαλύτερη συγκέντρωση μάζας είναι το υπερσμήνoς Shapley το οποίο τραβάει την τοπική ομάδα γαλαξιών με περίπου 0.3 εκατομμύρια χιλιόμετρα/ώρα, περίπου 15% της συνολικής ταχύτητας σε σχέση με την μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου.
Υπερσμήνη γαλαξιών όπως το Hydra-Centaurus και το Perseus-Pisces αν και δεν έχουν τη μάζα του Shapley βρίσκονται πολύ πιο κοντά στο Γαλαξία μας και συνεπώς η βαρυτική έλξη που ασκούν είναι ισχυρότερη. Τον τραβάνε σε αντίθετες διευθύνσεις με ταχύτητες περίπου 2 και 1 εκατομμύρια χιλιόμετρα/ώρα, με τη συνισταμένη κίνηση να είναι προς την κατεύθυνση του Perseus-Pisces.
Οι αστρονόμοι πρόκειται να χρησιμοποιήσουν τον κατάλογο των γαλαξιών που αποτυπώνεται στο σχήμα για να υπολογίσουν, σε μελλοντική δημοσίευση, με ακρίβεια τη ταχύτητα και την κατεύθυνση κίνησης της τοπικής ομάδας.
Υπερσμήνη γαλαξιών όπως το Hydra-Centaurus και το Perseus-Pisces αν και δεν έχουν τη μάζα του Shapley βρίσκονται πολύ πιο κοντά στο Γαλαξία μας και συνεπώς η βαρυτική έλξη που ασκούν είναι ισχυρότερη. Τον τραβάνε σε αντίθετες διευθύνσεις με ταχύτητες περίπου 2 και 1 εκατομμύρια χιλιόμετρα/ώρα, με τη συνισταμένη κίνηση να είναι προς την κατεύθυνση του Perseus-Pisces.
Οι αστρονόμοι πρόκειται να χρησιμοποιήσουν τον κατάλογο των γαλαξιών που αποτυπώνεται στο σχήμα για να υπολογίσουν, σε μελλοντική δημοσίευση, με ακρίβεια τη ταχύτητα και την κατεύθυνση κίνησης της τοπικής ομάδας.
Δευτέρα 6 Ιουνίου 2011
To Βραβείο Gruber κοσμολογίας στη συμμορία των τεσσάρων
 |
Απεικόνιση της κατανομής των γαλαξιών σε μεγάλες κλίμακες, από σύγχρονες παρατηρήσεις (Sloan Digital Sky Survey) παρόμοιες με αυτές που ξεκίνησε ο Davis τη δεκαετία του '80. Στο κέντρο του κύκλου βρίσκεται ο Γαλαξίας μας. Κάθε κουκκίδα αντιστοιχεί σε ένα μακρινό γαλαξία. Μεγάλη πυκνότητα γαλαξιών δείχνεται με έντονο μαύρο χρώμα. Η ακτινική διεύθυνση αντιστοιχεί στην απόσταση κάθε γαλαξία από το δικό μας. Οι γωνίες στην περιφέρεια του κύκλου δείχνουν διαφορετικές κατευθύνσεις παρατήρησης στον ουρανό. Οι γαλαξίες κατανέμονται σε νηματοειδής σχηματισμούς, οι οποίοι ενώνονται σε ομάδες, σμήνη και υπερσμήνη γαλαξιών. Μεταξύ τους υπάρχουν περιοχές χαμηλής πυκνότητας (κοσμικά κενά). Σημεία εμφανίζονται σε συγκεκριμένες γωνίες και όχι σε ολόκληρη την κυκλική επιφάνεια γιατί η συγκεκριμένη επισκόπηση δεν καλύπτει όλο τον ουρανό. |
Για το 2011 το βραβείο Gruber στην κοσμολογία απονεμήθηκε στους αστροφυσικούς Roger Davis, Carlos Frenk, Simon White και τον κυπριακής καταγωγής Γεώργιο Ευσταθίου, γνωστοί και ως συμμορία των τεσσάρων, οι οποίοι στη δεκαετία του 80 ανέπτυξαν πρωτοποριακές αριθμητικές μεθόδους που τους επέτρεψαν να ερμηνεύσουν την δημιουργία των δομών που παρατηρούμε στο Σύμπαν (ομάδες, σμήνη και υπερσμήνη γαλαξιών).
Η αρχή της συνεργασίας των τεσσάρων αστροφυσικών ξεκίνησε το 1981 από μια πρωτοποριακή για την εποχή επισκόπηση του ουρανού, με επικεφαλής τον Davis, η οποία μέτρησε τις αποστάσεις περίπου 2500 γαλαξιών. Οι παρατηρήσεις έδειξαν, για πρώτη φορά, ότι η κατανομή των γαλαξιών στο χώρο μοιάζει με ιστό αράχνης. Συγκεντρώνονται σε μακριές ίνες και υπερσμήνη, τα οποία διαχωρίζονται από κοσμικά κενά, όπου η πυκνότητα της ύλης είναι πολύ χαμηλότερη από το μέσο όρο (Σχήμα 1).
