Κυριακή, 30 Μαρτίου 2008

Η ζωή των αστεριών : νεότητα

LL Orionis
Αστέρας Τ Ταύρου
Απόσταση : 1.500 έτη φωτός
Καθώς οι πρωτοαστέρες μεγαλώνουν, το ρεύμα των θερμών σωματιδίων που εκπέμπουν εντείνεται και κι αρχίζει ν’ απεκδύεται το κέλυφος σκόνης κι αερίου που τους “ ανάθρεψαν ”. Αυτά τα τόσο καλοσχηματισμένα αστέρια, έχουν ταξινομηθεί με το όνομα Τ Ταύρου.
Τα νεαρά αστέρια ρέπουν στην παραφορά και στα βάσανα της ενηλικίωσης, εκτοξεύοντας υλικό προς όλες τις κατευθύνσεις, με μεγάλες διακυμάνσεις μεγέθους.
Αν οι ωδίνες της γέννας των αστέρων είναι σχετικά γαλήνιες, τότε εκείνες της αστρικής ενηλικίωσης δεν τους μοιάζουν καθόλου. Ακόμη κι όταν ένα άστρο αρχίζει να καιει υδρογόνο, τις περισσότερες φορές θα συνεχίσει να περιβάλλεται από ένα μεγάλο σύννεφο αερίου και σκόνης. Ένα μέρος του ενδέχεται να προμηθεύσει την πρώτη ακατέργαστη ύλη για τον σχηματισμό του πλανητικού δίσκου, αλλά ένα μέρος πολύ μεγαλύτερο, καταρρέοντας, θα πέσει μέσα στο άστρο, με βίαια και συχνά δραματικά αποτελέσματα.
Στο μεταξύ, η εσωτερική δομή του άστρου συνεχίζει ν’ αναπτύσσεται. Στις αρχές της πυρηνικής σύντηξης, πραγματοποιείται μια απότομη και πολύ μεγάλη αύξηση ενέργειας έξω από τον πυρήνα, και καθώς η ακτινοβολία ωθεί προς τα έξω τα προοδευτικά επίπεδα, το αστέρι φουσκώνει όπως ένα μπαλόνι, ξεκινώντας από μια συγκέντρωση μάζας περίπου σαν εκείνη του Δία, για να φτάσει σε μια μάζα περίπου ίδια με εκείνη του Ήλιου.
Συχνά, η απότομη αυτή έκταση καθιστά το αστέρι ασταθές για μια μικρή περίοδο : αν μεγαλώνει πέρα από το ιδανικό του μέγεθος, τότε η βαρύτητα θα συγκρατήσει και θα χαλιναγωγήσει τα εξωτερικά επίπεδα, προκαλώντας την εκ νέου κατάρρευσή τους προς το εσωτερικό του. Καθώς το άστρο φθάνει στο μεγαλύτερό του μέγεθος, συχνά, μπορεί να φυσήξει μακριά τα εξωτερικά επίπεδα του αερίου του, δημιουργώντας αργά καταψυχόμενα περιβλήματα υλικού τα οποία παγιδεύουν φως από το άστρο και προκαλούν μια μεταβολή στην φωτεινότητά του.
Τέτοια αστέρια κυμαινόμενης φωτεινότητας είναι γνωστά σαν αστέρια Τ Ταύρου, λόγω του πρώτου αμυδρού αστέρα αυτού του είδους που ανακαλύφθηκε στον αστερισμό του Ταύρου.
Τυπικά, ξεκινούν με μία μάζα λιγότερη από τρεις ηλιακές και κατά την διάρκεια της φάσης Τ Ταύρου ( η οποία μπορεί να διαρκέσει γύρω στα 10 εκατομμύρια χρόνια ) , μπορεί να χάσουν μια ολόκληρη ηλιακή μάζα αερίου. Μια ανάλογη διαδικασία αφορά τα περισσότερα αστέρια μεγάλης μάζας αλλά η ακτινοβολία αυτών των αστεριών είναι τόσο θηριώδης που διώχνει άμεσα μακριά το αέριο που αποβάλλουν κι έτσι η φωτεινότητά τους δεν μεταβάλλεται.
.
HH 34
Αντικείμενο Herbing - Haro
Το νεαρό αστέρι αποβάλλει υλικό στο διάστημα όχι σαν φουγάρο αλλά μέσω διαδοχικών εκρήξεων. Πιστεύεται ότι οι αποβολές αυτές μπορεί να βοηθήσουν τον σχηματισμό του άστρου μεταφέροντας μακριά την περίσσεια κεκτημένη ταχύτητα που διαφορετικά θα μπορούσε να εμποδίσει την πρόσπτωση ( του αναγκαίου ) υλικού να φτάσει στο εσωτερικό του.
Ένας άλλος τύπος απώλειας μάζας πραγματοποιείται σε μια αισθητά μικρότερη χρονική κλίμακα – μόνο μερικά χιλιάδες χρόνια – και μπορεί να οδηγήσει σε μια μακράν μεγαλύτερη μείωση μάζας. Είναι η λεγόμενη “ διπολική εκροή ”.
Από τη στιγμή που το αστέρι αρχίζει να λάμπει όπως πρέπει, το αέριο που έχει απομείνει από το πρωτοαστρικό νεφέλωμα συνεχίζει να περιδινείται προς τα κάτω, αλλά προσθέτει πια ελάχιστο υλικό στην συνολική του μάζα. Αντίθετα, το άστρο το διώχνει μακριά με θηριώδεις αστρικούς ανέμους που εκπέμπονται από κάθε πόλο και κατευθύνονται από το νεογέννητο μαγνητικό του πεδίο.
Οι εκτοξεύσεις υλικού είναι συνήθως αόρατες, αλλά όταν συναντούν ένα άλλο νέφος αερίου κοντά στην περιοχή τους στο διάστημα θερμαίνονται, δημιουργώντας πανέμορφους δεσμούς φωτεινών νεφελωμάτων που είναι γνωστά με το όνομα αντικείμενα Herbing – Haro. Είναι τύχη για ένα αστέρι να έχει μια μέθοδο να αποβάλλει όλη αυτή την περίσσεια μάζα – αν όλο το υλικό από το νεφέλωμα ήταν να καταρρεύσει μέσα του, τότε η περιστροφή του θα μεγάλωνε απότομα σε επικίνδυνα γι’ αυτό επίπεδα, καθιστώντας το δυνητικά ασταθές.
Ενώ η διπολική εκροή καθαρίζει το μεγαλύτερο περίσσευμα υλικού γύρω από το νεογέννητο άστρο, άλλες διαδικασίες τρέχουν επίσης παράλληλα. Η θερμότητα του άστρου προκαλεί την εξάτμιση των πτητικών χημικών στοιχείων της γειτονιάς του και μέσω των αστρικών ανέμων, τα ελαφρά αέρια μπορούν απλά να εκρεύσουν από τις εσωτερικές περιοχές του νεφελώματος. Έτσι, στις περισσότερες περιπτώσεις, κάθε πεισματάρικος κόκκος σκόνης ( σημείο υψηλής τήξης ) παραμένει σε τροχιά γύρω από το άστρο, ενώ τα αέρια και τα παγωμένα υλικά επιβιώνουν μακρύτερα – η τυπική συνταγή σχηματισμού πλανητικών συστημάτων σαν το δικό μας.
Πηγή στοιχείων : Giles Sparrow, Αστρονόμος, Cosmos, Quercus Pubblishing Ltd, 2006
Μετάφραση από τα αγγλικά : Σοφία Πάνου, Μάρτιος 2008

Σάββατο, 29 Μαρτίου 2008

Η ζωή των αστεριών : γέννηση

Barnard 68
Μοριακό Νέφος
Απόσταση : 500 έτη φωτός
Διάμετρος : 0.6 έτη φωτός
Το μικρό αυτό νέφος κρύου, σκοτεινού αερίου και σκόνης, μόλις άρχισε το ταξίδι του προς τον αστρικό σχηματισμό. Η σιλουέτα του διαγράφεται ανάμεσα σ’ ένα πυκνό αστρικό πεδίο του Γαλαξία, είναι κοντά στη Γη κι έτσι δεν υπάρχουν άστρα μπροστά του.
Τα αστέρια αρχίζουν τη ζωή τους στις σκοτεινές γωνιές του Γαλαξία, οι ωδίνες της γέννησής τους κρύβονται από την θέα, μέσα σε περιβλήματα σκόνης.
Ο χρόνος που χρειάζεται για να γεννηθούν τα αστέρια είναι ασύλληπτος για τον άνθρωπο αλλά εκπληκτικά άμεσος σε αστρονομικούς όρους. Με την σωστή πυροδότηση, σε μερικά μόλις εκατομμύρια χρόνια, οι αστρικοί σπόροι που κρύβονται στο ενδοαστρικό μέσο, μπορεί να καταρρεύσουν και να εκραγούν πλήρως έτσι ώστε, αρκετά θερμοί και πυκνοί, ν΄αρχίσουν τις πυρηνικές συντήξεις που θα τροφοδοτήσουν την μετέπειτα ζωή τους.
.
Το μεταβλητό νεφέλωμα του Hubble
Νεφέλωμα ανάκλασης
Απόσταση : 2.500 έτη φωτός
Διάμετρος : 10 έτη φωτός
Η λαμπρότητα και το φαινομενικό σχήμα του μικρού αυτού νεφελώματος μεταβάλλεται καθώς μεταβάλλεται η λαμπρότητα της καρδιάς του νεαρού αστέρα μεγάλου μεγέθους που σχηματίζεται, εκπέμποντας ακτινοβολία με την ταχύτητα του φωτός.
Οι σπόροι της γέννησης είναι περιοχές ελαφρά πυκνότερες μεταξύ των μεγάλων νεφών αερίου και σκόνης που γεμίζουν τον επίπεδο δίσκο του Γαλαξία μας. Τα νέφη αυτά μπορούν να κείνται ανενόχλητα για χιλιάδες χρόνια, έως ότου ένα μεταβατικό γεγονός – μια έκρηξη ενός κοντινού υπερκαινοφανούς ή μια συνάντηση μ’ ένα διερχόμενο αστέρι – τα θέσει σε κίνηση, προς το δρόμο της αστρικής γέννησης.
Όπου εμφανίζονται πυκνότεροι θύλακες αερίου ή ενώνονται σμήνη κόκκων σκόνης, η βαρύτητα ενεργοποιείται ξεπερνώντας σταδιακά τις τυχαίες κινήσεις του αερίου, σερνοντάς το προς τους πρωτοαστρικούς πυρήνες. Όσο μεγαλύτερος γίνεται ο πρωτοαστέρας, τόσο μεγαλώνει η βαρύτητά του και η βαρυτική του έκταση. Ένα μεγάλο νέφος ενδοαστρικού υλικού ενδέχεται να διαχωριστεί σε μερικές ατράκτους σκόνης και αερίου που η καθεμιά τους επικεντρώνεται σ’ ένα πρωτοαστρικό βλαστό.
.
Σφαιρίδιο Bok κοντά στο NGC 281
Σφαιρίδιο Bok
Απόσταση : 9.500 έτη φωτός
Διάμετρος : 3 έτη φωτός
Μια λωρίδα καταρρέοντος σφαιριδίου Bok (σκοτεινό νεφέλωμα κυκλικού σχεδόν σχήματος ) που ωστόσο συγκρατείται ακόμα ενωμένο από τα κουρέλια ενός άλλοτε πυκνού νεφελώματος και διαγράφεται μπροστά από το φωτεινό νεφέλωμα εκπομπής NGC 281.
Η κατάρρευση προκαλεί κι ένα αναπόφευκτο παράπλευρο αποτέλεσμα : θερμότητα. Καθώς το αέριο και οι κόκκοι σκόνης προσκρούουν το ένα πάνω στο άλλο, ο πρωτοαστρικός πυρήνας αρχίζει να θερμαίνεται. Πολύ αμυδρά στην αρχή για να λάμψει ορατά, εκπέμπει ωστόσο μια υπέρυθρη ακτινοβολία που μπορεί ν’ ανιχνευθεί από ειδικά τηλεσκόπια. Η θερμότητα του πυρήνα δεν είναι άλλο από την κινητική ενέργεια των εσωτερικών του σωματιδίων, αλλά η μεγάλη τους βιασύνη να δραπετεύσουν αντισταθμίζεται από την αυξανόμενη βαρύτητα του πρωτοαστέρα κι έτσι ο πυρήνας συνεχίζει να μεγαλώνει θερμότερος και πυκνότερος.
Την ίδια στιγμή, το καταρρέον άστρο επιταχύνεται. Η κεκτημένη ταχύτητα – όμοια με την επιτάχυνση που επιτυγχάνεται σε μια χορευτική πιρουέτα – συνδυάζεται με τις καταρρεύσεις στο νέφος κι επιβραδύνεται. Έτσι, οι τυχαίες κινήσεις του πρωταρχικού πρωτοστρικού νέφους αποκτούν μια ομοιόμορφη διεύθυνση κίνησης, δημιουργώντας έναν επίπεδο περιστρεφόμενο δίσκο γύρω από το αστέρι.

