Βραβεία Νόμπελ Αστροφυσικής

Εισαγωγή

Με αυτή τη σελίδα ξεκινάμε ένα μικρό αφιέρωμα στα Νόμπελ Αστροφυσικής. Να σημειώσουμε όμως πρώτα δύο σημαντικά στοιχεία:

• Τα βραβεία Νόμπελ τονίζουν τη συμβολή συγκεκριμένων επιστημόνων ατομικά. Ωστόσο, αξίζει πάντα να θυμόμαστε ότι στη μεγάλη πλειοψηφία των περιπτώσεων, οι επιστημονικές ανακαλύψεις περιλαμβάνουν πλήθος ερευνητών. Την ίδια στιγμή, μια σειρά από επιστήμονες έχουν συμβάλλει δραματικά στην ανάπτυξη της φυσικής, ή και της αστροφυσικής πιο συγκεκριμένα, χωρίς να έχουν λάβει κάποιο βραβείο Νόμπελ. Στόχος αυτού του αφιερώματος δεν είναι η εξέταση συγκεκριμένων ανθρώπων, αλλά η εστίαση στις πολύ ενδιαφέρουσες επιστημονικές ανακαλύψεις ανά τα χρόνια.
  
• Για να κάνουμε το αφιέρωμα κάπως πιο “βατό”, θα ασχοληθούμε μόνο με τα βραβεία που σχετίζονται απευθείας με την Αστροφυσική ή τη φυσική τους διαστήματος, κι όχι με ανακαλύψεις με εφαρμογή στην Αστροφυσική (για παράδειγμα, την ανακάλυψη των νετρονίων ή των ιδιοτήτων του μέλανος σώματος). Ωστόσο, θα αναφερθούμε σε ανακαλύψεις που ενώ την περίοδο εκείνη δεν “άνηκαν” στον τομέα της Αστροφυσικής, αλλά σχετίζονται με αυτή σήμερα. Αφήνουμε τα υπόλοιπα βραβεία, σε ένα πιθανό αφιέρωμα στο μέλλον.

Σύνοψη των βραβείων

Τα βραβεία Νόμπελ Φυσικής δόθηκαν για πρώτη φορά το 1901. Ωστόσο, η πρώτη βράβευση για έρευνα σχετικά με έναν κλάδο αστροφυσικής έπρεπε να περιμένει μέχρι το 1936 και τις κοσμικές ακτίνες και δέκα χρόνια αργότερα για τη μελέτη της Γήινης ατμόσφαιρας. Παρότι σήμερα οι κλάδοι αυτοί αποτελούν κομμάτι της Αστροφυσικής Υψηλών Ενεργειών και της Φυσικής του Διαστήματος, την περίοδο εκείνη έλειπε μια τέτοια ξεκάθαρη σύνδεση, με αποτέλεσμα το πρώτο βραβείο καθαρά για αστροφυσική έρευνα να έρθει πολύ αργότερα – μετά το 1970, για τη ραδιοαστρονομία και την ανακάλυψη των πάλσαρ.

Παρακάτω μπορείτε να διαβάσετε για κάθε βραβείο αναλυτικά, αλλά για τους “βιαστικούς”, έχουμε μια περίληψη των βραβείων ανά 20ετία:

Βραβεία από το 1936 μέχρι το 1958

Σε αυτά τα 20 περίπου χρόνια, έχουμε τέσσερα Νόμπελ σχετικά με την αστροφυσική: το 1936, το 1947, το 1948 και το 1958. Τα δύο από αυτά σχετίζονται με τις κοσμικές ακτίνες (1936, 1948), ενώ τα υπόλοιπα αφορούν την ακτινοβολία Τσερένκοφ (1958) και τη φυσική της γήινης ατμόσφαιρας (1947). 

Βραβεία από το 1974 μέχρι το 1993

Στα επόμενα 20 χρόνια, έχουμε πάλι τέσσερα βραβεία Νόμπελ σχετικά με την αστροφυσική: το 1974, το 1978, το 1983 και τελικά το 1993. Ωστόσο, η ποικιλία είναι μεγάλη. Αφορούν θέματα από τη ραδιοαστρονομία και τα πάλσαρ (1974), τη δομή και την εξέλιξη των αστέρων (1983) μέχρι τη δημιουργία των χημικών στοιχείων στο Σύμπαν (1983) και την κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου (1978).  Μέσα σε αυτά έχουμε και το πρώτο βραβείο που σχετίζεται με την έμμεση παρατήρηση βαρυτικών κυμάτων (1993).

Βραβεία από το 2002 μέχρι το 2011

Από το 1993, έπρεπε να περιμένουμε περίπου μια δεκαετία για κάποιο καινούριο Νόμπελ στην Αστροφυσική. Ωστόσο, από το 2002 μέχρι το 2011, σε περίπου 10 χρόνια, είχαμε τρία! Σε μεγάλο βαθμό, όλα τα βραβεία της περιόδου αυτής έγιναν πραγματικότητα, χάρη στις σημαντικές εξελίξεις στο κομμάτι της τεχνολογίας, που επέτρεψε νέες αστρονομικές παρατηρήσεις! Πρόκειται για τα Νόμπελ για τα κοσμικά νετρίνα και την ανίχνευση ακτίνων-Χ από αστροφυσικές πηγές το 2002, για τη μελέτη του φάσματος της Μικροκυματικής Ακτινοβολίας Υποβάθρου το 2006, και για την επιταχυνόμενη διαστολή του Σύμπαντος το 2011!

Βραβεία από το 2017 μέχρι το 2020

Μετά από περίπου μία δεκαετία, τα Νόμπελ Φυσικής επέστρεψαν στην Αστροφυσική! Μέσα σε λίγα χρόνια, από το 2017 μέχρι το 2020, τρία νέα Νόμπελ είχαν “αστροφυσικό χρώμα”. Και τα τρία τους αφορούσαν τεράστια βήματα για την ανθρωπότητα στην προσπάθεια της να καταλάβει καλύτερα τον κόσμο μας, αλλά και κάποια από τα πιο εξωτικά αστροφυσικά αντικείμενα: το 2017 για την ανίχνευση βαρυτικών κυμάτων από συγχώνευση μελανών οπών, το 2019 για την πρώτη ανακάλυψη εξωπλανητών γύρω από άστρο παρόμοιο με τον ήλιο μας, αλλά και για σημαντικές συνεισφορές στην κατανόηση του Σύμπαντος και το 2020 για τη θεωρητική και παρατηρησιακή μελέτη μελανών οπών.

Αλλά η ιστορία ξεκινάει αρκετά χρόνια νωρίτερα, όταν οι επιστήμονες στις αρχές του 20^ου αιώνα, παρατηρούν ότι τα ηλεκτροσκόπια (βλέπε Εικόνα 1) διεγείρονται, ακόμα και όταν βρίσκονται μακριά από πηγές φυσικής ραδιενέργειας.

Τα αποτελέσματα αυτά βασανίζουν τους επιστήμονες για αρκετά χρόνια, μέχρι που το 1912-1913 έρχεται μια μεγάλη ανακάλυψη από τους Hess και Kolhorster. Κάνοντας πτήσεις με αερόστατα μελετούν το ποσοστό ιονισμού της ατμόσφαιρας σε συνάρτηση με το ύψος, και ανακαλύπτουν κάτι απροσδόκητο: ο ιονισμός της ατμόσφαιρας αυξάνει με το ύψος (Εικόνα 2)!  Γεγονός που σηματοδοτεί ότι η πηγή της ιονίζουσας ακτινοβολίας βρίσκεται έξω από την ατμόσφαιρας της Γης. Να σημειώσουμε ότι η συμβολή του Hess σε αυτό το σημείο, δεν είναι μόνο η ανακάλυψη της κοσμικής ακτινοβολίας, αλλά και η βελτίωση των μετρητικών συσκευών που χρειάζονται για να γίνουν οι απαραίτητες μετρήσεις με ακρίβεια.