Την εποχή εκείνη υπήρχαν δύο ανταγωνιστικές κοσμολογικές θεωρίες για τη δημιουργία των δομών μεγάλης κλίμακας στο Σύμπαν. Και οι δύο απαιτούσαν την ύπαρξη σκοτεινής ύλης, μυστηριώδη σωματίδια τα οποία δεν εκπέμπουν ακτινοβολία αλλά κάνουν αισθητή την παρουσία τους μέσω της βαρυτικής έλξης που ασκούν στη συνήθη (φωτεινή) ύλη. Η ύπαρξη της σκοτεινής ύλης, ως κυρίαρχης μορφής ύλης στο Σύμπαν για την οποία όμως ακόμη και σήμερα δεν γνωρίζουμε τίποτα, είχε γίνει αποδεκτή μία δεκαετία νωρίτερα για τη ερμηνεία της περιστροφής αστέρων γύρω από τα κέντρα σπειροειδών γαλαξιών. Η μία κοσμολογική θεωρία υπέθεται ότι η σκοτεινή ύλη είναι θερμή, αποτελείται δηλαδή από σωμάτια που κινούνταν με ταχύτητες κοντά σε αυτή του φωτός. Η εναλλακτική θεωρία υπαγόρευε ότι τα σωματίδια της σκοτεινής ύλης είναι ψυχρά, κινούνται με ταχύτητες πολύ μικρότερες από αυτή του φωτός.
 |
Αποτελέσματα προσομοιώσεων παρόμοιων με αυτές που ανέπτυξαν οι Ευσταθίου, Frenk, White και Davis. Και στις δύο εικόνες φαίνεται η κατανομή της ύλης στο Σύμπαν. Το κόκκινο χρώμα αντιστοιχεί σε περιοχές μεγάλης πυκνότητας ενώ το μπλε αντιστοιχεί σε χαμηλές πυκνότητες ύλης. Στα αριστερά φαίνεται η προσομοίωση για θερμή σκοτεινή ύλη, ενώ στα δεξιά η σκοτεινή ύλη είναι ψυχρή. Η υπόθεση της ψυχρής σκοτεινής ύλης παράγει νηματοειδής σχηματισμούς και συγκεντρώσεις μάζας που μοιάζουν με αυτά που παρατηρούμε (Σχήμα 1). |
Ο Ευσταθίου είχε την ιδέα να προσαρμόσει στην κοσμολογία υπολογιστικές τεχνικές που χρησιμοποιούνταν σε προσομοιώσεις φυσικής στερεάς κατάστασης για τη μελέτη μικροκρυστάλλών. Στη συνέχεια οι Davis, Frenk και White χρησιμοποίησαν την μεθοδολογία του Ευσταθίου για να προβλέψουν πως εξελίσσονται οι δομές στο Σύμπαν υπό την επίδραση της βαρύτητας. Οι προσομοιώσεις έδειξαν ότι αν η σκοτεινή ύλη είναι θερμή το Σύμπαν παραμένει ομοιόμορφο και δεν αποκτά ποτέ τη μορφή ιστού αράχνης (βλέπε Σχήμα 2). Αντίθετα η ψυχρή σκοτεινή ύλη παράγει συγκεντρώσεις ύλης που μοιάζουν με την παρατήρηση.
Η έρευνα της συμμορίας των τεσσάρων έθεσε τις βάσεις για την εικόνα που έχουμε για το Σύμπαν σήμερα: κυριαρχείται από την μυστηριώδη ψυχρή σκοτεινή ύλη, αλλά και την ακόμη πιο αινιγματική σκοτεινή ενέργεια που αντιτίθεται στη βαρύτητα και επιτρέπει στο Σύμπαν να επιταχύνεται. Αν και οι επιστήμονες δεν γνωρίζουν τι είναι η σκοτεινή ύλη και η σκοτεινή ενέργεια, οι παραπάνω υποθέσεις είναι σε θέση να αναπαράγουν με μεγάλη ακρίβεια την παρατηρούμενη κατανομή της ύλης σε μεγάλες κλίμακες (σμήνη, υπερσμήνη, κοσμικά κενά).
Κυριακή 22 Μαΐου 2011
Το τέλος της κλασικής βαρύτητας;
Η θεώρηση ότι νόμος της βαρύτητας, όπως περιγράφεται από τη Νευτώνεια μηχανική ή τη γενική θεωρία της Σχετικότητας, ισχύει αναλλοίωτος σε όλες τις κλίμακες οδηγεί κατά ανάγκη στην υπόθεση της Σκοτεινής ύλης. Το 80% της μάζας του Σύμπαντος δεν εκπέμπει ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία και μπορούμε να αντιληφθούμε την ύπαρξη της μόνο μέσω της βαρυτικής έλξης που ασκεί στη συνήθη, φωτεινή, ύλη. Χωρίς σκοτεινή ύλη, η κλασική βαρύτητα δεν μπορεί να εξηγήσει βασικά παρατηρησιακά δεδομένα, όπως η ταχύτητα περιστροφής αστέρων γύρω από το κέντρο σπειροειδών γαλαξιών.