Βουνά δημιουργίας
Σκοτεινό νεφέλωμα και εκπομπής
W5
Απόσταση : 7.000 έτη φωτός
Μήκος πυλώνων : 50 έτη φωτός
Στην εικόνα αυτή στο υπέρυθρο μήκος κύματος, βλέπουμε τον αστρικό σχηματισμό σε μεγάλη κλίμακα, σ’ ένα τοπίο με βουνά και πύργους λαξεμένους από την ακτινοβολία. Το έντονο κόκκινο χρώμα των νεφών δεν είναι πραγματικό, τους δόθηκε τεχνητά ώστε ν’ αποκαλυφθεί η παρουσία σύνθετων οργανικών μορίων – σπόρων ζωής που υπάρχουν μέσα τους, μαζί με τους σπόρους των άστρων.

Νεφέλωμα του Ωρίωνα
Νεφέλωμα εκπομπής
M42
Απόσταση : 1.500 έτη φωτός
Διάμετρος : 30 έτη φωτός
Εκτεινόμενο σε έκταση μεγαλύτερη από 100 έτη φωτός, το μοριακό νέφος του Ωρίωνα καταλαμβάνει αθέατα το μεγαλύτερο μέρος του ομώνυμου αστερισμού. Όπου όμως ωοτίκτονται νέα αστέρια, φωτίζουν τα νέφη από τα οποία προήλθαν, σχηματίζοντας το νεφέλωμα του Ωρίωνα.
Καθ’ όλη την πρόωρη βαρυτική του συστολή, το αστέρι εκπέμπει ήδη ακτινοβολία – παρ’ όλο που σ’ αυτό το στάδιο αποτελείται ολοκληρωτικά από αόρατα, χαμηλής ενέργειας υπέρυθρα μήκη κύματος. Αν και ενδέχεται οι θερμοκρασίες στον πυρήνα να μεγαλώνουν αρκετά για ν’ αρχίσουν οι πυρηνικές συντήξεις.
Όπως και νάχει, η σύντηξη αυτή δεν είναι η αντίδραση που έχει βρεθεί σε αστέρια όπως ο Ήλιος. Είναι αντίθετα μια σύντηξη δευτερίου – ένα ισότοπο του υδρογόνου, βαρύτερο από το απλό υδρογόνο. Η τήξη του δευτερίου μπορεί ν’ αρχίσει σε πολύ χαμηλότερη θερμοκρασία απ’ αυτή του τήκεται το κανονικό υδρογόνο, ωστόσο, επειδή το δευτέριο είναι σχετικά αραιό στον πυρήνα του πρωτοαστέρα, παράγει αισθητά λιγότερη ενέργεια από την κανονική σύντηξη. Τον περισσότερο καιρό, αυτή η κατάσταση είναι μια παλινδρόμηση στο μονοπάτι της πλούσιας αστρογέννησης, αλλά για τα λιποβαρή, “ αποτυχημένα ” αστέρια που είναι γνωστά με το όνομα “ καφέ νάνοι ”, αυτή είναι η μοναδική πηγή ενέργειας που θα γνωρίσουν στη ζωή τους.
Η τήξη του δευτερίου μεταφέρει την ακτινοβολία του άστρου από το υπέρυθρο στο αμυδρό κόκκινο άκρο του ορατού φάσματος, αλλά, το τελικό βήμα στο δρόμο της αστρογέννησης γίνεται όταν οι θερμοκρασίες στον πυρήνα μεγαλώνουν αρκετά για να επιτευχθεί η κανονική σύντηξη υδρογόνου. Επειδή η διαδικασία αυτή παράγει πολλή ενέργεια, πυροδοτεί μια απότομη αύξηση της θερμοκρασίας του πυρήνα, με αποτέλεσμα η πυρηνική σύντηξη να τον καταλάβει ολοκληρωτικά. Έτσι ο πρωτοαστέρας γίνεται τώρα ένα πραγματικό αστέρι.
Πηγή στοιχείων : Giles Sparrow, Αστρονόμος, Cosmos, Quercus Pubblishing Ltd, 2006
Μετάφραση από τα αγγλικά : Σοφία Πάνου, Απρίλιος 2008

Τετάρτη, 26 Μαρτίου 2008

Ο ενδοαστρικός χώρος : νεφελώματα

Ο Γαλαξίας
Τεράστια αστρικά νεφελώματα κυριαρχούν στη θέα που μας προσφέρει αυτή η εικόνα του ουρανού προς το κέντρο του Γαλαξία μας, αλλά μεταξύ τους κείνται βαθιές φλέβες απορροφητικής σκόνης και διεγερμένου αερίου, καθώς και ροζ λαμπερά ροδοειδή κοσμήματα ( ροζέτες ) νεφελωμάτων αστρικής γέννησης. Τ' αστέρια είναι εφήμερα, ζουν λίγα δισεκατομμύρια χρόνια . Τα νεφελώματα ζουν πολύ – πολύ περισσότερο. Είναι το υλικό απ’ όπου τ΄αστέρια γεννήθηκαν και αυτό στο οποίο θα επιστρέψουν.
Τα κενά μεταξύ των αστέρων είναι ραντισμένα μ’ ένα μίγμα μορίων αερίου και σωματιδίων σκόνης που σχηματίζουν τον σκελετό του Γαλαξία μας και γεννούν τις νέες γενιές αστεριών.
Σ’ ένα γαλαξία όπως ο δικός μας, ο χώρος που είναι πραγματικά άδειος είναι ελάχιστος. Τα φαινομενικά κενά μεταξύ των αστέρων είναι γεμάτα με νέφη αερίου και σκόνης, παρ’ όλο που είναι σποραδικά κατανεμημένα και δεν φαίνονται. Πολλά τέτοια νέφη μπορούν ν’ ανιχνευθούν μόνο από τον τρόπο που παγιδεύουν το φως πιο απομακρυσμένων αντικειμένων. Μόνο τότε φωτίζονται από το φως των κοντινών αστέρων και γίνονται ορατά ως νεφελώματα, όνομα που προέρχεται από τα λατινικά.
Κάθε μη αστρικό και μη προσδιορισμένο αντικείμενο σ’ ένα γαλαξία μπορεί να θεωρηθεί νεφέλωμα, ωστόσο υπάρχουν τέσσερις τύποι με κοινά χαρακτηριστικά. Τα πλανητικά νεφελώματα είναι συνήθως τα μικρότερα, είναι σχετικά συμπαγή κι αποτελούν τα κουφάρια των αστέρων που τέλειωσαν τη ζωή τους. Οι άλλοι 3 τύποι είναι πολύ μεγαλύτερα και διάχυτα νέφη υλικού που σχηματίζουν σκοτεινά, ανακλαστικά και νεφελώματα εκπομπής.