Τα επόμενα χρόνια, κοσμικές ακτίνες παρατηρούνταν όλο και συχνότερα. Η ανάπτυξη των ανιχνευτών – ανιχνευτές Geiger-Muller και θάλαμοι νέφωσης – επιτρέπουν τη μελέτη των κοσμικών ακτίνων, δείχνοντας ότι έχουμε “καταρράκτες (καταιονισμός) κοσμικών ακτίνων” (Εικόνα 3). Τα περισσότερα από τα σωματίδια κοσμικής ακτινοβολίας που παρατηρούμε στο έδαφος, είναι στην πραγματικότητα προϊόντα πολλαπλών διασπάσεων που συμβαίνουν στα ανώτερα στρώματα της ατμόσφαιρας.

Ο Patrick Blackett θα βραβευτεί με το βραβείο Νόμπελ, για την ανάπτυξη, μαζί με τον Giuseppe Occhialini, ενός αναπτυγμένου θαλάμου νέφωσης, ο οποίος ενεργοποιείται μόνο όταν περάσει κάποιο συγκεκριμένο είδος κοσμικής ακτινοβολίας από μέσα της. Οι Blackett και Occhialini θα πάρουν μια σειρά από φωτογραφίες από ποζιτρόνια και ηλεκτρόνια που δημιουργούνται από αλληλεπιδράσεις των κοσμικών ακτίνων με το θάλαμο νέφωσης (Εικόνα 4). 

Μπορείτε να διαβάστε περισσότερα εδώ:

• Τι είναι η πολυμηνυματική αστρονομία;
• Ποια η σχέση της κοσμικής ακτινοβολίας χαμηλών ενεργειών με την ηλιακή δραστηριότητα;

---

Η ιονόσφαιρα αποτελεί το ανώτερο στρώμα της Γήινης ατμόσφαιρας, και εκτείνεται από περίπου 50 έως 970 km πάνω από την επιφάνεια της θάλασσας. Παίρνει το όνομα της από την ύπαρξη ιονισμένων στοιχείων, ωστόσο το επίπεδο ιονισμού της δεν είναι παντού ομοιόμορφο, αλλά παρουσιάζει διαστρωματώσεις. Για παράδειγμα (βλέπε Εικόνα 5), οι ζώνες D και E που βρίσκονται στο χαμηλότερο μέρος της εμφανίζουν πολύ χαμηλά επίπεδα ιονισμού, και κατά τη διάρκεια της νύχτας εξαφανίζονται σχεδόν εξ ολοκλήρου (μια λεπτή ζώνη παραμένει, περίπου στα 100 km από το έδαφος – δε φαίνεται στην εικόνα). Σε μεγαλύτερα ύψη, πάνω από 200 km, παρατηρούνται δύο ζώνες κατά τη διάρκεια της ημέρας, οι F1 και F2. Η δεύτερη είναι και η πιο ισχυρή και επιβιώνει καθόλη της διάρκεια του 24ωρου. Είναι η ζώνη που είναι βασικά υπεύθυνη για την αντανάκλαση των ραδιοκυμάτων, και είναι γνωστή και ως ζώνη Appleton.

Τι έκανε λοιπόν ο Appleton; Με λίγα λόγια, απέδειξε την ύπαρξη της! Παρότι οι φυσικοί υποψιάζονταν ότι υπήρχε μια ηλεκτρικά αγώγιμη ζώνη στην ατμόσφαιρα – ο ίδιος ο Gauss από τον 19^ο αιώνα είχε υποθέσει την ύπαρξη ενός τέτοιου στρώματος λόγω των μεταβολών του μαγνητικού πεδίου της Γης που είχαν παρατηρηθεί – δεν είχαν μελετήσει τις ιδιότητες και τη δομή της.

Ο Appleton επινόησε μια σειρά πειραμάτων, στα τέλη της δεκαετίας του 1920, όπου μελετούσε την αλλαγή συχνότητας των ραδιοκυμάτων που ανακλώνται στην ιονόσφαιρα, αλλά και τη γωνία πρόσπτωσης, ώστε να αποκλείσει ότι τα σήματα προέρχονται από κάποια άλλη, τυχαία πηγή. Με τον τρόπο αυτό μπόρεσε να επιβεβαιώσει αναμφισβήτητα την ύπαρξη της ιονόσφαιρας, αλλά και τη δομή της, καθώς τα σήματα που λάμβανε περιείχαν πληροφορίες για την πυκνότητα του ιονισμένου υλικού.

Εφαρμογές της έρευνας του Appleton, πέρα από τις πολεμικές επιχειρήσεις του 2ου Παγκοσμίου Πολέμου, εντοπίζονται σήμερα στην πρόβλεψη των συνεπειών της Ηλιακής δραστηριότητας στη Γη, αλλά και στην επικοινωνία με δορυφόρους σε τροχιά γύρω από τον πλανήτη μας.

---

Πρόκειται για την ακτινοβολία που εκπέμπεται όταν ένα σωματίδιο ταξιδεύει μέσα σε ένα μέσο, για παράδειγμα μια δεξαμενή νερού, με ταχύτητα μεγαλύτερη του φωτός στο μέσο αυτό. Η ακτινοβολία Cherenkov είναι συνεχής, δηλαδή εκπέμπει σε ένα φάσμα συχνοτήτων και όχι μεμονωμένα μήκη κύματος, με τη μεγαλύτερη ένταση να βρίσκεται στο υπεριώδες και στο “μακρινό” οπτικό, γι’ αυτό και στο ανθρώπινο μάτι εμφανίζει ένα χαρακτηριστικό μπλε χρώμα (Εικόνα 6).

Η βασική εφαρμογή της ακτινοβολίας αυτής είναι η δημιουργία ανιχνευτών για τέτοια ταχέα σωματίδια. Οι τελευταίοι έχουν εφαρμογές στην ιατρική, σε πυρηνικούς αντιδραστήρες και σε πειράματα στοιχειωδών σωματιδίων.

Αλλά όπως είπαμε και στην αρχή, οι ανιχνευτές αυτοί είναι πολύ χρήσιμοι και στην Αστροφυσική Υψηλών Ενεργειών, καθώς διαδραματίζουν σημαντικό ρόλο στη μελέτη των κοσμικών ακτίνων. Πιο συγκεκριμένα, όπως αναφέραμε στα σχετικά βραβεία Νόμπελ (1936, 1948, δείτε παραπάνω), όταν κοσμικές ακτίνες μπαίνουν στη γήινη ατμόσφαιρα και αλληλεπιδρούν μαζί της, μπορούν να δημιουργήσουν σωματίδια με τρομακτικά μεγάλες ταχύτητες. Αυτά με τη σειρά τους, μπορούν και εκπέμπουν ακτινοβολία Cherenkov, όταν αλληλεπιδρούν με ανιχνευτές – βασικά “μεγάλα δοχεία νερού” – στο επίπεδο της θάλασσας. Με αυτό τον τρόπο, οι επιστήμονες μελετούν την ενέργεια αλλά και την κατεύθυνση των κοσμικών ακτίνων.

Μπορείτε να διαβάστε περισσότερα εδώ:

• Τι είναι η ακτινοβολία Cherenkov;
• Πώς ανιχνεύουμε ακτίνες γ με επίγεια τηλεσκόπια;

---

Από τις κρισιμότερες παρατηρήσεις αποτελούν η ανακάλυψη ακτινοβολίας ραδιοκυμάτων από μαζικούς γαλαξίες που βρίσκονταν σε πολύ μεγάλες αποστάσεις, αλλά και η συνειδητοποίηση ότι η ακτινοβολία αυτή δεν προέρχεται γενικά από τους ίδιους τους γαλαξίες, αλλά από εκτεταμένους ραδιολοβούς (Εικόνα 7). Οι ανακαλύψεις αυτές αποκάλυψαν την ύπαρξη δύο νέων “συστατικών” του Σύμπαντος: σχετικιστικό πλάσμα και μαγνητικά πεδία! 