Υπάρχουν όμως αντικείμενα που μπορούν να αποκαλύψουν διαφοροποιήσεις από το νόμο της κλασικής βαρύτητας και άρα να επιβεβαιώσουν ή να αντικρούσουν τη θεωρία της τροποποιημένης βαρύτητας. Τα διπλά αστέρια παραδείγματος χάρη, περιστρέφονται το ένα γύρω από το άλλο λόγω της βαρυτικής τους αλληλεπίδρασης. Όταν η μάζα των δύο αστέρων είναι μικρή (παρόμοια με το Ήλιο) και η απόσταση μεταξύ τους μεγάλη (τουλάχιστον μερικές χιλιάδες φορές την απόσταση Γης-Ήλιου, για σύγκριση ο Πλούτωνας απέχει από το Ήλιο μόλις 40 φορές την απόσταση Γης-Ήλιου) η βαρύτική δύναμη που το ένα άστρο ασκεί στο ζευγάρι του είναι αρκετά ασθενής ώστε πιθανές αποκλίσεις από την κλασσική βαρύτητα να γίνονται εμφανείς και μετρήσιμες.
 |
| Σχετική ταχύτητα διπλών συστημάτων (κατακόρυφος άξονας) μικρής μάζας και μεγάλου διαχωρισμού από το Sloan Digital Sky Survey ως συνάρτηση της απόστασής μεταξύ των δύο σωμάτων (οριζόντιας άξονας). Τα σημεία (μπλε) είναι οι μετρήσεις από το Sloan Digital Sky Survey. Η κόκκινη γραμμή αντιστοιχεί στην πρόβλεψη της κλασικής βαρύτητας. Εάν η θεωρία ίσχυε θα έπρεπε όλα τα σημεία να βρίσκονται κάτω από την κόκκινη γραμμή, κάτι που δεν συμβαίνει. Αντίθετα φαίνεται ότι η κατανομή των μετρήσεων είναι σχεδόν σταθερή με την απόσταση, σε συμφωνία με την τροποποιημένη βαρύτητα. |
Στην πράξη επειδή η τροχιά των αστέρων δύναται να είναι ελλειπτική και δεν γνωρίζουμε το επίπεδο περιστροφής καθώς οι κινήσεις του διπλού συστήματος προβάλλονται στην ουράνια σφαίρα, περιμένει κανείς να παρατηρήσει διασπορά στις μετρούμενες σχετικές ταχύτητες των διπλών συστημάτων. Ο διαχωρισμός όμως ανάμεσα στην κλασική και τροποποιημένη βαρύτητα παραμένει. Στην ρεαλιστική περίπτωση η κατανομή των σχετικών ταχυτήτων που μετράμε έχει μέγιστη τιμή (άνω όριο) που είτε ελαττώνεται με την απόσταση στην περίπτωση της κλασικής βαρύτητας, είτε παραμένει σταθερή στην περίπτωση της τροποποιημένης βαρύτητας.
Αστρονόμοι από το Πανεπιστήμιο Nacional Autonoma του Μεξικού παρουσιάζουν το παραπάνω απλό παρατηρησιακό τεστ σε πρόσφατη δημοσίευση, χρησιμοποιώντας το δείγμα διπλών αστέρων μικρής μάζας και μεγάλης απόστασης από το Sloan Digital Sky Survey. Τα αποτελέσματα φαίνονται στο σχήμα και βρίσκονται σε ασυμφωνία με την κλασική βαρύτητα. Η κατανομή των μετρούμενων σχετικών ταχυτήτων των διπλών αστέρων δεν φαίνεται να μειώνεται με την απόσταση όπως προβλέπει η κλασική θεωρία (κόκκινη γραμμή).
Βέβαια το αποτέλεσμα αυτό ούτε επιβεβαιώνει την τροποποιημένη βαρύτητα. Καθώς όμως η έννοια της σκοτεινής ύλης έχει διατυπωθεί εδώ και 90 χρόνια, χωρίς κανείς ακόμη να καταλαβαίνει τι είναι, είναι λογικό να θεωρεί κανείς και εναλλακτικές απόψεις.
Δευτέρα 9 Μαΐου 2011
Προσομοιώνοντας νάνους και γίγαντες
Πρόσφατη εργασία με επικεφαλής τον Έλληνα αστροφυσικό Δρ. Δημήτρη Σταματέλλο δίνει λύση στο πρόβλημα δημιουργίας των καφέ νάνων. Διαβάστε περισσότερα στο Made in Greece.
Τρίτη 3 Μαΐου 2011
Αστροφυσική από το διαδίκτυο: χρησιμοποιώντας μηχανές αναζήτησης ως εικονικά τηλεσκόπια
Οι αστρονομικές παρατηρήσεις γίνονται συνεχώς ακριβότερες. Μεγάλα επίγεια τηλεσκόπια κατασκευάζονται και εξοπλίζονται με περίπλοκα όργανα παρατήρησης που συναγωνίζονται σε κόστος το τηλεσκόπιο στο οποίο τοποθετούνται. Διαστημικές αποστολές πολλών εκατοντάδων εκατομμυρίων ευρώ στέλνονται σε τροχιά γύρω από τη Γη για να παρατηρήσουν σε μήκη κύματος που δεν είναι προσβάσιμα από το έδαφος. Κάθε δευτερόλεπτο παρατήρησης σε μεγάλες υποδομές κοστίζει ακριβά. Αν και η χρησιμότητα των μεγάλων τηλεσκοπίων στην αστρονομία δεν αμφισβητείται, αναρωτιέται κανείς αν η αστροφυσική έρευνα είναι απαραίτητα ακριβή.
Το διαδίκτυο παραδείγματος χάρη αποτελεί δωρεάν πηγή τεράστιου όγκου δεδομένων τα οποία παραμένουν σε μεγάλο βαθμό αναξιοποίητα: εικόνες αστρονομικών αντικειμένων που στην πλειοψηφία τους δεν έχουν ληφθεί με σκοπό την επιστημονική χρήση αν και περιέχουν πληροφορία που μπορεί να αποδειχθεί ερευνητικά χρήσιμη.