Το Νεφέλωμα του αετού
Σκοτεινό νεφέλωμα και εκπομπής
Μ16
Απόσταση :
6.500 έτη φωτός
Διάμετρος : 20 έτη φωτός
Η σκόνη τυλίγεται σε μια αχανή σπηλιά αστρικού σχηματισμού, στέφοντας τη θέα μας μ’ ένα κυανό νεφέλωμα εκπομπής. Στο κέντρο κατοικούν σκοτεινοί πυλώνες σκόνης που επωάζουν νεαρά αστέρια.
.
Το νεφέλωμα της αλογοκεφαλής
Σκοτεινό νεφέλωμα
Barnard 33
Απόσταση :
1.500 έτη φωτός
Διάμετρος : 16 έτη φωτός
Το διασημότερο νεφέλωμα όλων είναι αυτό το ουράνιο γλυπτό, τη σιλουέτα του οποίου βλέπουμε με φόντο τους ροζ καταρράκτες του νεφελώματος IC 434.
Όπως υποδηλώνει το όνομα, ένα σκοτεινό νεφέλωμα είναι ένα νέφος αερίου και σκόνης το οποίο γίνεται ορατό μόνο όταν παγιδεύει το φως άλλων αντικειμένων, όπως άλλων νεφελωμάτων ή απομακρυσμένων αστέρων.
Το διασημότερο παράδειγμα νεφελώματος αυτού του είδους είναι το Νεφέλωμα της αλογοκεφαλής στον αστερισμό του Ωρίωνα που βλέπουμε στην παρακάτω φωτογραφία : η σιλουέτα ενός μεγαλοπρεπούς σκακιστικού κομματιού περιγράφεται ελεύθερα, μπροστά σ’ ένα πέπλο λαμπρού αερίου.
Παρ’ όλ’ αυτά, το νεφέλωμα της αλογοκεφαλής δεν είναι το μεγαλύτερο ή το περισσότερο εξέχον σκοτεινό νεφέλωμα. Άλλα νεφελώματα όπως το “ Ρήγμα του Κύκνου ” στον ουρανό του Βόρειου ημισφαίριου κι ο “ Καρβουνόσακος ” του νότιου, φωτίζονται από αμυδρά νέφη αστέρων του Γαλαξία και φαίνονται πολύ πιο άμεσα.
Τα νεφελώματα ανάκλασης και εκπομπής είναι και τα δύο φωτεινά, για διαφορετικούς όμως λόγους. Έχουμε ένα νεφέλωμα ανάκλασης όταν τα λεπτεπίλεπτα σωματίδια σκόνης σ’ ένα νέφος αερίων ανακλούν και διασκορπίζουν το αστρικό φως. Το φαινόμενο είναι παρόμοιο με τον τρόπο που η ατμόσφαιρα της Γης διασκορπίζει το ηλιακό φως και τα αποτελέσματα του διασκορπισμού αυτού. Επειδή το γαλάζιο, μικρού μήκους κύματος φως διασκορπίζεται πιο εύκολα από το φως μεγαλύτερου μήκους κύματος όπως το κόκκινο, το νεφέλωμα έχει συνήθως ένα γαλαζωπό χρώμα, ενώ το φως από τα άστρα που βρίσκονται μέσα του, χρωματίζεται μ’ ένα ανοιχτό κίτρινο λόγω της απώλειας μέρους του γαλάζιου φωτός.
.
Το Νεφέλωμα του κώνου
Σκοτεινό νεφέλωμα
NGC 2264
Απόσταση : 2.500 έτη φωτός
Διάμετρος : 7 έτη φωτός
Αυτός ο πυλώνας σκόνης που μοιάζει με πύργο, σμιλεύτηκε από αστρικούς ανέμους προερχόμενους από ένα λαμπρό σμήνος αστέρων που βρίσκεται πιο ψηλά, έξω από την εικόνα. Μια μικρή ομάδα από νεαρά αστέρια μεγάλου μεγέθους εκτίθεται στην κορυφή του.
Ένα νεφέλωμα εκπομπής αντίθετα, εκπέμπει δικό του φως, αν και τελικά ενισχύεται από τ΄αστέρια. Τα θερμά, νεαρά αστέρια εκπέμπουν θηριώδη ακτινοβολία υψηλής ενέργειας που συχνά ξεπερνά το ορατό μήκος κύματος και φθάνει στην υπέρυθρη πλευρά του φάσματος. Όταν ένα τέτοιο αστέρι περιβάλλεται από ένα νέφος αερίου, τα άτομα ή τα μόρια του αερίου μπορεί ν’ απορροφήσουν ενέργεια από την ακτινοβολία και να “ διεγερθούν ” προσωρινά. Είναι μια κατάσταση που δεν διαρκεί πολύ και συνήθως τα σωματίδια του αερίου χάνουν την ένέργειά τους εκπέμποντας έναν καταρράκτη κυμάτων φωτός, τις ενέργειες και τα χρώματα που προσδιορίζονται από την εσωτερική τους δομή.
Η ίδια αρχή προσδιορίζει και το χρώμα που εκπέμπει ένα φωτιστικό νέον στους δρόμους. Αναλύοντας τις διαφορετικές ενέργειες ακτινοβολίας που παράγουν τα νεφελώματα εκπομπής, οι αστρονόμοι μπορούν να προσδιορίσουν τα διαφορετικά άτομα και μόρια που συνθέτουν το αέριο.
Τα νεφελώματα εκπομπής περιλαμβάνουν τα πιο εκτεταμένα και τα πιο εντυπωσιακά νεφελώματα στον ουρανό – ευαίσθητοι ανιχνευτές και εκθέσεις μακράς διάρκειας μπορούν ν’ αποκαλύψουν μέσα τους εκθαμβωτικές σειρές χρωμάτων. Ωστόσο, τα μεγαλύτερα νεφελώματα είναι υβρίδια σκοτεινών νεφελωμάτων και νεφελωμάτων ανάκλασης και εκπομπής. Αποτελούν το ακατέργαστο υλικό του Γαλαξία μας κι ολόκληρου του σύμπαντος – το υλικό από το οποίο συναυξάνονται τ' αστέρια.
Πηγή στοιχείων :
Giles Sparrow, Αστρονόμος, Cosmos, Quercus Pubblishing Ltd, 2006
Μετάφραση από τα αγγλικά : Σοφία Πάνου, Μάρτιος 2008

Τρίτη, 25 Μαρτίου 2008

Ο Γαλαξίας μας - 2

Η Χενριέτα Λίβιτ, η οποία, από άμισθη εθελόντρια στο Αστεροσκοπείο του Κολεγίου του Χάρβαρντ, έμελλε να γίνει ο άνθρωπος που έκανε μια από τις σημαντικότερες ανακαλύψεις στην αστρονομία του 20ου αιώνα.
Simon Sigh, Big Bang, Τραυλός 2000
Το πιο διάσημο μέλος της ομάδας του Πίκερινγκ ήταν η Χενριέτα Λίβιτ. Το 1892, η Λίβιτ αποφοίτησε από το Κολέγιο Ράντκλιφ του Πανεπιστημίου του Χάρβαρντ, το οποίο εκείνη την εποχή ήταν γνωστό ως εταιρεία για την Κολεγιακή Εκπαίδευση των Γυναικών. Τα επόμενα δύο χρόνια έμεινε με την οικογένειά της, ανακτώντας την υγεία της ύστερα από μια σοβαρή ασθένεια, πιθανώς μηνιγγίτιδα, που είχε ως αποτέλεσμα την απώλεια της ακοής της. Όταν επανέκτησε τις δυνάμεις της, προσφέρθηκε να εργαστεί εθελοντικά στο Αστεροσκοπείο του Κολεγίου του Χάρβαρντ, εξετάζοντας φωτογραφικές πλάκες κι αναζητώντας μεταβλητούς αστέρες, τους οποίους της είχε ανατεθεί να ταξινομήσει.
Η φωτογραφία είχε αλλάξει τον τρόπο μελέτης των μεταβλητών αστέρων, καθώς δύο φωτογραφικές γυάλινες πλάκες τραβηγμένες σε διαφορετικές νύχτες μπορούσαν να τοποθετηθούν η μία πάνω στην άλλη και να συγκριθούν άμεσα, με αποτέλεσμα τον εντοπισμό οποιασδήποτε μεταβολής στη λαμπρότητα. Η Λίβιτ αξιοποίησε στο μέγιστο βαθμό αυτή την ανερχόμενη τεχνολογία κι ανακάλυψε περισσότερους από 2.400 μεταβλητούς αστέρες, σχεδόν τους μισούς απ’ όσους ήταν γνωστοί μέχρι τότε. Οι αστρονόμοι είχαν προ πολλού συνειδητοποιήσει ότι μπορούσαν ν’ αντιληφθούν την φαινομενική κι όχι την πραγματική λαμπρότητα ενός αστέρα καθώς δεν μπορούσαν να υπολογίσουν την απόσταση του αστέρα από τη Γη.
Η Λίβιτ κατάφερε ν’ αναγνωρίσει 25 μεταβλητούς Κηφείδες στο Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου, έναν μικρό γειτονικό μας γαλαξία. Δεν γνώριζε την απόσταση του Νέφους από τη Γη, σκέφτηκε όμως ότι οι Κηφείδες στο εσωτερικό του βρισκόταν σχετικά κοντά μεταξύ τους και απείχαν σχεδόν το ίδιο από τη Γη. Ο τρόπος σκέψης της Λίβιτ ήταν παρόμοιος μ’ εκείνον που βλέπει στον ουρανό ένα σμήνος από 25 πουλιά και υποθέτει ότι η απόσταση ανάμεσά τους είναι σχετικά μικρή σε σύγκριση με την απόσταση μεταξύ του παρατηρητή και του σμήνους. Επομένως, αν ένα πουλί φαίνεται μικρότερο από τα υπόλοιπα, τότε πιθανώς να είναι όντως μικρότερο.
Απρόσμενα, η Λίβιτ διέθετε ακριβώς ότι χρειαζόταν. Αν οι Κηφείδες στο Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου είχαν περίπου την ίδια απόσταση από τη Γη, τότε, αν ένας Κηφείδης ήταν λαμπρότερος από έναν άλλο, αυτό θα οφειλόταν στο γεγονός ότι ήταν ενδογενώς φωτεινότερος κι όχι απλώς φαινομενικά λαμπρότερος. Με βάση την υπόθεσή της σχεδίασε ένα γράφημα της φαινόμενης λαμπρότητας σε συνάρτηση με την περίοδο μεταβολής των 25 Κηφείδων και βρήκε ότι τα σημεία αυτά έμοιαζαν ν’ ακολουθούν μια ομαλή καμπύλη.
Το 1912, η Λίβιτ ανακοίνωσε το συμπέρασμά της : “ Μπορεί να χαραχθεί μια ευθεία γραμμή ανάμεσα σε καθεμία από τις δυό σειρές σημείων που αντιστοιχούν στα μέγιστα και στα ελάχιστα. Έτσι βλέπουμε ότι υπάρχει μια απλή σχέση μεταξύ της λαμπρότητας των μεταβλητών αστέρων και των περιόδων τους ”. Επρόκειτο για ένα εντυπωσιακό συμπέρασμα που εγκυμονούσε συμπαντικές εφαρμογές, αλλά δημοσιεύτηκε με τον συγκρατημένο τίτλο “ Περίοδοι 25 μεταβλητών αστέρων στο Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου ”.
Η ουσία της ανακάλυψης της Λίβιτ ήταν ότι τώρα ήταν πλέον δυνατή η σύγκριση μεταξύ δύο οποιωνδήποτε Κηφείδων στον ουρανό και ο υπολογισμός των σχετικών αποστάσεών τους από τη Γη. Για παράδειγμα, αν μπορούσε να βρει δυό Κηφείδες σε διαφορετικές περιοχές του ουρανού οι οποίοι μεταβαλλόταν με παρόμοιες περιόδους, τότε γνώριζε ότι η λαμπρότητά τους ήταν περίπου η ίδια. Το διάγραμμά της προέβλεπε ότι μια συγκεκριμένη περίοδος συνεπαγόταν μια συγκεκριμένη ενδογενή λαμπρότητα. Έτσι, αν ένας από τους αστέρες αυτούς φαινόταν κατά 9 φορές αμυδρότερος από τον άλλο, έπρεπε να απέχει από τη Γη πολύ περισσότερο.
Η Χενριέτα Λίβιτ πέθανε από καρκίνο στις 12 Δεκεμβρίου 1921, σε ηλικία μόλις 53 ετών. Όχι μόνο δεν έζησε αρκετά για ν’ απολαύσει την αναγνώριση που της άξιζε, αλλά δεν πρόλαβε να μάθει ούτε τον αποφασιστικό αντίκτυπο του έργου της στο αιώνιο θέμα της φύσης των νεφελωμάτων.