Η ανάπτυξη της ραδιοαστρονομίας οδήγησε σε περαιτέρω παρατηρήσεις, άγνωστων μέχρι τότε, ουράνιων σωμάτων. Κυρίως σε νέους τύπους πολύ λαμπερών γαλαξιών, όπως οι κβάζαρς.

Η πραγματοποίηση των παραπάνω παρατηρήσεων απαιτούσε αρκετά ανεπτυγμένη τεχνολογία, ώστε να μπορέσει να αυξηθεί η διακριτική ικανότητα των ραδιοτηλεσκοπίων. Ο Martin Ryle διαδραμάτισε σημαντικό ρόλο σε αυτό το κομμάτι, καθώς μαζί με τον Derek Vonberg, ήταν οι πρώτοι που δημοσίευσαν (το 1946) μια εργασία που χρησιμοποιούσε μια συστοιχία ραδιοτηλεσκοπίων. Πρόκειται για μια μέθοδο, όπου πολλά ραδιοτηλεσκόπια συνδυάζονται και “δρουν σαν ένα”, με στόχο να αυξηθεί η διακριτική ικανότητα τους, αλλά και η ευαισθησία τους (Εικόνα 8). Η μέθοδος αυτή είναι γνωστή και σαν “συμβολομετρία” και είναι τρομερά χρήσιμη μέχρι τις μέρες μας. Για παράδειγμα, η τεχνολογία αυτή έχει χρησιμοποιηθεί τα τελευταία χρόνια, για τα εκπληκτικά “πορτραίτα” των μελανών οπών, στον γαλαξία M87 και τον δικό μας Γαλαξία, τον Milky Way.

Οι εκπλήξεις όμως δε σταματούν εδώ! Το 1967 οι Antony Hewish και Jocelyn Bell θα παρατηρήσουν πολύ σταθερούς ραδιοπαλμούς, με περίοδο της τάξης του ενός δευτερολέπτου. Η φύση των αντικειμένων αυτών ήταν τελείως άγνωστη – υπήρχαν μέχρι και προτάσεις ότι πρόκειται για σήματα από κάποιας μορφής εξωγήινη ζωή. Τελικά, συστηματικές παρατηρήσεις έδειξαν ότι πρόκειται για περιστρεφόμενους, μαγνητισμένους αστέρες νετρονίων, ή αλλιώς πάλσαρ (Εικόνα 9)! Ήταν η πρώτη απόδειξη ύπαρξης τόσο συμπαγών ουράνιων αντικειμένων, με πυκνότητες τόσο μεγάλες, που μια “κουταλιά” ενός αστέρα νετρονίων ζυγίζει όσο περίπου 900 πυραμίδες της Γκίζας! 

Για τη συμβολή τους σε όλα τα παραπάνω, οι Ryle και Hewish μοιράστηκαν το βραβείο Νόμπελ Φυσικής το 1974. Αυτό ήταν το πρώτο βραβείο για καθαρά αστροφυσική έρευνα!

Μπορείτε να διαβάστε περισσότερα εδώ:

• Είναι όλα τα αστέρια όμοια; Αστέρες Νετρονίων
• Πώς φαίνεται ο ουρανός στα ραδιοκύματα;
• Το γαλαξιακό GPS
• Κάποια γραφικά για την επεξήγηση της “συμβολομετρίας” (στα αγγλικά): εδώ

---

Ας δούμε όμως τη φυσική πίσω από την ακτινοβολία αυτή. Αρχικά, από που προέρχεται; Σύμφωνα με το καθιερωμένο κοσμολογικό μοντέλο της Μεγάλης Έκρηξης, το Σύμπαν μας τις αρχικές στιγμές του, ήταν πολύ πυκνό και θερμό. Αυτό είχε σαν αποτέλεσμα όλη η ύλη να βρίσκεται σε κατάσταση πλάσματος, δηλαδή τα ηλεκτρόνια και πρωτόνια να “κυκλοφορούν” ελεύθερα στο Σύμπαν. Αυτό έκανε το Σύμπαν, πολύ πυκνό και οπτικά, αφού τα φωτόνια δεν μπορούσαν να διαδοθούν για μεγάλες αποστάσεις, καθώς χτύπαγαν συνέχεια πάνω στα συστατικά του πλάσματος. Ωστόσο, γνωρίζουμε ότι το Σύμπαν διαστέλλεται – αυτό οδήγησε στη μείωση της θερμοκρασίας και στον όγκο του συνολικά να αυξηθεί. Η χαμηλότερη θερμοκρασία θα επιτρέψει τα ηλεκτρόνια και πρωτόνια να “συνδεθούν” μεταξύ τους (θυμηθείτε, χαμηλότερη θερμοκρασία = χαμηλότερη ενέργεια) και να φτιάξουν τα πρώτα άτομα υδρογόνου. Την ίδια στιγμή, το γεγονός αυτό θα “απελευθερώσει” το ταξίδι των φωτονίων, αφού πλέον μπορούν να διαδοθούν χωρίς να “χτυπάνε” από εδώ και από εκεί. Τα φωτόνια από την εποχή αυτή, περίπου 370.000 χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, φτάνουν στα μάτια μας, σαν η κοσμική, μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου!

Γιατί μικροκυματική; Τα φωτόνια αυτά δεν τα βλέπουμε στο ορατό, άλλωστε μας πήρε πολλά χρόνια για να αντιληφθούμε την παρουσία τους και ειδικούς ανιχνευτές, αλλά κυρίως στα μικροκυματικά μήκη κύματος (σαν τον φούρνο που ίσως έχουμε στο σπίτι μας). Αλλά όταν τα φωτόνια απελευθερώθηκαν και ξεκίνησαν την πορεία τους, δεν είχαν το ίδιο μήκος κύματος, αλλά ήταν πολύ πιο ενεργά. Παρόλα αυτά, μέχρι να φτάσουν σε εμάς, δηλαδή δισεκατομμύρια χρόνια αργότερα, η διαστολή του Σύμπαντος οδήγησε στην αύξηση του μήκος κύματος τους, ή ισοδύναμα στη μείωση της ενέργειας τους, με αποτέλεσμα να τα βλέπουμε σήμερα στα μικροκύματα!

Μα όλα βρίσκονται στην ίδια, μικροκυματική, συχνότητα; Όχι! Στην πραγματικότητα οι διαδικασίες που περιγράψαμε είναι κάπως πιο πολύπλοκες. Δεν “απελευθερώνονται” όλα τα φωτόνια την ίδια στιγμή, κι ούτε είχαν αρχικά όλα την ίδια ενέργεια. Είχαν μια κατανομή ενεργειών – μια κατανομή που είναι γνωστή και ως “κατανομή μέλανος σώματος” (Εικόνα 11). Μια τέτοια κατανομή την αναμένουμε σε σώματα που είναι σε θερμοδυναμική ισορροπία – ο λόγος που συνέβαινε αυτό πιστεύουμε σήμερα ότι έχει να κάνει με τον “κοσμικό πληθωρισμό”, που θα δούμε όμως σε άλλο άρθρο.

Κι ερχόμαστε έτσι στο 1964. Οι Penzias και Wilson έδωσαν την πρώτη πειραματική επαλήθευση της ακτινοβολίας αυτής. Τι παρατήρησαν όμως; Αυτό που είδαν ήταν η ύπαρξη μιας σταθερής ακτινοβολίας από όλο τον ουρανό, δηλαδή όπου και να έστρεφαν τη ραδιοαντέννα τους (Εικόνα 12). Να σημειώσουμε ότι δεν είδαν όλο το φάσμα της μικροκυματικής ακτινοβολίας, όπως φαίνεται στην Εικόνα 11, καθώς το όργανο τους ήταν ευαίσθητο σε συγκεκριμένες συχνότητες, αλλά παρατήρησαν ακτινοβολία σε μόνο μία συχνότητα. Με άλλα λόγια, μόνο μία από τις κόκκινες κουκκίδες στην εικόνα. Χρειάστηκαν πολλά περισσότερα χρόνια για να συμπληρωθεί το παζλ και να βεβαιωθούν οι επιστήμονες για τη φυσική ερμηνεία της ακτινοβολίας αυτής.