Είναι λοιπόν δυνατό να παράγει κανείς επιστημονικά αποτελέσματα χρησιμοποιώντας το διαδίκτυο ως εικονικό τηλεσκόπιο και φωτογραφίες του νυχτερινού ουρανού που έχουν αναρτηθεί σε αυτό από μη επαγγελματίες αστρονόμους ως βασική πηγή παρατηρησιακών δεδομένων;
Είναι λοιπόν δυνατό να παράγει κανείς επιστημονικά αποτελέσματα χρησιμοποιώντας το διαδίκτυο ως εικονικό τηλεσκόπιο και φωτογραφίες του νυχτερινού ουρανού που έχουν αναρτηθεί σε αυτό από μη επαγγελματίες αστρονόμους ως βασική πηγή παρατηρησιακών δεδομένων;
 |
| Σύνθεση όλων των ερασιτεχνικών εικόνων του κομήτη 17P/Holmes που είναι διαθέσιμες στο διαδίκτυο. Στα αριστερά φαίνεται με έντονο λευκό χρώμα η τροχιά του κομήτη. Στα δεξία η πράσινη καμπύλη δείχνει το δυναμικό μοντέλο της τροχιάς το οποίο αναπαράγει καλύτερα τις παρατηρήσεις. |
Πρόσφατα αστρονόμοι από Princeton και το Πανεπηστήμιο της Νέας Υόρκης έδειξαν ότι είναι δυνατό, εφόσον ο όγκος των δεδομένων είναι μεγάλος. Σε πρόσφατη ανακοίνωση κατάφεραν να ανασκευάσουν με καλή ακρίβεια την τροχιά του κομήτη 17Ρ/Holmes κατά την διάβαση του από το Ηλιακό σύστημα το 2007 χρησιμοποιώντας μόνο φωτογραφίες φίλων της αστρονομίας αναρτημένες στο διαδίκτυο.
Με τη βοήθεια της μηχανής αναζήτησης της Yahoo ανέκτησαν περίπου 400 φωτογραφίες του 17Ρ/Holmes σε διαφορετικές θέσεις της τροχιάς του. Όλες οι παρατηρήσεις που χρησιμοποιήθηκαν ήταν ερασιτεχνικές και η πλειοψηφία δεν ήταν βαθμονομημένες στα πρότυπα των επαγγελματικών αστρονομικών δεδομένων. Παρόλα αυτά χρησιμοποιώντας κατάλληλο λογισμικό και εξελιγμένες στατιστικές μεθόδους για την ανάλυση των παρατηρήσεων κατάφεραν να συνθέσουν την τροχιά του κομήτη όπως φαίνεται στη εικόνα.
Στόχος της εργασίας των αστρονόμων είναι να αναδείξουν τις δυνατότητες των ερασιτεχνικών αστρονομικών φωτογραφιών που είναι διαθέσιμες στο διαδίκτυο ως πολύτιμη πηγή πληροφορίας η οποία κάτω από κατάλληλες προϋποθέσεις μπορεί να χρησιμοποιηθεί για ερευνητικούς σκοπούς.
Κυριακή 1 Μαΐου 2011
Νέος βραχώδης πλανήτης ανακαλύφθηκε σε αστέρι ορατό με γυμνό μάτη
 |
| Μεταβολή της λαμπρότητας του αστέρα 55Cancri-Α (κατακόρυφος άξονας) ως συνάρτηση του χρόνου. Η μείωση της λαμπρότητας στο κέντρο του διαγράμματος οφείλεται στη διάβαση του πλανήτη 55Cancri-e. |
Σε πρόσφατη ανακοίνωση αμάδα αστρονόμων παρουσίασε τις μεταβολές της ακτινοβολίας που εκπέμπει ο 55Cancri-Α με το χρόνο (καμπύλη φωτός). Παρατήρησαν περιοδικές μειώσεις τις φωτεινότητας του (δες σχήμα) οι οποίες οφείλονται στις διελεύσεις του πλανήτη 55Cancri-e μπροστά από το αστέρι. Καθώς ο πλανήτης καλύπτει τον δίσκο του αστέρα μπλοκάρει ένα μικρό (περίπου 2 μέρη στα 10.000), άλλα μετρήσιμο, ποσοστό του φωτός που φτάνει στη Γη. Οι αστρονόμοι μπόρεσαν να μετρήσουν τη μεταβολή αυτή χρησιμοποιώντας ένα τηλεσκόπιο μόλις 15 εκατοστών σε τροχιά γύρω από τη Γη, την Καναδική αποστολή MOST.
Από τη μορφή και την περιοδικότητα της μεταβολή της φωτεινότητας του 55Cancri-Α οι αστρονόμοι υπολόγισαν ότι ο πλανήτης είναι βραχώδης με πυκνότητα 2 φορές μεγαλύτερη της Γης και ακτίνα μόλις 60% μεγαλύτερη. Περιστρέφεται κάθε μόλις 18 ώρες γύρω από το κεντρικό αστέρι σε απόσταση 100 φορές μικρότερη σε σχέση με την τροχιά της Γης. Λόγω της εγγύτητας του στον 55Cancri-A η επιφανειακή του θερμοκρασία ξεπερνά τους 2500 Κελσίου και συνεπώς η πιθανότητα ζωής είναι μικρή.
Λόγω της λαμπρότητας του 55Cancri-Α (ορατό με γυμνό μάτι) οι αστρονόμοι ελπίζουν να μπορέσουν να μελετήσουν λεπτομερώς τον νέο πλανήτη ώστε να κατανοήσουν τον τρόπο που δημιουργούνται βραχώδεις πλανήτες, όπως η Γη.