Το αστεροσκοπείο του Γιέρκις, κοντά στο Σικάγο, που άρχισε να λειτουργεί το 1897.
Διονύσης Σιμόπουλος, Η αποκάλυψη των γαλαξιών
Εξερευνητές 2003
Ο επόμενος, σπουδαίος κατασκευαστής τηλεσκοπίων ήταν ο εκκεντρικός εκατομμυριούχος Τζόρτζ Χέιλ, ο οποίος γεννήθηκε στο Σικάγο το 1868 και αποδείχτηκε πιο παθιασμένος απ’ ότι ο Λόρδος Ρος. Με χρηματοδότηση από τον Τσάρλς Γέρκις, έναν μεγιστάνα των μεταφορών στο Σικάγο, κατασκεύασε το Αστεροσκοπείο Γέρκις, ως τμήμα του Πανεπιστημίου Σικάγου, 120 χιλιόμετρα βόρεια της πόλης, κοντά στην κοινότητα του Ουϊλιαμς Μπέι. Ο φωτισμός της πόλης στηριζόταν ακόμη σε κεριά και λάμπες κι έτσι οι αστρονόμοι γνώριζαν ότι το αμυδρό ουράνιο φως δεν επρόκειτο να μολυνθεί από το φως ισχυρών ηλεκτρικών λαμπτήρων. Η κατασκευή του τηλεσκοπίου, μήκους 20 μέτρων και βάρους 20 τόνων, ολοκληρώθηκε το 1897. Διέθετε μηχανισμό οδήγησης βάρους 20 τόνων, ειδικά σχεδιασμένο για να θέτει το τηλεσκόπιο στη σωστή διεύθυνση και κατόπιν να το συγχρονίζει ομαλά με την περιστροφή της Γης. Μ’ αυτόν τον τρόπο, ο αστέρας ή το νεφέλωμα που επρόκειτο να παρατηρηθεί παρέμενε στο οπτικό πεδίο του οργάνου.
Ωστόσο ο Χέιλ δεν ήταν ικανοποιημένος. Δέκα χρόνια αργότερα συγκέντρωσε χρήματα από το Ινστιτούτο Κάρνεγκι και ώθησε τα όρια της κατασκευαστικής τεχνολογίας ακόμη πιο μακριά, φτιάχνοντας ένα τηλεσκόπιο διαμέτρου 1.50 μ. στο όρος Ουϊλσον κοντά στην Πασαντένα της Καλιφόρνια. Στη συνέχεια ενεπλάκη σ’ ένα τρίτο εγχείρημα : ένα τηλεσκόπιο 2.50 μ. στο Όρος Ουϊλσον. Το τηλεσκόπιο των 2.50 μ., που χρηματοδοτήθηκε από τον μεγιστάνα δομικού εξοπλισμού στο Λος Άντζελες Τζον Χούκερ, ολοκληρώθηκε τελικά το 1917. Το τηλεσκόπιο Χούκερ ήταν σε θέση ν’ ανακαλύψει νεφελώματα που έως τότε ήταν υπερβολικά αμυδρά για να είναι ορατά με οποιοδήποτε άλλο τηλεσκόπιο. Ήταν τόσο ευαίσθητο ώστε μπορούσε να εντοπίσει το φως ενός κεριού σε απόσταση 15.000 χιλιομέτρων.
Στη συνέχεια, ο Χέιλ άρχισε να εργάζεται στην κατασκευή ενός τηλεσκοπίου διαμέτρου 5 μέτρων. Δυστυχώς, δεν έζησε να το δεί ολοκληρωμένο, είδε όμως τον αντίκτυπο των τηλεσκοπίων του ενός, του ενάμισι και των δυόμισι μέτρων, καθένα από τα οποία αποκάλυψε περαιτέρω στοιχεία για τον αριθμό και την ποικιλία των νεφελωμάτων. Ωστόσο, το γεγονός ότι η ακριβής θέση αυτών των αντικειμένων παρέμενε άγνωστη ήταν ενοχλητικό. Άραγε, αποτελούσαν τμήμα του Γαλαξία μας ή επρόκειτο για άλλους, απομακρυσμένους γαλαξίες ;
.
Στον Αστερισμό του Τοξότη, πίσω από τα νέφη αερίου και σκόνης, βρίσκεται το Σμήνος των Τόξων, το πιο πυκνό αστρικό σμήνος του Γαλαξία μας. Καταλαμβάνει μια σφαιρική περιοχή διαμέτρου 4,3 ετών φωτός περίπου και φτάνει ως την καρδιά του γαλαξία.
Γύρω στα μέσα της δεκαετίας του 1910, ο Αμερικανός αστρονόμος Χάρλοου Σάπλει ( 1885 – 1972 ) άρχισε να εξετάζει την χωροταξική κατανομή των σφαιρωτών σμηνών στο Γαλαξία. Εφαρμόζοντας την μέθοδο της Λίβιτ στις φωτογραφίες που πήρε με τα τηλεσκόπια των 150 και 250 εκατοστών του Όρους Ουίλσον, ο Σάπλει υπολόγισε τις αποστάσεις ογδόντα έξη σφαιρωτών σμηνών και καθόρισε την κατανομή τους στον διαστημικό χώρο. Παρατήρησε ότι ήταν τεράστιες και πυκνές συλλογές άστρων με πάνω από ένα εκατομμύριο μέλη και βρισκόταν κυρίως στο νότιο τμήμα του ουρανού, με μια συγκέντρωση προς τους αστερισμούς του Σκορπιού, του Οφιούχου και του Τοξότη.
Κατέληξε λοιπόν ότι τα σμήνη αυτά, σαν αντικείμενα μεγάλης μάζας, θα έπρεπε να περιφέρονται γύρω από το κέντρο του Γαλαξία όπως ακριβώς οι πλανήτες του ηλιακού μας συστήματος περιφέρονται γύρω από τον Ήλιο. Μ’ αυτά τα δεδομένα, υπολόγισε ότι τα σφαιρωτά σμήνη κατανέμονται στην επιφάνεια μιας νοητής σφαίρας της οποίας το κέντρο βρίσκεται προς την κατεύθυνση του αστερισμού του Τοξότη και ότι το κέντρο της σφαίρας αυτής, το πιθανό δηλαδή κέντρο του Γαλαξία μας, πρέπει να είναι σχεδόν 50.000 έτη φωτός μακριά από τον Ήλιο.
Στις αρχές του 1920 ανακαλύφθηκε ότι το μέγεθος αυτό ήταν υπερβολικό, αλλά παρ’ όλ’ αυτά, η εργασία του Σάπλει έδωσε μια ξεκάθαρη εικόνα του Γαλαξία μας και των άστρων που φαινόταν στον νυχτερινό ουρανό, ενώ ταυτόχρονα έγινε αντιληπτό ότι το ηλιακό μας σύστημα δεν ήταν τοποθετημένο στο κέντρο όπως πιστευόταν μέχρι τότε, αλλά στις παρυφές του Γαλαξία, συνταξιδεύοντας στο διάστημα μαζί με τα δισεκατομμύρια άστρα που τον σχηματίζουν. Ωστόσο, το ερώτημα για την φύση των νεφελωμάτων δεν είχε ακόμα απαντηθεί.
.
Η θέση μας στον Γαλαξία προσδιορίζει όλα όσα βλέπουμε στον νυχτερινό ουρανό.
Διονύσης Σιμόπουλος, Η αποκάλυψη των γαλαξιών
Εξερευνητές 2003
Τον Απρίλιο του 1920, η Εθνική Ακαδημία Επιστημών στην Ουάσιγκτον σχεδίασε να φιλοξενήσει τις αντίθετες απόψεις γι’ αυτό το ζήτημα, και οι επιστήμονες κλήθηκαν να υποστηρίξουν τις απόψεις τους μπροστά σ’ ένα ευρύτερο κοινό. Η άποψη ότι ο Γαλαξίας περιείχε ολόκληρο το σύμπαν, συμπεριλαμβανομένων των νεφελωμάτων, υποστηριζόταν σθεναρά από τους αστρονόμους του Αστεροσκοπείου του Όρους Ουίλσον, οι οποίοι απέστειλαν τον Χάρλοου Σάπλει για να τους εκπροσωπήσει. Η αντίθετη άποψη, σύμφωνα με την οποία τα νεφελώματα ήταν γαλαξίες, ήταν δημοφιλής στο Αστεροσκοπείο Λικ, το οποίο απέστειλε τον διακεκριμένο αστρονόμο Χέμπερ Κέρτις ( 1872 – 1942 ) ως υπερασπιστή αυτής της θέσης.
Η μεγάλη διαμάχη – όπως ονομάστηκε – άρχισε με τον Σάπλει να εξηγεί ότι τα νεφελώματα εντοπιζόταν εν γένει πάνω και κάτω από το επίπεδο του Γαλαξία, αλλά σπανίως στο ίδιο επίπεδο, που ονομάστηκε ζώνη αποφυγής. Εξήγησε αυτή την κατάσταση ισχυριζόμενος ότι τα νεφελώματα ήταν νέφη αερίων που δρούσαν ως λίκνα για νεογέννητους αστέρες και πλανήτες. Πίστευε ότι τέτοια νέφη υπήρχαν μόνο στις ανώτερες και κατώτερες εσχατιές του Γαλαξία, και ότι κινούνταν προς το κεντρικό επίπεδο καθώς οι αστέρες και οι πλανήτες ενηλικιωνόταν. Επομένως, μπορούσε να εξηγήσει τη ζώνη αποφυγής εάν ο Γαλαξίας μας ήταν ο μοναδικός Γαλαξίας που υπήρχε.