Διαβάστε περισσότερα:

• Χαμηλές θερμοκρασίες: από τη Γη στο Διάστημα κι από εκεί στο Σύμπαν
• Τι συμβαίνει με τη Σταθερά του Hubble;
•  Ιστορικά πειράματα και ανακαλύψεις – Μέρος Α΄

---

Ο George Gamow και οι συνεργάτες του είναι οι πρώτοι που θα ασχοληθούν με αυτό το θέμα, αλλά θα υποθέσουν ότι όλα τα στοιχεία δημιουργούνται στις πρώτες στιγμές του Σύμπαντος, όταν αυτό είναι θερμό και πυκνό. Ωστόσο, θα φτάσουν σε ένα αδιέξοδο, καθώς οι υπολογισμοί τους δείχνουν ότι μπορούν να “κατασκευαστούν” μόνο ελαφρά στοιχεία –  περίπου μέχρι το λίθιο – καθώς δεν υπάρχουν σταθεροί πυρήνες με 5 έως 8 νουκλεόνια για να συντηρήσουν τις πυρηνικές αντιδράσεις.

Κι όμως, γύρω μας βλέπουμε ένα σωρό στοιχεία. Από που προέρχονται; Τη λύση θα τη δώσει ο Willian Fowler, μαζί με τους συνεργάτες του Fred Hoyle, Margeret Burbidge και Geoffrey Burbidge. Το 1957 θα δημοσιεύσουν μια εργασία, που είναι γνωστή ως B²FH από τα αρχικά τους, στην οποία θα δείξουν ότι όλα τα βαρύτερα στοιχεία δημιουργούνται στο εσωτερικό των αστέρων. Σήμερα γνωρίζουμε ότι στοιχεία βαρύτερα από τον σίδηρο δε φτιάχνονται με τις “κλασικές καύσεις” στο εσωτερικό των άστρων, αλλά κυρίως σε εκρήξεις υπερκαινοφανών και σε συγχωνεύσεις αστέρων νετρονίων.

Τα άστρα είναι τεράστια “εργοστάσια στοιχείων”. Λόγω των τεράστιων θερμοκρασιών που έχουν στο εσωτερικό τους, αλλά και των συνθηκών πίεσης και πυκνότητας, το περιβάλλον είναι ευνοϊκό για την έναρξη και συντήρηση θερμοπυρηνικών αντιδράσεων. Οι αντιδράσεις αυτές παράγουν τη θερμότητα, σαν αυτή που λαμβάνουμε από τον Ήλιο μας για παράδειγμα, αλλά κάθε σειρά αντιδράσεων αφήνει υπολείμματα νέων χημικών στοιχείων. Απλοποιώντας αρκετά τη διαδικασία, συνήθως ένα άστρο ξεκινά “καίγοντας” υδρογόνο στον πυρήνα του. Aυτό οδηγεί στην παραγωγή Ηλίου, που με τη σειρά του “καίγεται” και δημιουργεί βαρύτερα στοιχεία όπως Άζωτο, Άνθρακα κτλ., μέχρι τελικά και τον Σίδηρο! Τα στοιχεία που θα δημιουργηθούν εξαρτώνται από τη μάζα του αστέρα. Τελικά, τα άστρα καταλήγουν σε μια δομή “κρεμμυδιού” (βλέπε Εικόνα 13), με διαφορετικά χημικά στοιχεία σε κάθε φλούδα.

Ο Fowler βραβεύτηκε για τη δουλειά του αυτή το 1983, μαζί με έναν άλλο μεγάλο επιστήμονα που μελέτησε τη δομή και εξέλιξη των άστρων, που θα δούμε σε άλλο κομμάτι (δείτε “Δομή και Εξέλιξη των Άστρων”).

Μπορείτε να διαβάστε περισσότερα εδώ:

• Πώς γνωρίζουν οι φυσικοί για τις πρώτες στιγμές του Σύμπαντος;
• Ποιο είναι το βαρύτερο στοιχείο που έχει δημιουργηθεί μέσω της σύντηξης σε αστέρι;
• Πώς παράγονται τα βαρύτερα στοιχεία από το σίδηρο;
• Προερχόμαστε από αστερόσκονη…

---

Τα αστέρια δημιουργούνται όταν αέριο και σκόνη καταρρέουν βαρυτικά, δηλαδή όταν οι παγιδεύονται από τις ελκτικές δυνάμεις μιας περιοχής μεγάλης πυκνότητας. Η βαρυτική δυναμική ενέργεια μετατρέπεται σε θερμότητα και η θερμοκρασία μπορεί να ανέβει δραματικά, φτάνοντας εκατομμύρια βαθμούς Κέλβιν/Κελσίου (μιλάμε για εκατομμύρια βαθμούς, οπότε η διαφορά μεταξύ Κελσίου ή Κέλβιν δεν έχει κάποια πρακτική σημασία.). Αυτό οδηγεί στην εκκίνηση των πυρηνικών αντιδράσεων. Η εξέλιξη του άστρου θα εξαρτηθεί από την αρχική μάζα του, όταν ξεκινήσουν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις: μεγαλύτερη μάζα οδηγεί σε γρηγορότερη κατανάλωση των “καυσίμων”, και άρα σε μικρότερη αστρική ζωή. Η μάζα επίσης είναι από τους βασικούς παράγοντες που θα καθορίσουν το θάνατο του άστρου, δηλαδή αν θα έχουμε κάποια έκρηξη σουπερνόβα και τη δημιουργία μιας μαύρης τρύπας ή αστέρα νετρονίων, ή την κατάληξη σε λευκό νάνο (βλέπε Εικόνα 14).

Ο Chandrasekhar, βελτιώνοντας τη δουλειά των Stoner και Anderson, το 1930 υπολόγισε τη μέγιστη μάζα ενός λευκού νάνου – περίπου 1.4 Ηλιακές μάζες – που πλέον έχει πάρει το όνομα του “Όριο Chandrasekhar”. Σε αντίθεση με ένα άστρο της “Κύριας Ακολουθίας” που αποφεύγει την κατάρρευση λόγω της πίεσης από τις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στο εσωτερικό του, ένας λευκός νάνος καταφέρνει να αντισταθεί τη βαρύτητα του από την πίεση που ασκούν τα εκφυλισμένα ηλεκτρόνια στο εσωτερικό του. Η πίεση αυτή οφείλεται σε κβαντομηχανικά φαινόμενα, για τα οποία θα αναφερθούμε σε άλλο άρθρο. Αν ένας λευκός νάνος ξεπεράσει το όριο που υπολόγισε ο Chandrasekhar, θα συνεχίσει την εξέλιξη του, είτε σε μελανή οπή, είτε σε αστέρα νετρονίων.

Τέλος, ο “Chandra” είχε σημαντικές συνεισφορές σε μια σειρά άλλους κλάδους, όπως στη στατιστική φυσική, στα ρευστά και σε διάφορα θέματα στη Γενική Θεωρία της σχετικότητας, όπως τα βαρυτικά κύματα.

Μπορείτε να διαβάστε περισσότερα εδώ:

• (Βιβλίο) Περί Αστέρων και Συμπάντων

---

Το βραβείο αυτό είχε διπλή βάση: Από τη μία, οι Hulse-Taylor, ανακάλυψαν ένα νέο σύστημα πάλσαρ – ένα διπλό σύστημα (βλέπε Εικόνα 15)! Με άλλα λόγια, πρόκειται όχι για κάποιο μεμονωμένο αστέρα νετρονίων, αλλά για ένα ζεύγος αστέρα νετρονίων – πάλσαρ, που περιστρέφονταν γύρω από το κοινό τους κέντρο μάζας. Από την άλλη, η ακρίβεια των σημάτων από τον πάλσαρ, επέτρεψε τη συστηματική και λεπτομερή μελέτη της τροχιάς του συστήματος. Και τα αποτελέσματα ήταν φανταστικά! Οι επιστήμονες είδαν ότι η τροχιά συρρικνωνόταν, και με τον τρόπο αυτό μπόρεσαν να μελετήσουν πειραματικά μια από τις προβλέψεις της Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας του Einstein, δηλαδή της καθιερωμένης θεωρίας βαρύτητας. 

