Custom Search

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. 

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.
Το διεθνές βραβείο του ιδρύματος Gruber τιμά κάθε χρόνο άτομα από το χώρο της κοσμολογίας, της γενετικής, των νευρωεπιστημών, της κοινωνικής δικαιοσύνης και της ισότητας των δύο φύλων, των οποίων η πρωτοποριακή εργασία επιφέρει θεμελιώδεις αλλαγές στον πολιτισμό και στον τρόπο που κατανοούμε τον κόσμο. 


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). 

Οι παρατηρήσεις του Davis θα μπορούσαν να χρησιμοποιηθούν για να ελέγξουν ποια από τις δύο υποθέσεις ήταν σωστή. Όμως στις αρχές της δεκαετίας του 80 δεν υπήρχε θεωρητική πρόβλεψη για το πως θα έμοιαζε το Σύμπαν στην περίπτωση θερμής ή ψυχρής σκοτεινής ύλης για να συγκριθεί με την παρατήρηση. Η υπολογιστική δύναμη ήταν περιορισμένη ενώ το πρόβλημα του πως εξελίσσεται η ύλη από το πρώιμο Σύμπαν μέχρι σήμερα υπό την επίδραση της βαρύτητας ήταν και εξακολουθεί να είναι εξαιρετικά πολύπλοκο.


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).