Ο Κέρτις ήταν κάθετα αντίθετος. Αναφορικά με τη ζώνη αποφυγής, ο Κέρτις πίστευε ότι επρόκειτο για οπτική απάτη. Υποστήριξε ότι τα νεφελώματα, καθώς ήταν γαλαξίες, ήταν συμμετρικά κατανεμημένοι γύρω και μακριά από τον Γαλαξία. Επομένως, ο μοναδικός λόγος για τον οποίο οι αστρονόμοι δεν μπορούσαν να δουν πολλά νεφελώματα στο επίπεδο του Γαλαξία ήταν επειδή το φως των τελευταίων εμποδιζόταν από το πλήθος των αστέρων και της μεσοαστρικής σκόνης που συνιστούσαν το γαλαξιακό επίπεδο. Όπως συμβαίνει συνήθως σε τέτοιες περιστάσεις, και οι δύο επιστήμονες είχαν δίκιο και άδικο : σύντομα αποκαλύφθηκε ότι ο Γαλαξίας μας είχε τεράστιες διαστάσεις και το σύμπαν πελώριες, περιλαμβάνοντας δισεκατομμύρια γαλαξίες σαν τον δικό μας.
.
Γύρω στο 1922, ο Hubble παρατηρεί μέσα από την νευτώνεια εστία του τηλεσκοπίου των 100 ιντσών του Όρους Wilson, κοντά στην Πασαντένα της Καλιφόρνιας. Απόφοιτος της Οξφόρδης, ο Hubble εγκατέλειψε μια λαμπρή καριέρα νομικού για ν’ ασχοληθεί με την αστρονομία.
Το βιβλίο των επιστημών, Αλεξάνδρεια 2005
Ο αστρονόμος που θα αξιοποιούσε πλήρως το δυναμικό της ανακάλυψης της Λίβιτ ήταν ο Έντουιν Χάμπλ, ο πιο διάσημος αστρονόμος της γενιάς του. Γεννήθηκε το 1889 στο Μισούρι και χάρη στον παππού του, που του χάρισε ένα τηλεσκόπιο στα γενέθλια των 8 του χρόνων, ενθουσιάστηκε με την παρατήρηση του ουρανού. Είχε αποφασίσει ότι θα σπουδάσει αστρονομία αλλά ο δυναμικός πατέρας του είχε άλλες ιδέες. Σπούδασε λοιπόν νομικά, ενώ παράλληλα παρακολουθούσε μαθήματα φυσικής. Το 1913, ο πατέρας του πέθανε κι έτσι ανέλαβε την υποστήριξη της μητέρας του και των τεσσάρων αδελφών του, εργαζόμενος ως καθηγητής γυμνασίου για 18 μήνες. Στη συνέχεια, αφού είχε κάνει το καθήκον του προς την οικογένειά του και είχε πλέον ελευθερωθεί από τον παράλογο κι αυταρχικό πατέρα του, ο Χάμπλ μπορούσε πλέον ανεμπόδιστα ν’ ακολουθήσει το παιδικό του όνειρο και να γίνει αστρονόμος.
Η σημαντικότερη αίσθηση για τους αστρονόμους είναι η όραση κι όποιος είχε πρόσβαση στο καλύτερο τηλεσκόπιο θα έβλεπε μακρύτερα κι ευκρινέστερα. Επομένως, το Όρος Ουίλσον ήταν το καλύτερο μέρος για τον Χάμπλ : διέθετε ήδη το μεγάλο τηλεσκόπιο του 1.50μ., και σύντομα θα ολοκληρωνόταν με το ακόμη μεγαλύτερο τηλεσκόπιο των 2.50μ. Ο διορισμός του καθυστέρησε λόγω της εισόδου της Αμερικής στον Α’ Παγκόσμιο πόλεμο κι έτσι ο Χάμπλ έφτασε στο Όρος Ουίλσον το φθινόπωρο του 1919.
Καθώς πίστευε ότι τα νεφελώματα ήταν ανεξάρτητοι γαλαξίες, βρισκόταν σε κάπως δύσκολη θέση καθώς οι αστρονόμοι του Όρους Ουίλσον είχαν αντίθετη άποψη. Ειδικότερα, βρισκόταν σε μόνιμη διαμάχη με τον Σάπλει ο οποίος παρ’ όλ’ αυτά έτρεφε μεγάλες προσδοκίες από τον νεαρό αστρονόμο. Η διαμάχη αυτή τερματίστηκε το 1921, όταν ο Σάπλει εγκατέλειψε το Όρος Ουίλσον, για τη θέση του διευθυντή στο Αστεροσκοπείο του Χάρβαρντ. Επρόκειτο ασφαλώς για μια προαγωγή του Σάπλει, όμως η μετακίνηση στην Ανατολική ακτή αποδείχτηκε καταστροφική.
Αν και είχε γλιτώσει από τον Χάμπλ και είχε αναλάβει τη διεύθυνση ενός διάσημου ιδρύματος, ο Σάπλει είχε εγκαταλείψει το αστεροσκοπείο που έμελλε να κυριαρχήσει στην αστρονομία για τέσσερις δεκαετίες. Το Αστεροσκοπείο του Όρους Ουίλσον διέθετε τα ισχυρότερα τηλεσκόπια στον κόσμο και ήταν προορισμένο να γίνει το ίδρυμα που θα έφερνε την επόμενη επανάσταση στην αστρονομία.
Ο Χάμπλ ανέβηκε στην ιεραρχία, βαθμιαία απέκτησε περισσότερο χρόνο παρατήρησης κι αφιερώθηκε στη λήψη των καλύτερων δυνατών φωτογραφιών νεφελωμάτων. Όταν έβλεπε το όνομά του στο πρόγραμμα παρατήρησης, έπαιρνε τον απότομο δρόμο με τις στροφές που οδηγούσε στην κορυφή του Όρους Ουίλσον, σε υψόμετρο 1.740μ. Τις ημέρες που ακολουθούσαν απολάμβανε την διαμονή του στο “ Μοναστήρι ” - εύστοχος χαρακτηρισμός για εκείνη την ανδροκρατούμενη κατοικία όσων είχαν εγκαταλείψει την επαφή με τον έξω κόσμο κι είχαν αφιερωθεί στην παρατήρηση του διαστήματος.
Τη νύχτα της 4ης Οκτωβρίου 1923, τέσσερα χρόνια μετά την άφιξή του στο Όρος Ουίλσον, ο Χάμπλ παρατηρούσε τον ουρανό με το τηλεσκόπιο των 2.50μ. , φωτογραφίζοντας μεταβλητούς αστέρες στο Νεφέλωμα της Ανδρομέδας. Την επομένη, συγκρίνοντας τις φωτογραφικές πλάκες με προηγούμενες του ίδιου νεφελώματος, ανακάλυψε ότι ένας από τους αστέρες που είχε φωτογραφίσει ήταν ένας Κηφείδης, κι αυτό σήμαινε ότι είχε κάνει τη μεγαλύτερη ανακάλυψη της καριέρας του : είχε ανακαλύψει τον πρώτο Κηφείδη σ’ ένα νεφέλωμα, άρα μπορούσε να χρησιμοποιήσει τη μέθοδο της Λίβιτ για να υπολογίσει την απόλυτη λαμπρότητα του αστέρα. Ο νέος Κηφείδης αυξομείωνε τη λαμπρότητά του με περίοδο 31, 415 μέρες και ήταν 7.000 φορές φωτεινότερος από τον Ήλιο. Συγκρίνοντας την απόλυτη με τη φαινόμενη λαμπρότητά του, ο Χάμπλ προσδιόρισε την απόστασή του.
Το αποτέλεσμα ήταν συγκλονιστικό. Ο Κηφείδης, και επομένως το νεφέλωμα της Ανδρομέδας στο οποίο ανήκε, έμοιαζε να απέχει από τη Γη 900.000 έτη φωτός.
Ο Γαλαξίας μας έχει διάμετρο περίπου 100.000 έτη φωτός, άρα η Ανδρομέδα δεν ανήκε σ’ αυτόν. Κι αν η Ανδρομέδα βρισκόταν σε τόσο μεγάλη απόσταση, έπρεπε να είναι απίστευτα λαμπρή για να είναι ορατή με γυμνό μάτι. Μια τέτοια λαμπρότητα συνεπαγόταν ένα σύστημα με εκατοντάδες ή εκατομμύρια γαλαξίες. Το Νεφέλωμα της Ανδρομέδας δεν μπορούσε παρά να είναι γαλαξίας, ο γαλαξίας της Ανδρομέδας.
Η μεγάλη διαμάχη για τη φύση των νεφελωμάτων
μπορούσε πια να τερματιστεί. Ο Χάμπλ ανακοίνωσε τα αποτελέσματα της έρευνάς του το 1924 στο Συνέδριο της Αμερικανικής Αστρονομικής Ένωσης για την Προώθηση της Επιστήμης, το οποίο πραγματοποιήθηκε στην Ουάσιγκτον. Ο Χάμπλ μοιράστηκε το βραβείο των 1.000 δολαρίων για την καλύτερη εργασία μαζί με τον Λέμιουελ Κλίβελαντ για την πρωτοποριακή εργασία του στα εντερικά πρωτόζωα που βρίσκονται στους τερμίτες.
Η συνοδευτική επιστολή εκ μέρους του Συμβουλίου της Αμερικανικής Αστρονομικής Εταιρείας τόνιζε τις συνέπειες της εργασίας του Χάμπλ : “ Ανοίγει το δρόμο στα βάθη του διαστήματος, τα οποία ως τώρα περίμεναν απροσπέλαστα την έρευνα, και υπόσχεται ακόμη μεγαλύτερες προόδους στο εγγύς μέλλον. Στο μεταξύ, έχει ήδη διαστείλει κατά εκατό φορές το γνωστό όγκο του υλικού σύμπαντος και έχει προφανώς διευθετήσει το μακρόχρονο ερώτημα περί της φύσης των νεφελωμάτων, αφού έδειξε ότι πρόκειται για γιγαντιαίες συσσωματώσεις αστέρων σχεδόν συγκρίσιμες σε έκταση με το Γαλαξία μας ”.
Πηγές στοιχείων :
Τα βιβλία που ήδη αναφέρθηκαν καθώς και : Terence Dickinson, Το σύμπαν και πέρα από αυτό, Πλανητάριο Θεσσαλονίκης 2004, David H. Levy, Το βιβλίο του κόσμου, Αλεξάνδρεια 2004, Giles Sparrow, Cosmos, Quercus Pubblishing Ltd 2006.