Τι προέβλεπε η θεωρία του Einstein; Προέβλεπε ότι ένα τέτοιο σύστημα θα εξέπεμπε βαρυτικά κύματα, με αποτέλεσμα να χάνει ενέργεια, και άρα η τροχιά των σωμάτων να γίνεται ολοένα και μικρότερη. Μάλιστα, με βάση τα δεδομένα του συστήματος, οι ερευνητές μπορούσαν να υπολογίσουν θεωρητικά πόσο έπρεπε να μεταβάλλεται η τροχιά λόγω βαρυτικών κυμάτων και να συγκρίνουν τις προβλέψεις τους με τα παρατηρησιακά δεδομένα. Τελικά, η πρόβλεψη ήταν επιτυχής και οδήγησε στην πρώτη, έμμεση, παρατήρηση βαρυτικών κυμάτων (Εικόνα 16)!

Μπορείτε να διαβάστε περισσότερα εδώ:

• Η πρώτη έμμεση ένδειξη ύπαρξης βαρυτικών κυμάτων με τη βοήθεια ενός πάλσαρ.

---

Το 2002 έχουμε ένα Νόμπελ Φυσικής, αφιερωμένο στην Αστροφυσική Υψηλών Ενεργειών. Μοιράζεται στα τρία, με το ένα μέρος να πηγαίνει στον Riccardo Giacconi, για τη συνεισφορά του στην αστροφυσική Ακτίνων-Χ, και το υπόλοιπο στους Raymond Davis Jr. και Masatoshi Koshiba για την παρατήρηση κοσμικών νετρίνων.

Όπως έχουμε δει αναλυτικά σε άλλο άρθρο, οι ακτίνες-Χ αφορούν φωτόνια υψηλής ενέργειας που δεν μπορούν να περάσουν (για το καλό μας!) τη Γήινη ατμόσφαιρα. Για το λόγο αυτό απαιτείται η κατασκευή διαστημικών τηλεσκοπίων για την παρατήρηση τους – οι ουράνιοι αυτοί ανιχνευτές έχουν παρόμοια κατασκευή με τους ανιχνευτές στοιχειωδών σωματιδίων που έχουμε στη Γη, ή/και τεχνολογία όπως οι CCD κάμερες!

Ο Giacconi ήταν πρωτοπόρος σε αυτή την προσπάθεια, με σημαντική συμβολή τόσο στους πρώτους ανιχνευτές-πυραύλους, όπως το Uhuru (Εικόνα 17) στις αρχές του 1970, αλλά και στα τηλεσκόπια ακτίνων-Χ που ακολούθησαν, όπως το Einstein Telescope το 1978 και το Chandra X-ray Telescope το 1999, που συνεχίζει μέχρι σήμερα (2023)! Το Uhuru, χαρτογράφησε για πρώτη φορά τον ουρανό σε αυτά τα μήκη κύματος, και παρακολούθησε συστηματικά μεταβλητές πηγές ακτίνων-Χ, όπως διπλά συστήματα αστέρων (με το ένα μέλος να είναι συνήθως ένα συμπαγές αντικείμενο, όπως για παράδειγμα ένας αστέρας νετρονίων). Έχει ενδιαφέρον να σημειώσουμε εδώ, ότι τα συστήματα αυτά έδωσαν μια από τις πρώτες ενδείξεις για την ύπαρξη αστροφυσικών μελανών οπών! 

Από την άλλη πλευρά, οι Davis και Koshiba, κατάφεραν να εντοπίσουν ένα από τα πιο “άπιαστα” σωματίδια της φύσης, και μάλιστα από αστροφυσικές πηγές: τα νετρίνα! Θυμηθείτε ότι τα νετρίνα είναι στοιχειώδη σωμάτια, με πολύ μικρή μάζα και χωρίς φορτίο, που αλληλεπιδρούν πολύ ασθενώς με το περιβάλλον τους. Προτάθηκαν θεωρητικά για πρώτη φορά τη δεκαετία του ‘30 για την εξήγηση κάποιων ραδιενεργών διασπάσεων, ενώ παρατηρήθηκαν σε πειράματα στη Γη, περίπου 25 χρόνια αργότερα, το 1956 (που οδήγησε σε άλλο βραβείο Νόμπελ, το 2015).

Ο Davis ήταν επικεφαλής του πειράματος Homestake, που είχε βάση το ορυχείο χρυσού Goldstake στη Νότια Ντακότα των ΗΠΑ, ενώ ο Koshiba ήταν από τους βασικούς σχεδιαστές του υπόγειου παρατηρητηρίου  Kamiokande (κι αυτό σε ορυχείο!) στην Ιαπωνία (Εικόνα 18). Αρχικά ο Davis και οι συνεργάτες του παρατηρούν νετρίνα που προέρχονται από τον Ήλιο, αλλά μόνο το ⅓ από τον αναμενόμενο αριθμό με βάση τα πιο έγκυρα ηλιακά μοντέλα. Τα αποτελέσματα αυτά, όπως και η τελική επιβεβαίωση ότι η πηγή των νετρίνων αυτών ήταν ο Ήλιος, επαληθεύτηκαν από το Kamiokande! Και οι δύο παρατηρήσεις (που ξεκίνησαν τη δεκαετία του ‘60 και ‘80 αντίστοιχα) αποτελούν σπουδαία πειραματικά κατορθώματα της σύγχρονης (αστρο)φυσικής!

Γιατί όμως γίνονταν σε ορυχεία; Ο λόγος είναι απλός: όπως είπαμε, τα νετρίνα αλληλεπιδρούν πολύ πιο ασθενώς σε σχέση με άλλα σωματίδια, οπότε θα θέλαμε οι ανιχνευτές μας να είναι “προστατευμένοι” από άλλα σήματα (που αποτελούν θόρυβο) όσο το δυνατόν περισσότερο. Γι’ αυτό και οι ανιχνευτές νετρίνων είναι υπόγειοι!

Τι έγινε με τα υπόλοιπα νετρίνα, τα ⅔ που “έλειπαν” από τις παρατηρήσεις; Το φαινόμενο αυτό εξηγήθηκε και επαληθεύτηκε κάποια χρόνια αργότερα με τις “ταλαντώσεις νετρίνων”. Με λίγα λόγια, τα νετρίνα ήταν πιο πολύπλοκα σωματίδια από ότι αρχικά θεωρούσαν οι φυσικοί: έχουν μη μηδενική μάζα και ανήκουν σε τρεις διαφορετικές ομάδες, όπου μπορούν να μεταπηδούν/ταλαντώνονται, από τη μία στην άλλη. Είναι αξιοσημείωτο, ότι η επίλυση του “αινίγματος των ηλιακών νετρίνων”, οδήγησε σε ακόμα ένα Νόμπελ (το 2015), με έναν από τους βραβευθέντες να είναι μαθητής του Koshiba και υπεύθυνος του Super-Kamiokande, του αναβαθμισμένου ανιχνευτή που διαδέχθηκε το Kamiokande!

Διαβάστε περισσότερα:

• Το πείραμα ανίχνευσης νετρίνων IceCube
• Τι είναι η αστρονομία των νετρίνων;
• Κύκνος Χ-1, η πρώτη παρατήρηση μαύρης τρύπας

---

Το Νόμπελ Αστροφυσικής το 2006, πήγε στους John Mather και George Smoot, για τη συμβολή τους στο διαστημόπλοιο COBE (Cosmic Background Explorer), το οποίο μελέτησε λεπτομερώς την κοσμική ακτινοβολία μικροκυμάτων!