Λόγω της λαμπρότητας του 55Cancri-Α (ορατό με γυμνό μάτι) οι αστρονόμοι ελπίζουν να μπορέσουν να μελετήσουν λεπτομερώς τον νέο πλανήτη ώστε να κατανοήσουν τον τρόπο που δημιουργούνται βραχώδεις πλανήτες, όπως η Γη.
Κυριακή 3 Απριλίου 2011
Η σκοτεινή ύλη ως πηγή ζωής
Η ζωή, όπως την γνωρίζουμε στο πλανήτη μας, είναι δυνατό να εξελιχθεί κάτω από ένα περιορισμένο φάσμα περιβαλλοντικών συνθηκών. Η ύπαρξη νερού σε υγρή μορφή αποτελεί ίσως την βασικότερη προϋπόθεση για οργανισμούς βασισμένους στον άνθρακα. Η ανάγκη αυτή, με τη σειρά της, προϋποθέτει ένα πεπερασμένο φάσμα θερμοκρασιών. Στη Γη και στους περισσότερους πλανήτες η επιφανειακή θερμοκρασία συντηρείται κυρίως από την ακτινοβολία του ήλιου γύρω από τον οποίο περιστρέφονται. Αν η Γη βρίσκονταν λίγο πιο μακριά ή λίγο πιο κοντά στον Ήλιο η επιφάνεια της θα ήταν είτε πολύ ψυχρή είτε πολύ θερμή για την ύπαρξη υγρού νερού.Πρόσφατα ερευνητές του Πανεπιστημίου του Σικάγο και του Ινστιτούτου FermiLab έκαναν υπολογισμούς που αναδεικνύουν μια νέα απρόσμενη πηγή θέρμανσης της επιφάνειας των πλανητών: την εξαΰλωση σωματιδίων σκοτεινής ύλης.
Η σκοτεινή ύλη πιστεύεται ότι κυριαρχεί το Σύμπαν, αποτελώντας πάνω από το 80% της μάζας του. Η ακριβής φύση της όμως, παραμένει άγνωστη. Μια από τις επικρατέστερες θεωρίες υποστηρίζει ότι αποτελείται από υποατομικά σωματίδια τα οποία όμως αλληλεπιδρούν ασθενώς με τη συνήθη ύλη. Έτσι παρά το ότι είναι πιθανό τα σωματίδια αυτά να βρίσκονται παντού γύρω μας, δεν είμαστε σε θέση να αντιληφθούμε την ύπαρξη τους, εξού και ο όρος σκοτεινή.
Η σκοτεινή ύλη πιστεύεται ότι κυριαρχεί το Σύμπαν, αποτελώντας πάνω από το 80% της μάζας του. Η ακριβής φύση της όμως, παραμένει άγνωστη. Μια από τις επικρατέστερες θεωρίες υποστηρίζει ότι αποτελείται από υποατομικά σωματίδια τα οποία όμως αλληλεπιδρούν ασθενώς με τη συνήθη ύλη. Έτσι παρά το ότι είναι πιθανό τα σωματίδια αυτά να βρίσκονται παντού γύρω μας, δεν είμαστε σε θέση να αντιληφθούμε την ύπαρξη τους, εξού και ο όρος σκοτεινή.
Σύμφωνα με την πρόσφατη δημοσίευση, καθώς τα σωματίδια της σκοτεινής ύλης διατρέχουν το Σύμπαν είναι δυνατό να σκεδαστούν από τα άτομα κάποιου πλανήτη, να χάσουν ενέργεια και να δεσμευτούν από το βαρυτικό του πεδίο. Κατά τη διαδικασία αυτή ένας σημαντικός πληθυσμός από σωματίδια σκοτεινής ύλης συγκεντρώνονται στο πυρήνα του πλανήτη. Η υψηλή συγκέντρωση σωματιδίων σκοτεινής ύλης αυξάνει την πιθανότητα κάποια από αυτά να συγκρουστούν και να εξαΰλωθούν παράγοντας ενέργεια η οποία μεταβιβάζεται στο πλανήτη και τον θερμαίνει.
Η διαδικασία αυτή υπολογίζεται ότι συνεισφέρει εξαιρετικά μικρό ποσοστό ενέργειας στη Γη, μόλις το ένα τρισεκατομμυριοστό της ενέργειας που φτάνει από τον Ήλιο. Αυτό οφείλεται στη μικρή μάζα του πλανήτη μας, καθώς και στη θέση του στο Γαλαξία, όπου η πυκνότητα των σωματιδίων σκοτεινής ύλης υπολογίζεται ότι είναι σχετικά μικρή.
Όμως για μεγαλύτερους πλανήτες, με μάζα τουλάχιστον μερικές φορές μεγαλύτερη από αυτή της Γης, οι οποίοι βρίσκονται σε περιοχές με μεγάλη πυκνότητα σωματιδίων σκοτεινής ενέργειας (π.χ. κοντά στο κέντρο του Γαλαξία) τα πράγματα είναι πολύ διαφορετικά. Κάτω από αυτές τις συνθήκες η διάσπαση της σκοτεινής ύλης στο κέντρο των πλανητών είναι δυνατό να παράγει αρκετή ενέργεια ώστε νερό να υπάρχει στην επιφάνεια τους σε υγρή μορφή. Σε τέτοιους πλανήτες είναι δυνατό να αναπτυχθεί ζωή έστω και να δεν υπάρχει κοντινό αστέρι να τους θερμαίνει.