Κυριακή, 23 Μαρτίου 2008

Ο Γαλαξίας μας - 1

Jacopo Tintoretto ( 1518 - 1594 )
Η καταγωγή του Γαλαξία ( 1575 - 1580 )
Η αρχαία ελληνική μυθολογία " εξήγησε " την ύπαρξη της " Γαλαξίας Οδού " ως το γάλα της Ήρας που χύθηκε από το θηλασμό του Ηρακλή.
Διονύσης Σιμόπουλος, Η αποκάλυψη των γαλαξιών
Ερευνητές 2003
Τα ανέφελα βράδια χωρίς φεγγάρι, προς το τέλος του καλοκαιριού, μια γαλακτόχρωμη, αμυδρά φωτισμένη λωρίδα διασχίζει τον θόλο του ουρανού από τη μία άκρη στην άλλη. Αυτή η διάχυτη λάμψη είναι το άμεσο φως που εκπέμπεται από εκατοντάδες δισεκατομμύρια αστέρων που βρίσκονται πολύ μακριά από εμάς, καθώς και το έμμεσο αστρικό φως τους που σκεδάζεται από κόκκους σκόνης στον ενδοαστρικό χώρο.
Είναι το ορατό τμήμα του γιγάντιου σπειροειδούς γαλαξία όπου κατοικούμε, ενός πελώριου αστρικού συστήματος που περιλαμβάνει πάνω από 100 δισεκατομμύρια αστέρες, γνωστό με το όνομα “ Ο Γαλαξίας”. Με Γ κεφαλαίο, για να ξεχωρίζει απ’ όλους τους άλλους γαλαξίες του κολοσσιαίου κοσμικού σώματος που αντιλαμβανόμαστε ως σύμπαν.
Διαμέσου των αιώνων,
η ασημένια αυτή αψίδα πάνω στο σκοτεινό στερέωμα κέντρισε τόσο τη φαντασία όσο και την περιέργεια του ανθρώπινου νου. Οι πρώτες εντυπώσεις για τον Γαλαξία μας, όπως φαίνεται από τη Γη, ήταν επηρεασμένες από τα σπουδαιότερα στοιχεία του κάθε πολιτισμού. Οι αρχαίοι Αιγύπτιοι τον είδαν σαν ένα μεγάλο κάμπο από σιτάρι σπαρμένο στον ουρανό από την Θεά Ίσιδα, ενώ οι ψαράδες της Άπω Ανατολής τον φαντάστηκαν σαν ένα κοπάδι από χρυσόψαρα. Οι αρχαίοι Έλληνες τον ονόμασαν “ Γαλακτικό Κύκλο” και οι Ρωμαίοι “ Γαλαξία Οδό ”, από το γάλα της Ήρας που χύθηκε από τον θηλασμό του Ηρακλή.
.
Με το τηλεσκόπιο και τις μελέτες του, ο Γαλιλαίος ( 1564 – 1641 ) προσπάθησε ν’ αποδείξει στο εκκλησιαστικό κατεστημένο της εποχής του την αλήθεια του ηλιοκεντρικού συστήματος.
Διονύσης Σιμόπουλος, Η αποκάλυψη των γαλαξιών
Εξερευνητές 2003
.
Το τηλεσκόπιο του Χέρσελ ( 1738 – 1822 )
Simon Sigh, Big Bang, Τραυλός 2000
Όλες αυτές οι ευφάνταστες ιδέες που είχαν οι αρχαίοι και οι ιστορικοί λαοί για τον Γαλαξία πήραν τέλος to 1609, με την ανακάλυψη του τηλεσκοπίου. Μετά τον Γαλιλαίο, ο επόμενος σπουδαίος πρωτοπόρος στην σχεδίαση και στη χρήση τηλεσκοπίων ήταν ο γερμανός Φρίντριχ Βίλχελμ Χέρσελ, ( 1738 – 1822 ) ο οποίος το 1781 ανακάλυψε τον πλανήτη Ουρανό μ’ ένα τηλεσκόπιο που είχε φτιάξει μόνος του. Ο βασιλιάς Γεώργιος ο Γ’ της Μ. Βρετανίας ικανοποιήθηκε τόσο πολύ από αυτή την ανακάλυψη ώστε τον διόρισε αστρονόμο της αυλής και χρηματοδότησε το μεγαλύτερο τηλεσκόπιο του Χέρσελ με διάμετρο 1.20 μ. και μήκος 12 μ.
Ένα από τα κύρια ερευνητικά σχέδια του Χέρσελ ήταν να μετρήσει τις αποστάσεις εκατοντάδων αστέρων. Τα δεδομένα του σχηματοποιούσαν μια συγκέντρωση των αστέρων σ’ ένα δίσκο που έμοιαζε με επίπεδη, στρογγυλή τηγανίτα. Αντί να καταλαμβάνουν ένα κομμάτι χωρίς όρια μέσα στον χώρο, οι αστέρες έμοιαζαν με μια πυκνοκατοικημένη κοινότητα. Ο Χέρσελ πέθανε το 1822 χωρίς νάχει την παραμικρή ιδέα για το μέγεθος του Γαλαξία.
Το 1810, ο βασιλιάς της Πρωσίας Φρειδερίκος Γουλιέλμος Γ’ ανέθεσε στον αστρονόμο Φρίντριχ Βίλχελμ Μπέσελ την κατασκευή ενός νέου αστεροσκοπείου στο Κέντγκσμπεργκ όπου θα τοποθετούσαν τα καλύτερα αστρονομικά όργανα της Ευρώπης. Μετά από 28 χρόνια στο Κέντγκσμπεργκ, ο Μπέσελ μέτρησε για πρώτη φορά πόσο απέχουμε από έναν αστέρα.
Αν και οι αστρονόμοι γνώριζαν ότι οι αστέρες έπρεπε να βρίσκονται πολύ μακριά, συγκλονίστηκαν με την διαπίστωση ότι ο αστέρας 61 του Κύκνου, από τους πλησιέστερους προς τη Γη, απείχε 100 τρισεκατομμύρια χιλιόμετρα ! Γνωρίζοντας αυτή την απόσταση, υπολόγισαν στη συνέχεια τη διάμετρο και το πάχος του Γαλαξία σε έτη φωτός συνειδητοποιώντας ότι το μέγεθος του Γαλαξία ξεπερνούσε κάθε φαντασία. Την ίδια εποχή, οι αστρονόμοι συνειδητοποίησαν ακόμα ότι η αχανής έκταση του Γαλαξία ήταν ασήμαντη σε σύγκριση με το άπειρο σύμπαν. Όπως αναμενόταν, άρχισαν ν’ αναρωτιούνται τι συνέβαινε στο διάστημα πέρα από τον Γαλαξία. Ήταν τελείως κενό ή κατοικούνταν από άλλα αντικείμενα ;
.
Μετά από είκοσι χρόνια παρατηρήσεων, ο Σάρλ Μεσιέ δημοσίευσε το 1781 έναν κατάλογο με 103 νεφελώματα. Το λεπτομερές σκαρίφημα του Νεφελώματος της Ανδρομέδας, ( γειτονικός μας γαλαξίας ) δείχνει τη διαφορά μεταξύ ενός νεφελώματος, το οποίο διαθέτει ορισμένη, εκτεταμένη ορατή δομή, κι ενός αστέρα, ο οποίος εμφανίζεται ως σημειακή πηγή φωτός.
Simon Sigh, Big Bang, Τραυλός 2000
Η προσοχή στράφηκε προς τα νεφελώματα, παράξενες πηγές φωτός στο νυχτερινό ουρανό, οι οποίες έμοιαζαν πολύ διαφορετικές από τις ευκρινείς, σημειακές αστρικές πηγές. Ο πρώτος που συνέταξε έναν λεπτομερή κατάλογο αυτών των αντικειμένων ήταν ο γάλλος αστρονόμος Σάρλ Μεσιέ, ο οποίος ξεκίνησε την εργασία αυτή το 1764. Το 1781, δημοσίευσε έναν κατάλογο με 103 νεφελώματα και σήμερα τα αντικείμενα αυτά αναφέρονται ακόμα με τον αντίστοιχο αριθμό Μεσιέ. Για παράδειγμα, το Νεφέλωμα του Καρκίνου είναι το Μ1 και το Νεφέλωμα της Ανδρομέδας είναι το Μ31.
Ένα χρόνο αργότερα, ένας Άγγλος νεαρός αστρονόμος, ο John Goodrike, κωφάλαλος αλλά με εξαιρετικά οξεία όραση, παρατηρώντας τις κυμάνσεις του αστέρα Algol στον αστερισμό του Περσέα, ανακάλυψε ότι ο αστέρας ήταν ένα διπλό αστρικό σύστημα, δηλαδή ένα ζεύγος αστέρων σε τροχιά ο ένας γύρω από τον άλλον. Πρότεινε λοιπόν ότι ο ένας αστέρας ήταν πολύ πιο αμυδρός από τον άλλον και πως η μεταβλητότητα που παρατηρούσε οφειλόταν στη διέλευση του αμυδρού αστέρα μπροστά από τον λαμπρό συνοδό του με αποτέλεσμα να κρύβει το φως του δεύτερου, δηλαδή σε μία έκλειψη.
Σχεδίασε ένα γράφημα της λαμπρότητας συναρτήσει του χρόνου και την απόδειξη ότι η λαμπρότητα ήταν ελάχιστη κάθε 68 ώρες και 50 λεπτά. Την επόμενη χρονιά, παρατηρώντας τον αστέρα δ του Κηφέα , διαπίστωσε ότι η λαμπρότητα του αστέρα μεταβαλλόταν κάθε πέντε μέρες, ωστόσο στο γράφημα που σχεδίασε η μεταβολή ήταν ασύμμετρη , με ταχεία αύξηση και αργή ελάττωση, η καμπύλη έμοιαζε με πτερύγιο καρχαρία και δεν μπορούσε να εξηγηθεί με οποιοδήποτε εκλειπτικό φαινόμενο. Σήμερα ξέρουμε ότι οι μεταβολές αυτές προκαλούνται από αναπάλσεις του όγκου του αστέρα, σαν μια καρδιά που χτυπάει αργά. Στην συγκεκριμένη περίπτωση, η διάμετρος του Δέλτα του Κηφέα, μεταβάλλεται μεταξύ 40 και 45 ηλιακών διαμέτρων κάθε 5 ημέρες.
Το έργο του Goodrike αναγνωρίστηκε από την Βασιλική Εταιρεία, η οποία του απέμεινε το αναγνωρισμένου κύρους μετάλλιο Κόπλεϊ για την πιο σημαντική ανακάλυψη της χρονιάς το 1782 ενώ τρία χρόνια αργότερα τον τίμησε εκ νέου, αναγορεύοντάς τον σε Εταίρο της Βασιλικής Εταιρείας. Το φαινόμενο των εκλειπτικών διπλών αστέρων και των μεταβλητών Κηφείδων ή απλά Κηφείδων όπως τους ονομάζουμε σήμερα, ήταν μια σημαντική ανακάλυψη στην εξέλιξη της αστρονομίας, δεν έμελλε όμως να παίξει κανένα ρόλο στην τραγωδία των νεφελωμάτων.
Όταν ο Χέρσελ έλαβε ένα αντίγραφο του καταλόγου του Μεσιέ, στράφηκε ξανά προς τα νεφελώματα χρησιμοποιώντας τα τεράστια τηλεσκόπιά του για να πραγματοποιήσει μια εξαντλητική έρευνα του ουρανού. Προχώρησε πολύ πέρα από τον Μεσιέ, καταγράφοντας συνολικά 2.500 νεφελώματα, και στη διάρκεια αυτής της επισκόπησης του ουρανού άρχισε να διατυπώνει εικασίες σχετικά με τη φύση τους. Επειδή έμοιαζαν με νέφη, ο Χέρσελ πίστεψε ότι επρόκειτο πράγματι για μεγάλα νέφη αερίων και σκόνης. Ειδικότερα, κατάφερε να διακρίνει στο εσωτερικό κάποιου νέφους έναν μεμονωμένο αστέρα, γεγονός που τον έκανε να ισχυριστεί ότι τα νεφελώματα ήταν νεαροί αστέρες που περιβαλλόταν από αέρια και σκόνη, υλικό σε διαδικασία συγχώνευσης για τον σχηματισμό των πλανητών. Με άλλα λόγια, ο Χέρσελ θεώρησε πως τα νεφελώματα αυτά ήταν αστέρες σε πρώιμο στάδιο της ζωής τους και ότι, όπως όλοι οι υπόλοιποι αστέρες, υπήρχαν στο εσωτερικό του Βασιλείου του Γαλαξία.
Ενώ ο Χέρσελ πίστευε ότι ο Γαλαξίας μας ήταν το ένα και μοναδικό σύμπλεγμα αστέρων σε ολόκληρο το σύμπαν, ο γερμανός φιλόσοφος του 18 αιώνα Ιμανουέλ Καντ, ( 1724 – 1804 ) υιοθέτησε την αντίθετη άποψη, υποστηρίζοντας ότι τουλάχιστον κάποια από τα νεφελώματα ήταν ανεξάρτητοι ομαδοποιημένοι αστέρες, παρόμοιοι με τον Γαλαξία ως προς το μέγεθος, αλλά εξαιρετικά απομακρυσμένοι από την περίμετρό του. Ονόμασε αυτά τα νεφελώματα “ κόσμους – νησίδες ” θεωρώντας ότι το σύμπαν ως ένα ωκεανό του διαστήματος γεμάτο από ξεχωριστές νησίδες αστέρων. Σήμερα, όταν αναφερόμαστε σε κάθε τέτοιο μεμονωμένο σύστημα αστέρων, το αποκαλούμε γαλαξία.
Δημιουργήθηκαν έτσι δυο αντίπαλα στρατόπεδα, όπου οι υποστηρικτές του Χέρσελ ισχυριζόταν ότι τα νεφελώματα ήταν νεαροί αστέρες περιβαλλόμενοι από νέφη αερίων και σκόνης και τοποθετημένοι στο εσωτερικό του Γαλαξία, ενώ οι οπαδοί του Καντ θεωρούσαν ότι επρόκειτο για γαλαξίες, ανεξάρτητα αστρικά συστήματα που βρισκόταν πολύ πέρα από τον Γαλαξία μας. Το κλειδί για την επίλυση των διαφορών ήταν καλύτερες παρατηρησιακές ενδείξεις, οι οποίες άρχισαν να παρουσιάζονται στα μέσα του 19ου αιώνα, χάρη στον εκπληκτικό Ουϊλιαμ Πάρσονς, τον Τρίτο Κόμη του Ρος.
.
Ο “ Λεβιάθαν της Πάρσοντάουν ” του Λόρδου Ρος, με το επιβλητικό άνοιγμα των 1.80 μ., ήταν το μεγαλύτερο τηλεσκόπιο στον κόσμο όταν κατασκευάστηκε. Πάρσονςτάουν ήταν το προηγούμενο όνομα της Μπαρ, της πόλης όπου εγκαταστάθηκε το τηλεσκόπιο.
Simon Sigh, Big Bang, Τραυλός 2000
Το 1845, μετά από τρία χρόνια επίπονης κατασκευής και αφειδών εξόδων, ο Λόρδος Ρος ολοκλήρωσε το τεράστιο τηλεσκόπιο μήκους 16.50μ. και άρχισε τις παρατηρήσεις του. Το γεγονός αυτό συνέπεσε με τον Ιρλανδικό λιμό της πατάτας, μια τραγωδία την οποία ο Ρης είχε προσπαθήσει να αποτρέψει, όταν, νωρίτερα, είχε ταχθεί υπέρ των νέων μεθόδων καλλιέργειας που θα αντιμετώπιζαν τη μάστιγα της αφίδας της πατάτας. Ο Ρος διέκοψε αμέσως την παρατήρηση του ουρανού και διέθεσε τον χρόνο και τα χρήματά του για τη στήριξη της τοπικής κοινότητας. Όταν, αρκετά χρόνια αργότερα, ο Λόρδος Ρος τελικά επέστρεψε στην επισκόπηση των αστέρων, άρχισε τις παρατηρήσεις του καθισμένος σ’ ένα δοκάρι της σκαλωσιάς που περιέβαλε το επιβλητικό τηλεσκόπιό του. Την ίδια στιγμή έπρεπε να διατηρεί την ισορροπία του καθώς πέντε εργάτες γύρω του χειριζόταν μανιβέλες, τροχαλίες και βαρούλκα για ν’ ανυψώσουν το τηλεσκόπιο στη σωστή θέση. Ο Λόρδος Ρος και η ομάδα του πάλευαν μ’ αυτό το τέρας κάθε νύχτα, και γι’ αυτό το λόγο το αποκάλεσαν Λεβιάθαν της Πάρσονστάουν.
Ο Ρος ανταμείφθηκε για τις προσπάθειές του, με θεαματικές εικόνες του νυχτερινού ουρανού. Ο βοηθός του, Τζόνστοουν Στόουνι, αξιολόγησε την ποιότητα του τηλεσκοπίου σκοπεύοντας πολύ αμυδρούς αστέρες : “ Τέτοιοι αστέρες φαίνονται λαμπροί με το μεγάλο τηλεσκόπιο. Συνήθως μοιάζουν με φωτεινές μπάλες, σαν μικρά μπιζέλια, που κοχλάζουν ακατάπαυστα ως αποτέλεσμα της ατμοσφαιρικής διαταραχής… η ποιότητα της παρατήρησης που προσφέρει αυτό το τηλεσκόπιο κάνει τον έλεγχο ν’ αγγίζει πράγματι, την τελειότητα της θεωρίας ” . Με αξιοζήλευτο τρόπο ο Ρος κατάφερε, ανάμεσα από τα σύννεφα που σκεπάζουν σχεδόν μόνιμα τον Ιρλανδέζικο ουρανό, να παρατηρεί και να καταγράφει εξαιρετικές λεπτομέρειες των νεφελωμάτων. Αντί να εμφανίζονται ως άμορφες φωτεινές περιοχές, τα νεφελώματα άρχισαν να φαίνονται σα να είχαν διακριτή εσωτερική δομή.