Έχουμε μιλήσει για την κοσμική αυτή ακτινοβολία, η ανακάλυψη της οποίας έχει οδηγήσει ήδη σε ένα βραβείο Νόμπελ, το 1978. Τι καινούριο έχουμε σε αυτή την περίπτωση; Θυμηθείτε ότι τη δεκαετία του ‘60, οι παρατηρήσεις αφορούσαν πολύ λίγες συχνότητες, οπότε η φύση του φάσματος, και άρα η φυσική προέλευση της ακτινοβολίας ήταν αντικείμενο αντιπαραθέσεων ανάμεσα στην αστροφυσική κοινότητα.

Το διαστημόπλοιο COBE που εκτοξεύτηκε το 1989 και έκανε παρατηρήσεις για περίπου 4 χρόνια, είχε σκοπό να λύσει αυτό το μυστήριο. Και τα κατάφερε! Μέτρησε με λεπτομέρεια το φάσμα σε διάφορες συχνότητες, αποδεικνύοντας τη φύση του σαν μέλαν σώμα (δείτε Εικόνα 11), με θερμοκρασία 2.7 Kelvin (-270.5 Κελσίου) περίπου!

Ωστόσο, το COBE κατάφερε να μετρήσει και πολύ μικρές διακυμάνσεις σε αυτό το φάσμα. Με άλλα λόγια, διαφορετικά σημεία στον ουρανό είχανε θερμοκρασίες που διέφεραν από την τιμή των 2.7 Kelvin, με άλλα να είναι λίγο πιο θερμά κι άλλα λίγο πιο ψυχρά. Αυτό οδήγησε στην ανακάλυψη των διακυμάνσεων της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου (Εικόνα 19). Να σημειώσουμε εδώ ότι αυτές οι διακυμάνσεις είναι εξαιρετικά μικρές, και πιο συγκεκριμένα είναι της τάξης των 0.00001 Kelvin! Παρόλα αυτά, η παρατήρηση τους ήταν εξαιρετικά σημαντική, καθώς αυτές θεωρείται ότι οφείλονται σε διακυμάνσεις στην πυκνότητα του Σύμπαντος την εποχή εκείνη, που τελικά θα είναι οι “σπόροι” (seeds), που θα οδηγήσουν στη δημιουργία των πρώτων γαλαξιών (αρκετά εκατομμύρια χρόνια αργότερα). Μετέπειτα αποστολές, όπως αυτές του WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) και του Planck, κατάφεραν να μελετήσουν αυτές τις διακυμάνσεις με όλο και μεγαλύτερη λεπτομέρεια (δείτε Εικόνα 20), υπολογίζοντας με ακρίβεια μια σειρά από κοσμολογικές παραμέτρους.

---

Στα τέλη της δεκαετίας του ‘90, δύο ομάδες αστροφυσικών ανταγωνίζονταν μεταξύ τους για το ποια θα προλάβει να δημοσιεύσει πρώτη παρατηρήσεις υπερκαινοφανών αστέρων (σουπερνόβα), που έδειχναν κάτι απροσδόκητο: ότι το Σύμπαν δε διαστέλλεται απλώς, αλλά διαστέλλεται επιταχυνόμενα! Η μία ομάδα ήταν η Supernova Cosmology Project, με επικεφαλής τον Saul Permutter από το Berkeley των ΗΠΑ και η δεύτερη, η High-z Supernova Search Team, με επικεφαλείς τον Brian Schmidt, από το Australian National University και τον Adam Riess από το πανεπιστήμιο του John Hopkins στις ΗΠΑ. Τελικά, και οι δύο ομάδες κατάφεραν να παρουσιάσουν τα αποτελέσματα τους την ίδια χρονιά και οι τρεις επιστήμονες μοιράστηκαν το βραβείο Νόμπελ Αστροφυσικής το 2011.

Ας πάρουμε όμως τα πράγματα με τη σειρά. Αρχικά γιατί ήταν απροσδόκητο αυτό το αποτέλεσμα; Η απάντηση είναι απλή: με βάση αυτά που γνωρίζουμε για τη βαρύτητα, αυτή δρα πάντα ελκτικά. Άρα, με τη βαρύτητα να παίζει καθοριστικό ρόλο στην κοσμολογία, θα αναμέναμε το Σύμπαν να διαστέλλεται επιβραδυνόμενα! Η έλξη των συστατικών του θα έπρεπε (σε ελεύθερη μετάφραση) να “πατάει φρένο” και να επιβραδύνει τη διαστολή. Κι όμως, οι παρατηρήσεις δείχνουν ότι επιταχύνεται! Ας δούμε πως το ξέρουμε αυτό και τα βήματα που έκαναν οι αστρονόμοι για να το αποδείξουν.

Η ιδέα είναι σχετικά απλή: αρχικά θα βρούμε ένα σώμα στο Σύμπαν που ξέρουμε πόσο λαμπρό είναι, γνωρίζουμε ποια είναι η απόσταση του από εμάς και θα μετρήσουμε το φως που φτάνει στη Γη. Υπολογίζοντας πόσο άλλαξε η λαμπρότητα του σε σύγκριση με αυτό που προβλέπουν τα διάφορα κοσμολογικά μοντέλα, μπορούμε να βγάλουμε ένα συμπέρασμα για το ποιο ταιριάζει καλύτερα με τα δεδομένα. Μπορεί όλα αυτά να ακούγονται εύκολα, αλλά στην πραγματικότητα σύντομα προκύπτουν μια σειρά από προβλήματα: δεν ξέρουμε στις περισσότερες περιπτώσεις πόσο λαμπρά είναι τα ουράνια σώματα, δεν ξέρουμε καλά τις αποστάσεις τους και τα διάφορα άλλα φαινόμενα που μπορεί να επηρεάζουν τη φωτεινότητα  που τελικά θα παρατηρήσουμε στη Γη. 

Τα προβλήματα αυτά έπρεπε να λυθούν, για να μπορέσουν να βγουν συμπεράσματα για το επικρατέστερο κοσμολογικό μοντέλο. Και οι επιστήμονες σκέφτηκαν τα εξής:

• Στόχευσαν σε Σουπερνόβα Τύπου 1α: οι εκρήξεις αυτές έχουν σχετικά καλές ιδιότητες (προέρχονται από συστήματα που περιέχουν λευκούς νάνους που φτάνουν στην κρίσιμη μάζα τους, κι άρα η εκλυόμενη ενέργεια μπορεί να προβλεφθεί συστηματικά)  και οι λαμπρότητες τους, δηλαδή η ενέργεια που εκλύεται από την πηγή, μπορεί να υπολογιστεί με ακρίβεια (Εικόνα 1).
• Οι Σουπερνόβα Τύπου 1α, επίσης, μπορούν να εντοπιστούν σε διάφορες αποστάσεις από τη Γη. Αυτό μας δίνει τη δυνατότητα να “χτίσουμε μια σκάλα αποστάσεων” (cosmic distance ladder) που να είναι αρκετά ακριβής. Η ακριβής γνώση της απόστασης είναι πολύ σημαντική, γιατί μας επιτρέπει να υπολογίσουμε πόσο θα αλλάξει η λαμπρότητα τους από την πηγή στον παρατηρητή.

Αφού έκαναν όλα τα παραπάνω βήματα και έλεγξαν για πιθανά σφάλματα στις παρατηρήσεις τους, μπόρεσαν να τις συγκρίνουν με τις προβλέψεις των κοσμολογικών μοντέλων (Εικόνα 22). Κι αυτό που είδαν ήταν ότι ένα Σύμπαν που επιβραδυνόταν παλιότερα, αλλά επιταχύνεται τώρα, ταίριαζε καλύτερα!