Επιπλέον η σκοτεινή ύλη θα μπορούσε να κρατήσει τις επιφάνειες των πλανητών θερμές για τρισεκατομμύρια χρόνια, πολύ περισσότερο από το χρόνο ζωής οποιαδήποτε αστεριού, αναδεικνύοντας τέτοιους πλανήτες ως το απόλυτο προπύργιο της ζωής στο Σύμπαν.
Η διαδικασία αυτή υπολογίζεται ότι συνεισφέρει εξαιρετικά μικρό ποσοστό ενέργειας στη Γη, μόλις το ένα τρισεκατομμυριοστό της ενέργειας που φτάνει από τον Ήλιο. Αυτό οφείλεται στη μικρή μάζα του πλανήτη μας, καθώς και στη θέση του στο Γαλαξία, όπου η πυκνότητα των σωματιδίων σκοτεινής ύλης υπολογίζεται ότι είναι σχετικά μικρή.
Όμως για μεγαλύτερους πλανήτες, με μάζα τουλάχιστον μερικές φορές μεγαλύτερη από αυτή της Γης, οι οποίοι βρίσκονται σε περιοχές με μεγάλη πυκνότητα σωματιδίων σκοτεινής ενέργειας (π.χ. κοντά στο κέντρο του Γαλαξία) τα πράγματα είναι πολύ διαφορετικά. Κάτω από αυτές τις συνθήκες η διάσπαση της σκοτεινής ύλης στο κέντρο των πλανητών είναι δυνατό να παράγει αρκετή ενέργεια ώστε νερό να υπάρχει στην επιφάνεια τους σε υγρή μορφή. Σε τέτοιους πλανήτες είναι δυνατό να αναπτυχθεί ζωή έστω και να δεν υπάρχει κοντινό αστέρι να τους θερμαίνει.
Επιπλέον η σκοτεινή ύλη θα μπορούσε να κρατήσει τις επιφάνειες των πλανητών θερμές για τρισεκατομμύρια χρόνια, πολύ περισσότερο από το χρόνο ζωής οποιαδήποτε αστεριού, αναδεικνύοντας τέτοιους πλανήτες ως το απόλυτο προπύργιο της ζωής στο Σύμπαν.
Πέμπτη 17 Μαρτίου 2011
Η προηγούμενη ζωή του Γαλαξιακού κέντρου
 |
Απεικόνιση των φυσαλίδων ακτινοβολίας-γ που ανακάλυψε ο Fermi (μοβ περιοχές) σε σχέση με το Γαλαξιακό επίπεδο. |
Σύμφωνα με πρόσφατη ανακοίνωση αστρονόμων από το πανεπιστήμιο της Καλιφόρνιας στην Santa Cruz, πριν από περίπου 1-2 εκατομμύρια χρόνια, όταν οι πρόγονοι του Homo Sapiens έκαναν την εμφάνιση τους στη Γη, το κέντρο του Γαλαξίας μας κόχλαζε. Στην εργασία τους οι επιστήμονες προσπαθούν να εξηγήσουν νέες παρατηρήσεις από το διαστημικό τηλεσκόπιο Fermi, που δείχνουν την ύπαρξη δύο αχνών πηγών ακτινοβολίας-γ που εκτείνονται αντιδιαμετρικά από το κέντρο του Γαλαξία σε απόσταση 25 χιλιάδων ετών φωτός πάνω και κάτω από το γαλαξιακό επίπεδο. Για σύγκριση ο Γαλαξίας μας έχει ακτίνα μόλις 50 χιλιάδες έτη φωτός. Οι τεράστιες σε μέγεθος πηγές ακτινοβολίας-γ που ανακάλυψε ο Fermi, δεν έχουν προηγούμενο. Η ομάδα των αστρονόμων έδειξε ότι οι παρατηρήσεις είναι δυνατό να αποτελούν την ηχώ της τελευταίας περιόδου έντονης δραστηριότητας της μελανής οπής του Γαλαξία μας.
Οι προσομοιώσεις που παρουσίασαν οι ερευνητές δείχνουν ότι το μέγεθος και το σχήμα των πηγών που ανακάλυψε ο Fermi είναι πλήρως συμβατές με αυτό το σενάριο. Στην προσομοίωση τους η περίοδος ενεργοποίησης της μελανής οπής ξεκίνησε 1-2 εκατομμύρια χρόνια πριν και διήρκεσε 100-500 χιλιάδες χρόνια. Αν οι πρόγονοι μας είχαν τα μέσα να παρατηρήσουν το κέντρο του Γαλαξία θα έβλεπαν μια πολύ διαφορετική εικόνα από τη σημερινή.