Η απεικόνιση του Νεφελώματος του Στροβίλου ( Μ51 ) από τον Ρος.
Απόσταση : 31 εκατομμύρια έτη φωτός
Διάμετρος : 100.000 έτη φωτός
Giles Sparrow, Cosmos, Quercus Publishing Ltd., 2006
Simon Sigh, Big Bang, Τραυλός 2000
Μια σύγχρονη φωτογραφία που τραβήχτηκε από το τροχιακό τηλεσκόπιο Hubble. Η σύγκριση αποκαλύπτει την ισχύ του τηλεσκοπίου του Ρος καθώς και την ακρίβεια της παρατήρησής του.
Το πρώτο νεφέλωμα που κατέκτησε ο Λεβιάθαν ήταν το Μ51 στον κατάλογο του Μεσιέ, το οποίο αποτέλεσε το αντικείμενο ενός εκπληκτικά λεπτομερούς σκαριφήματος του Ρος, ( πάνω ). Ο Ρος αναγνώρισε εύκολα ότι το νεφέλωμα Μ51 διέθετε σπειροειδή δομή. Ειδικότερα, εντόπισε έναν μικρό στρόβιλο στο άκρο ενός από τους σπειροειδείς βραχίονες λόγος για τον οποίο το Νεφέλωμα Μ51 ονομάζεται Νεφέλωμα του Στροβίλου. Η απεικόνιση του νεφελώματος από τον Ρος έγινε διάσημη σ’ όλη την Ευρώπη και μάλιστα φημολογείται ότι ενέπνευσε τον Βίνσεντ Βαν Γκογκ να ζωγραφίσει τον πίνακα Έναστρη νύχτα, στον οποίο παρουσιάζεται ένα σπειροειδές νεφέλωμα μ’ έναν στρόβιλο.
Η ομοιότητα με στρόβιλο οδήγησε τον Ρος σ’ ένα προφανές συμπέρασμα : Η ύπαρξη ενός τέτοιου συστήματος, χωρίς εσωτερική κίνηση, μοιάζει εξαιρετικά απίθανη ”. Επίσης, ο Ρος πίστευε ότι η περιδινούμενη μάζα ήταν κάτι περισσότερο από ένα απλό αεριώδες νέφος : “ Παρατηρούμε, ότι με κάθε διαδοχική αύξηση της οπτικής ισχύος, η δομή γίνεται ολοένα πιο πολύπλοκη… Το νεφέλωμα, βρίθει από αστέρες ”.
Με την πάροδο των δεκαετιών,
οι αστρονόμοι επένδυσαν περισσότερα χρήματα στην κατασκευή ολοένα και ισχυρότερων τηλεσκοπίων εγκατεστημένων σε μεγάλα υψόμετρα όπου, σε αντίθεση με την Ιρλανδία, ο ουρανός ήταν ξάστερος. Παρ’ ότι υπήρχαν άλλα ζητήματα προς εξέταση, οι αστρονόμοι αδημονούσαν ν’ ανακαλύψουν την πραγματική ταυτότητα των νεφελωμάτων, αν όχι μέσω της μέτρησης των αποστάσεών τους, με την εύρεση κάποιου άλλου ίχνους ζωτικής σημασίας, το οποίο θα αποκάλυπτε τη φύση τους.
Η ανακάλυψη της δαγεροτυπίας το 1836 από τον Λουϊ Νταγκέρ, προσέφερε μια εξαιρετική βοήθεια στις αστρονομικές έρευνες. Μέχρι τότε, οι παρατηρήσεις των αστρονόμων μπορούσαν να καταγραφούν μόνο μέσω περιγραφής ή σχεδίασης, δυό τρόπων που στερούνται μεγάλης ακρίβειας. Τέτοιες περιγραφές μπορούσαν πλέον ν’ αντικατασταθούν από μια αντικειμενική φωτογραφία.
Ο Τζον Χέρσελ ( 1792 – 1871 ), γιος του Ουίλιαμ Χέρσελ και πρόεδρος της Βασιλικής Αστρονομικής εταιρείας, ήταν ένας από τους πρώτους που υιοθέτησαν αυτή τη νέα τεχνολογία. Λίγες βδομάδες μετά την αναγγελία του Ντάγκερ, ήταν έτοιμος να επαναλάβει τη χημική διεργασία αποτύπωσης μιας εικόνας πάνω σε γυαλί και πήρε την πρώτη του φωτογραφία η οποία απεικόνιζε το μεγαλύτερο τηλεσκόπιο του πατέρα του πριν το αποσυναρμολογήσουν. Ο Χέρσελ συνέχισε με πολυάριθμες συνεισφορές στη βελτίωση της φωτογραφικής διαδικασίας και εισήγαγε τους όρους “ φωτογραφία ”, “ στιγμιότυπο ”, “ θετικό ” και “ αρνητικό ”. Υπήρξε μόνο ένας από τους πολλούς αστρονόμους που ώθησαν την τέχνη της φωτογραφίας στα όρια και ανέπτυξαν νέα φωτογραφική τεχνολογία σε μια προσπάθεια να συλλάβουν ακόμη και τα πιο αμυδρά αντικείμενα.
Επίσης, ο Τ. Χέρσελ συνέχισε επί δεκαετίες την εργασία του πατέρα του και το 1864 δημοσίευσε το Γενικό Κατάλογο Νεφελοειδών που περιελάμβανε συνολικά 5.079 αντικείμενα. Δεκαεπτά χρόνια μετά τον θάνατο του Τζον Χέρσελ, ο κατάλογός του αναδομήθηκε και επεκτάθηκε – ώστε να περιλαμβάνει συνολικά 13.226 ουράνια αντικείμενα – από τον Δανό αστρονόμο Γιόχαν Ντέιερ ( 1852 – 1926 ) ο οποίος τον δημοσίευσε το 1888 με την ονομασία Νέος Γενικός Κατάλογος ( NGC : New General Catalog ) , που χρησιμοποιείται μέχρι σήμερα.
Το Αστεροσκοπείο του Κολεγίου του Χάρβαρντ βρέθηκε στο επίκεντρο της φωτογραφικής επανάστασης στην αστρονομία, χάρη στον πρώτο διευθυντή του, τον Ουϊλιαμ Κράντς Μπόντ, ο οποίος είχε τραβήξει την πρώτη δαγεροτυπία του Βέγα. Επίσης, ο ερασιτέχνης αστρονόμος Χένρι Ντρέιπερ, του οποίου ο πατέρας είχε τραβήξει την πρώτη φωτογραφία της σελήνης, στις 23 Μαρτίου του 1840, κληροδότησε την περιουσία του στο Χάρβαρντ προκειμένου να φωτογραφίσει και να ταξινομήσει όλους τους παρατηρήσιμους αστέρες.
Αυτό επέτρεψε στον Έντουαρντ Πίκερινγκ, ο οποίος έγινε διευθυντής του αστεροσκοπείου το 1877, να θέσει σε εφαρμογή ένα εντατικό πρόγραμμα ουράνιας φωτογράφησης. Στις επόμενες δεκαετίες το αστεροσκοπείο τράβηξε μισό εκατομμύριο φωτογραφικές πλάκες, έτσι μία από τις μεγαλύτερες προκλήσεις που αντιμετώπισε ο Πίκερινγκ ήταν να καθιερώσει ένα σύστημα βιομηχανικής κλίμακας για την ανάλυση των φωτογραφιών. Κάθε πλάκα περιείχε εκατοντάδες αστέρες κι έπρεπε να εκτιμηθεί η λαμπρότητα και να μετρηθεί η ακριβής θέση κάθε κουκίδας.
Ο Πίκερινγκ στρατολόγησε μια ομάδα νεαρών γυναικών για να εργαστούν ως υπολογιστές, όρος που είχε χρησιμοποιηθεί αρχικά για να περιγράψει όσους χειριζόταν δεδομένα και πραγματοποιούσαν υπολογισμούς.
Πηγές στοιχείων : Τα προαναφερθέντα βιβλία καθώς και : Terence Dickinson, Το σύμπαν και πέρα από αυτό, Πλανητάριο Θεσσαλονίκης 2004, David H. Levy, Το βιβλίο του κόσμου, Αλεξάνδρεια 2004, Giles Sparrow, Cosmos, Quercus Pubblishing Ltd 2006.