Οι αρχικές παρατηρήσεις περιείχαν κάποιες δεκάδες σουπερνόβα (σήμερα έχουμε παρατηρήσει χιλιάδες τέτοιες εκρήξεις). Τελικά, οι λεπτομερέστερες παρατηρήσεις της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου, αλλά και των γαλαξιακών δομών στο Σύμπαν (με άλλα λόγια, μελετώντας πως συσσωματώνονται οι γαλαξίες ανά εποχή), ενισχύουν τις αρχικές θεωρήσεις για μια επιταχυνόμενη διαστολή του Σύμπαντος.

Κλείνοντας, οφείλουμε να επισημάνουμε ότι παρότι στις μέρες μας η επιταχυνόμενη διαστολή του Σύμπαντος θεωρείται μέρος του καθιερωμένου κοσμολογικού μοντέλου, η αιτία της επιτάχυνσης αυτής είναι ακόμα άγνωστη! Από την κοσμολογική σταθερά (έναν επιπλέον όρο στις εξισώσεις βαρύτητας του Einstein), στη σκοτεινή ενέργεια (ένα νέο πεδίο στο Σύμπαν, με ιδιότητες πολύ διαφορετικές από τα γνωστά μας πεδία) και σε ακόμα πιο αφηρημένες λύσεις, όπως έξτρα διαστάσεις, νέες (τροποποιημένες) θεωρίες βαρύτητας κτλ, το μόνο σίγουρο είναι ότι οι αστροφυσικοί έχουν ακόμα πολλή δουλειά για να λύσουν ένα από τα μεγαλύτερα αινίγματα της σημερινής εποχής!

Διαβάστε περισσότερα:

• Τι είναι η σκοτεινή ενέργεια;
• Γιατί πιστεύουμε ότι το Σύμπαν διαστέλλεται επιταχυνόμενα;
• Conference probes the dark side of the universe (στα αγγλικά)

---

2017

Άμεση παρατήρηση βαρυτικών κυμάτων

Περίπου 40 χρόνια μετά την παρατήρηση του συστήματος pulsar, το οποίο οδήγησε στην έμμεση επιβεβαίωση της ύπαρξης βαρυτικών κυμάτων, δύο Γήινοι ανιχνευτές – ένας στο Hanford στην Washington, κι ένας στο Livingston στη Louisiana – παρατήρησαν άμεσα το βαρυτικό κύμα από μια συγχώνευση δύο μαζικών μελανών οπών (Εικόνα 23).

Πρόκειται για 2 μαύρες τρύπες, με μάζες (περίπου) 35 και 30 μάζες Ηλίου, που συγκρούστηκαν περίπου πριν από 1.4 δισεκατομμύρια χρόνια, την ίδια εποχή που στη Γη, σχηματίζονταν οι πρώτοι πολυκύτταροι οργανισμοί! Η μελανή οπή που σχηματίστηκε υπολογίστηκε ότι είχε μάζα 62 ηλιακές μάζες. Η διαφορά (35+30-62) των 3 ηλιακών μαζών είναι η ενέργεια που απελευθερώθηκε σε βαρυτικά κύματα! Αν λάβουμε υπόψιν ότι όλη αυτή η ενέργεια απελευθερώθηκε σε μόλις 20 milliseconds (20/1000 του δευτερολέπτου), η ισχύς του σήματος αυτού ήταν μεγαλύτερη από το φως όλων των άστρων του παρατηρήσιμου Σύμπαντος.

Ο τρόπος που ανιχνεύθηκε αυτό το σήμα είναι αρκετά πολύπλοκος και χρειάζεται τρομερή ευαισθησία – για παράδειγμα, χρειάζεται να μετρηθούν αλλαγές σε αποστάσεις με τρομερή ακρίβεια, ισοδύναμη με το να γνωρίζουμε την απόσταση του κοντινότερου άστρου (πέρα από τον Ήλιο), σε απόσταση 4.2 έτη φωτός με λεπτομέρεια όσο το πάχος μιας ανθρώπινης τρίχας. 

Η βασική λειτουργία όμως γίνεται εύκολα κατανοητή (βλέπε Εικόνα 24): οι ανιχνευτές συμβολομετρίας αποτελούνται από δύο άξονες που διατρέχονται από ισχυρά laser. Όταν τα laser συναντιούνται, έχουν προγραμματιστεί με τέτοιο τρόπο ώστε να “συμβάλλουν καταστροφικά”. Με πιο απλά λόγια, να αλληλοαναιρούνται και στον ανιχνευτή να μη φαίνεται τίποτα. Ωστόσο, όταν ένα βαρυτικό κύμα, που αποτελεί μια διαταραχή στο χωροχρονικό συνεχές, περάσει και αλλάξει τις αποστάσεις που διανύουν τα φωτεινά σήματα, αυτά θα “συμβάλλουν ενισχυτικά”, δηλαδή θα υπάρξει ένα φωτεινό σήμα στον ανιχνευτή.

Το βραβείο Νόμπελ για την επιτυχή παρατήρηση, αλλά και για τη συνολική τους συνεισφορά στην εξέλιξη και ανάπτυξη του προγράμματος LIGO για την πρώτη άμεση παρατήρηση βαρυτικών κυμάτων πήραν, το 2017, οι  Rainer Weiss, Kip Thorne και Barry Barish.

Διαβάστε περισσότερα:

• Οι πρώτες απόπειρες παρατήρησης βαρυτικών κυμάτων
• Τα βαρυτικά κύματα είναι ο πιο “αποδοτικός” τρόπος να παρατηρούμε το σύμπαν.
• Γιατί “χρειαζόμαστε” τα βαρυτικά κύματα;

---

2019

Κοσμολογία και εξωπλανήτες

Το βραβείο Νόμπελ Φυσικής το 2019 μοιράστηκαν από τη μία πλευρά ο James Peebles και από την άλλη οι Michel Mayor και Didier Queloz. Ο πρώτος για τις πολύ σημαντικές συνεισφορές του στην κοσμολογία, δηλαδή στη μελέτη του Σύμπαντος, ενώ οι δεύτεροι για την πρώτη επιβεβαιωμένη παρατήρηση εξωπλανήτη σε ένα άλλο αστρικό σύστημα. Ας τα πάρουμε με τη σειρά:

O Jim Peebles θα μπορούσε να θεωρηθεί ένας από τους “πατέρες” της σύγχρονης κοσμολογίας: ήταν μέλος της ερευνητικής ομάδας στο Princeton που προέβλεψε τη μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου (Νόμπελ 1978 & 2006), μελέτησε τους τρόπους που δημιουργούνται οι διάφορες συμπαντικές δομές, από γαλαξίες σε συστήματα γαλαξιών, καθώς και ποια η συμβολή της (υποθετικής ακόμα) σκοτεινής ύλης σε αυτές τις διαδικασίες. Μια από τις σημαντικότερες συνεισφορές του στη μελέτη των δομών στο Σύμπαν ήταν το μοντέλο της “ιεραρχικής εξέλιξης δομών”. Σύμφωνα με αυτό, πρώτα δημιουργούνται μικρές δομές στο Σύμπαν, που τελικά συσσωματώνονται σχηματίζοντας τον “κοσμικό ιστό” που βλέπουμε σήμερα στον ουρανό (βλέπε Εικόνα 25). Η “αντίπαλη” θεωρία, με κύριο εκφραστή τον επίσης τεράστιο κοσμολόγο Zeldovich, πρότεινε την αντίστροφη πορεία: πρώτα δημιουργούνται μεγαλύτερες δομές, σε σχήματα pancakes, οι οποίες τελικά κατακερματίζονται σε μικρότερες. Σήμερα πιστεύουμε πως και οι δύο μηχανισμοί παίζουν κάποιο ρόλο, με κυρίαρχο το μοντέλο του Peebles και το συστηματικό σχηματισμό όλο και μεγαλύτερων δομών.