Τετάρτη 23 Φεβρουαρίου 2011
Σκoτεινή ύλη εναντίον τροποποιημένης βαρύτητας
 |
Ο σπειροειδής γαλαξίας NGC 6946 και η καμπύλη περιστροφής του, που περιγράφει πώς μεταβάλλεται η ταχύτητα περιστροφής των αστέρων γύρω από το κέντρο του (κατακόρυφος άξονας) ως συνάρτηση της απόστασης τους από αυτό (οριζόντιος άξονας). Η πράσινη καμπύλη αντιστοιχεί στην πρόβλεψη της Νευτώνειας βαρύτητας λαμβάνοντας υπόψη μόνο τη φωτεινή μάζα του γαλαξία. Η Νευτώνειας βαρύτητα υπολείπεται των παρατηρήσεων και απαιτεί την ύπαρξη σκοτεινής ύλης επιπλέον της φωτεινής. Η κίτρινη γραμμή είναι η πρόβλεψη της τροποποιημένης βαρύτητας, η οποία ερμηνεύει σωστά τις παρατηρήσεις χωρίς την ανάγκη επιπλέον σκοτεινής ύλης. (πηγή περιοδικό SCIENCE vol 317, 3 August 2007) |
Η υπόθεση της σκοτεινής ύλης έχει εδραιωθεί σε τέτοιο βαθμό στην επιστημονική και ευρύτερη κοινότητα ώστε δεν αναρωτιόμαστε πλέον αν πράγματι υπάρχει, αλλά ποια είναι η φύση της. Πειράματα βρίσκονται σε εξέλιξη στα βάθη της Γης για να εντοπίσουν το αινιγματικό σωματίδιο της σκοτεινής ύλης, ενώ αστρονόμοι προσπαθούν να παρατηρήσουν την ακτινοβολία γάμμα που εκπέμπεται κατά την διάσπαση των υποθετικών αυτών σωματιδίων.
Όμως υπάρχει και αντίλογος. Η υπόθεση της σκοτεινές ύλης στηρίζεται στην παραδοχή ότι η βαρύτητα, όπως περιγράφεται από τη Νευτώνεια δυναμική ή τη γενική θεωρία της σχετικότητας, ισχύει αναλλοίωτη σε μεγάλες (γαλαξιακές) κλίμακες. Είναι όμως γεγονός ότι ο νόμος της βαρύτητα έχει επαληθευθεί πειραματικά μόνο στο Ηλιακό μας σύστημα, το οποίο είναι πολλές τάξεις μεγέθους μικρότερο από τις διαστάσεις του Γαλαξία. Είναι πιθανόν λοιπόν σε πολύ μεγάλες κλίμακες να υπάρχουν αποκλίσεις από το νόμο της βαρύτητας που έχει καθιερωθεί και επαληθευθεί στις Γήινες διαστάσεις. Τέτοιες αποκλίσεις θα γίνονταν αντιληπτές μόνο σε παρατηρήσεις των κινήσεων αστέρων γύρω από γαλαξίες, της δυναμικής των γαλαξιών σε σμήνη ή της διαστολής ολόκληρου του Σύμπαντος.
Η υπόθεση της τροποποιημένης βαρύτητας (Modified Newtonian dynamics, MOND) διατυπώθηκε στην δεκαετία του 80 και προτείνει ότι ο νόμος του Νεύτωνα ισχύει μόνο για μεγάλες επιταχύνσεις και πρέπει να τροποποιηθεί για πολύ μικρές τιμές της επιτάχυνσης, παρόμοιες με αυτές που νιώθουν τα αστέρια όταν κινούνται στο δυναμικό ενός γαλαξία ή οι γαλαξίες ενός σμήνους. Η ανάπτυξη της υπόθεσης αυτής έχει ομοιότητες με την γέννεση της κβαντομηχανικής στις αρχές του 20ου αιώνα, όπου πειράματα σε κλίμακες πολύ μικρότερες από αυτές που μας είναι άμεσα αντιληπτές υποχρέωσαν τους επιστήμονες να δημιουργήσουν μια νέα πιθανοκρατική θεωρία για τον μικρόκοσμο.
Αν και η θεωρία της τροποποιημένης βαρύτητας για πολλά χρόνια θεωρούνταν αιρετική και αποκομμένη από την πραγματικότητα, τα τελευταία χρόνια κερδίζει συνεχώς έδαφος και πλέον ανταγωνίζεται στα ίσα την υπόθεση της σκοτεινής ύλης και ενέργειας.
Πρόσφατη ανακοίνωση συνοψίζει τη θέση των δυο υποθέσεων, σκοτεινή ύλη και τροποποιημένη βαρύτητα, έναντι των παρατηρησιακών δεδομένων. Η τροποποιημένη βαρύτητα είναι σε θέση να εξηγήσει την περιστροφή των σπειροειδών γαλαξιών χωρίς την προσθήκη σκοτεινής ενέργειας. Επιπλέον μεγάλη της επιτυχία αποτελεί η ορθή πρόβλεψη του λόγου φωτεινότητας προς μάζα των νάνων γαλαξιών που γεννώνται στον απόηχο γαλαξιακών συγκρούσεων μεγάλης ταχύτητας από αέριο που εκτινάσσεται σε μεγάλες αποστάσεις από το αρχικό σύστημα. Αυτοί οι νάνοι γαλαξίες αποτελούν πονοκέφαλο για την υπόθεση της σκοτεινής ύλης, η οποία αδυνατεί να εξηγήσει την παρατηρούμενη μάζα και φωτεινότητα.
Όμως η τροποποιημένη βαρύτητα αντιμετωπίζει επίσης προβλήματα. Ένα από αυτά είναι ότι αποτυγχάνει να εξηγήσει την συνολική μάζα των σμηνών γαλαξιών. Εκεί απαιτείται μάζα 2 φορές περισσότερη από αυτή που βλέπουμε (η θεωρία της σκοτεινής ύλης απαιτεί μάζα 10 φορές μεγαλύτερη της φωτεινής) για να εξηγηθούν οι μετρούμενες ταχύτητες των γαλαξιών που ανήκουν στο σμήνος. Αυτό είναι ανησυχητικό. Η θεωρία που επιδιώκει να εξαλείψει την ανάγκη της σκοτεινής ύλης, στην περίπτωση των σμηνών γαλαξιών πρέπει να επικαλεστεί την ύπαρξη της. Για κάποιους επιστήμονες όμως η ασυμφωνία κατά ένα παράγοντα 2 δεν είναι καταστροφική καθώς υπάρχουν εναλλακτικές λύσεις που θα μπορούσαν να εξηγήσουν τη διαφορά. Είναι πολύ πιθανό παραδείγματος χάρη, μεγάλες ποσότητες συνήθους φωτεινής ύλης να βρίσκονται σε κατάσταση πυκνότητας και θερμοκρασίας που κάνει τον εντοπισμό της εξαιρετικά δύσκολο από τα υπάρχοντα τηλεσκόπια. Επιπλέον αν υποατομικά σωματίδια όπως τα νετρίνα αποδειχθεί ότι έχουν αρκετά μεγάλη μάζα (ξέρουμε ότι δεν είναι μηδέν αλλά δεν έχουμε ακόμη μετρήσει την ακριβή τιμή της) τότε η τροποποιημένη βαρύτητα δεν θα αντιμετώπιζε πρόβληματα στα σμήνη γαλαξιών.
Κύρια πρόκληση όμως για τη θεωρία της τροποποιημένης βαρύτητας είναι η ερμηνεία κοσμολογικών παρατηρήσεων, όπως οι διαταραχές της μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου και η δημιουργία των δομών μεγάλης κλίμακας στο Σύμπαν (π.χ. σμήνη και υπερσμήνη γαλαξιών), τα οποία η υπόθεση της σκοτεινής ύλης και ενέργειας εξηγεί με μεγάλη επιτυχία και ακρίβεια. Μέχρι σήμερα κάτι τέτοιο δεν έχει επιτευχθεί από τους υποστηρικτές της τροποποιημένης βαρύτητας. Κάποιες παραλλαγές της θεωρίας έχουν φτάσει κοντά στο να ερμηνεύσουν κάποια κοσμολογικά δεδομένα, άλλα όχι στο βαθμό ακρίβειας που επιτυγχάνει η θεωρία της σκοτεινής ενέργειας. Η αντιπαράθεση ανάμεσα στα δύο στρατόπεδα συνεχίζεται.
Όμως η τροποποιημένη βαρύτητα αντιμετωπίζει επίσης προβλήματα. Ένα από αυτά είναι ότι αποτυγχάνει να εξηγήσει την συνολική μάζα των σμηνών γαλαξιών. Εκεί απαιτείται μάζα 2 φορές περισσότερη από αυτή που βλέπουμε (η θεωρία της σκοτεινής ύλης απαιτεί μάζα 10 φορές μεγαλύτερη της φωτεινής) για να εξηγηθούν οι μετρούμενες ταχύτητες των γαλαξιών που ανήκουν στο σμήνος. Αυτό είναι ανησυχητικό. Η θεωρία που επιδιώκει να εξαλείψει την ανάγκη της σκοτεινής ύλης, στην περίπτωση των σμηνών γαλαξιών πρέπει να επικαλεστεί την ύπαρξη της. Για κάποιους επιστήμονες όμως η ασυμφωνία κατά ένα παράγοντα 2 δεν είναι καταστροφική καθώς υπάρχουν εναλλακτικές λύσεις που θα μπορούσαν να εξηγήσουν τη διαφορά. Είναι πολύ πιθανό παραδείγματος χάρη, μεγάλες ποσότητες συνήθους φωτεινής ύλης να βρίσκονται σε κατάσταση πυκνότητας και θερμοκρασίας που κάνει τον εντοπισμό της εξαιρετικά δύσκολο από τα υπάρχοντα τηλεσκόπια. Επιπλέον αν υποατομικά σωματίδια όπως τα νετρίνα αποδειχθεί ότι έχουν αρκετά μεγάλη μάζα (ξέρουμε ότι δεν είναι μηδέν αλλά δεν έχουμε ακόμη μετρήσει την ακριβή τιμή της) τότε η τροποποιημένη βαρύτητα δεν θα αντιμετώπιζε πρόβληματα στα σμήνη γαλαξιών.
Κύρια πρόκληση όμως για τη θεωρία της τροποποιημένης βαρύτητας είναι η ερμηνεία κοσμολογικών παρατηρήσεων, όπως οι διαταραχές της μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου και η δημιουργία των δομών μεγάλης κλίμακας στο Σύμπαν (π.χ. σμήνη και υπερσμήνη γαλαξιών), τα οποία η υπόθεση της σκοτεινής ύλης και ενέργειας εξηγεί με μεγάλη επιτυχία και ακρίβεια. Μέχρι σήμερα κάτι τέτοιο δεν έχει επιτευχθεί από τους υποστηρικτές της τροποποιημένης βαρύτητας. Κάποιες παραλλαγές της θεωρίας έχουν φτάσει κοντά στο να ερμηνεύσουν κάποια κοσμολογικά δεδομένα, άλλα όχι στο βαθμό ακρίβειας που επιτυγχάνει η θεωρία της σκοτεινής ενέργειας. Η αντιπαράθεση ανάμεσα στα δύο στρατόπεδα συνεχίζεται.
Εγγραφή σε:
Αναρτήσεις (Atom)