Ο Didier Queloz, μαζί με τον καθηγητή του διδακτορικού του Michel Mayor, διαδραμάτισαν πρωταγωνιστικό ρόλο στην άνθιση της μελέτης πλανητικών συστημάτων σε άλλα αστρικά συστήματα!

Το 1995 ανακοίνωσαν την παρατήρηση του αστρικού συστήματος 51 Pegasi, όπου ένας γιγάντιος πλανήτης – της κατηγορίας “θερμού Δία” – βρισκόταν σε τροχιά γύρω από ένα άστρο με παρόμοια χαρακτηριστικά με τον Ήλιο μας (λίγο πιο μεγάλο σχεδόν σε όλες τις παραμέτρους: μάζα, ακτίνα, λαμπρότητα). Σαν “θερμοί Δίες” κατηγοριοποιούνται πλανήτες που είναι αέριοι, περιστρέφονται γύρω από τον άξονα τους αρκετά γρήγορα (σε λιγότερο από 10 ημέρες) και έχουν υψηλές επιφανειακές θερμοκρασίες. 

Πρόκειται για τον πρώτο εξωπλανήτη που ανιχνεύθηκε γύρω από άστρο που μοιάζει με τον Ήλιο μας (λίγα χρόνια νωρίτερα, το 1992, ένας εξωπλανήτης είχε εντοπιστεί σε τροχιά γύρω από έναν pulsar). Παρόλα αυτά, δεν εντοπίστηκε με άμεση παρατήρηση. Αντίθετα, οι Mayor και Queloz, κατάφεραν να επιβεβαιώσουν την ύπαρξη του με πολύ προσεκτικές παρατηρήσεις της τροχιάς του άστρου – οι μεταβολές στην τροχιά του τελευταίου οδήγησαν στο συμπέρασμα ότι απαιτείται ένας πλανήτης σαν πηγή των διαταραχών αυτών. 

Η ανακάλυψη αυτή εγκαινίασε ένα ολόκληρο ερευνητικό πεδίο – τη μελέτη εξωπλανητών! Περίπου 30 χρόνια αργότερα, η άνθιση του είναι ραγδαία, με περισσότερους από 5000 επιβεβαιωμένους εξωπλανήτες από μια πληθώρα μεθόδων εντοπισμού!

Διαβάστε περισσότερα:

• Αυτοβιογραφική ομιλία από τον Peebles για τις διάφορες συνεισφορές του στη σύγχρονη κοσμολογία.
• Ακόμα κι αν ανακαλυφθεί ένας “γήινος” εξωπλανήτης, θεωρείται αυτόματα και κατοικήσιμος;
• Πώς ανακαλύπτουμε εξωπλανήτες;
  

---

2020

Μαύρες τρύπες

Το 2020 το Νόμπελ Φυσικής δόθηκε στις “Μάυρες Τρύπες”! Πιο συγκεκριμένα, μοιράστηκε στους Roger Penrose, για τη θεωρητική μελέτη των εξωτικών αυτών αντικειμένων και στους Andrea Ghez και Reinhard Genzel, για την ανακάλυψη της ύπαρξης ενός υπερμαζικού συμπαγούς αντικειμένου στο κέντρο του Γαλαξία μας!

Οι μαύρες τρύπες αποτελούν λύσεις των εξισώσεων βαρύτητας του Einstein στο κενό (δηλαδή μακριά από κάποια ύλη). Η πρώτη από αυτές – η απλούστερη και ίσως η πιο γνωστή – είναι η μαύρη τρύπα Schwarzschild, που προβλέφθηκε θεωρητικά τον ίδιο χρόνο που ο Einstein δημοσίευσε τη θεωρία της Γενικής Σχετικότητας, το 1915.

Ωστόσο, πέρα από το μαθηματικό ενδιαφέρον που παρουσίαζαν τέτοιες λύσεις, οδηγούσαν επίσης σε απειρισμούς, ή αλλιώς μοναδικότητες (singularities). Με άλλα λόγια, σε σημεία στον χωροχρόνο που φυσικά μεγέθη, όπως η καμπυλότητα, απειρίζονται. Αυτό είχε σαν αποτέλεσμα πολλές από αυτές τις λύσεις να μη θεωρούνται φυσικά ορθές, αλλά μόνο μαθηματικές περιγραφές συστημάτων σε εξιδανικευμένες καταστάσεις συμμετρίας. Η σημαντική συνεισφορά του Penrose στο κομμάτι αυτό, ήταν η απόδειξη ότι μοναδικότητες, στα πλαίσια της Γενικής Σχετικότητας μπορούν να δημιουργηθούν σε πολύ γενικές περιπτώσεις (όχι μόνο σε καταστάσεις με απόλυτη συμμετρία), όπως για παράδειγμα στη βαρυτική κατάρρευση ενός μαζικού άστρου! Η μεθοδολογία που ανέπτυξε ο Penrose είχε ευρείες εφαρμογές, με πιο διάσημη τα “θεωρήματα μοναδικότητας” στην κοσμολογία, μαζί με τον συνεργάτη του Stephen Hawking. Να τονίσουμε ότι ο Penrose έχει προτείνει και μια σειρά άλλους φυσικούς μηχανισμούς (διαδικασία Penrose) που σχετίζονται με τα εξωτικά αυτά αντικείμενα, καθώς και έχει συμβάλλει αποφασιστικά στην ανάπτυξη μαθηματικών εννοιών που διευκολύνουν τη μελέτη τους (π.χ. διαγράμματα Penrose).

Παρά την εντυπωσιακή πρόοδο στη θεωρητική μελέτη των μελανών οπών, για πολλά χρόνια δεν υπήρχε κάποια ισχυρή παρατηρησιακή επιβεβαίωση. Ισχυρές ενδείξεις ήρθαν αρχικά από διπλά συστήματα ακτίνων-Χ (δείτε “Διαβάστε περισσότερα”), ωστόσο οι φυσικοί γνώριζαν ότι υπήρχε ένας πολύ καλός υποψήφιος, και μάλιστα στη γειτονιά μας! Πιο συγκεκριμένα, στο κέντρο του Γαλαξία μας, καθώς αναμένεται ότι οι περισσότεροι, αν όχι όλοι, οι γαλαξίες έχουν μια υπερμαζική μαύρη τρύπα στο κέντρο τους. Όταν λέμε υπερμαζική, μιλάμε για εκατομμύρια ηλιακές μάζες.

Δύο ομάδες, μία στη Γερμανία υπό τον Genzel και μία στην Αμερική υπό την Ghez, στόχευσαν λοιπόν στο κέντρο του Γαλαξία μας, με τη βοήθεια τηλεσκοπίων που “βλέπουν” στο υπέρυθρο. Γιατί όχι απλώς με οπτικά τηλεσκόπια; Επειδή τότε δε θα έβλεπαν τίποτα, καθώς τα διάφορα σωματίδια σκόνης εμποδίζουν τα ορατά μήκη κύματος του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος. Ακόμα όμως και με υπέρυθρα τηλεσκόπια, δεν ήλπιζαν να δούνε τη μαύρη τρύπα απευθείας (θυμηθείτε, ούτε το φως δε διαφεύγει από τα αντικείμενα αυτά, εξού και “μαύρα”). Αντίθετα, στόχος τους ήταν να κάνουν λεπτομερείς παρατηρήσεις των τροχιών των πιο κοντινών αστέρων στη γιγάντια αυτή μελανή οπή (Εικόνα 28)! Μελετώντας, για πολλά χρόνια, τις τροχιές αυτές και χρησιμοποιώντας τους νόμους του Κέπλερ, μπόρεσαν να “ζυγίσουν” την κεντρική μελανή οπή του Γαλαξία μας σε περίπου 4 εκατομμύρια ηλιακές μάζες!

Διαβάστε περισσότερα:

• Ποιες είναι οι βασικές περιοχές ενδιαφέροντος μιας μελανής οπής;
• Είναι όλες οι μελανές οπές ίδιες;
• Κύκνος Χ-1, η πρώτη παρατήρηση μαύρης τρύπας

---