Κυριακή, 16 Μαρτίου 2008

Οι μαύρες τρύπες

Η νευτώνεια θεωρία της βαρύτητας μπορεί να συμβάλλει στο να κατανοήσουμε τι συμβαίνει όταν ένα αστέρι καταρρέει από την έλξη του ίδιου του του βαρυτικού πεδίου : σε μια συνήθη κατάσταση, σ’ ένα αστέρι εξισορροπούνται οι πυρηνικές και οι βαρυτικές δυνάμεις. Το φως διαφεύγει από την επιφάνεια του αστεριού. Όταν εξασθενούν οι πυρηνικές δυνάμεις και το αστέρι καταρρέει, το βαρυτικό του πεδίο είναι πολύ ισχυρό για να επιστρέψει στο φως να διαφύγει. Το φως έλκεται πίσω στην επιφάνεια καθιστώντας το αστέρι αόρατο ή μαύρη τρύπα.
Stephen Hawking, Στους ώμους γιγάντων, Τραυλός 2006
Ο όρος “ μαύρη τρύπα ” είναι πολύ πρόσφατος : επινοήθηκε το 1969 από τον αμερικανό φυσικό John Wheeler. Ο Wheeler θέλησε να περιγράψει μ’ αυτό τον εύγλωττο και γλαφυρό τρόπο μια παλαιότερη ιδέα, που ανάγεται σε μια εποχή πριν από διακόσια τουλάχιστον χρόνια. Την εποχή εκείνη, υπήρχαν δύο θεωρίες για την φύση του φωτός : κατά την πρώτη το φως αποτελείται από κύματα, ενώ κατά τη δεύτερη, που την υποστήριξε κι ο Νεύτωνας, το φως αποτελείται από σωματίδια. Σήμερα γνωρίζουμε ότι, με κάποια έννοια, και οι δύο θεωρίες είναι στην πραγματικότητα σωστές, επειδή, σύμφωνα με τον δυϊσμό κύματος – σωματιδίου της κβαντικής μηχανικής, το φως μπορεί να θεωρηθεί και ως κύμα και ως σωματίδιο.
Σύμφωνα με τη θεωρία ότι το φως αποτελείται από κύματα, δεν ήταν σαφές το πώς θα μπορούσε να ανταποκρίνεται στην επίδραση της βαρύτητας. Σύμφωνα με τη θεωρία όμως, ότι το φως αποτελείται από σωματίδια, είναι λογικό να περιμένουμε ότι η βαρύτητα θα επιδρούσε σ’ αυτά όπως επιδρά και στις οβίδες, τους πυραύλους και τους πλανήτες.
................................................................
Η ιδέα του John Michell
Stephen Hawking, Το σύμπαν σ’ ένα καρυδότσουφλο, Κάτοπτρο 2001
Την υπόθεση αυτή ανέπτυξε στα τέλη του 18ου αιώνα ο καθηγητής του Κέιμπριτζ, ο John Michell, σε μια εργασία του που δημοσιεύτηκε το 1783 στα Φιλοσοφικά Πεπραγμένα της Βασιλικής Εταιρείας του Λονδίνου.
Η ιδέα του ήταν η εξής : Έστω ότι εκτοξεύετε από την επιφάνεια της γης μια μπάλα κανονιού κατακόρυφα προς τα πάνω, Η μπάλα θα επιβραδύνεται καθώς θα ανέρχεται, λόγω της επίδρασης της βαρύτητας, και βαθμιαία θα σταματήσει, οπότε θα ξαναπέσει στη γη. Ωστόσο, αν διέθετε ταχύτητα μεγαλύτερη από κάποια κρίσιμη τιμή, δεν θα σταματούσε, αλλά θα συνέχιζε την πορεία της προς τα πάνω, διαφεύγοντας από την έλξη του πλανήτη. Αυτή η κρίσιμη ταχύτητα που ονομάζεται ταχύτητα διαφυγής, είναι περίπου ίση με 12 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο για τη Γη, και περίπου 100 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτα για τον Ήλιο.
Και οι δύο αυτές τιμές
ξεπερνούν κατά πολύ τις ταχύτητες των πραγματικών βλημάτων κανονιού, ωστόσο είναι πολύ μικρότερες από την ταχύτητα του φωτός ( 300.000 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο ). Συνεπώς, το φως καταφέρνει και διαφεύγει από την έλξη της Γης και του Ήλιου χωρίς μεγάλη δυσκολία. Ο Michell, ωστόσο, υποστήριξε ότι θα μπορούσαν να υπάρχουν αστέρια με μάζα πολύ μεγαλύτερη αυτής του ήλιου και με ταχύτητα διαφυγής πολύ μεγαλύτερη από την ταχύτητα του φωτός.
Τέτοιου είδους αστέρια δεν θα ήταν ορατά σε μας, αφού η ακτινοβολία τους δεν μπορεί να εγκαταλείψει την επιφάνειά τους λόγω της δράσης του βαρυτικού τους πεδίου. Ο Michell ονόμασε αυτά τ' αστέρια “ σκοτεινά αστέρια ” και υπέθεσε ότι ίσως υπάρχει στο Σύμπαν μεγάλο πλήθος παρόμοιων αντικειμένων. Αν και δεν θα μπορούσαμε να τα δούμε, αφού το φως τους δεν θα έφτανε έως εμάς, θα μπορούσαμε όμως να αισθανθούμε τη βαρυτική έλξη τους. Τα αντικείμενα αυτά τα ονομάζουμε σήμερα “ μαύρες τρύπες ”, επειδή μοιάζουν με μαύρα κενά μέσα στον διαστημικό χώρο.
Η ιδέα του Michell για την ύπαρξη σκοτεινών αστεριών εδραζόταν στην νευτώνεια φυσική, στην οποία ο χρόνος ήταν απόλυτος κι έρρεε ανεξάρτητα απ’ οτιδήποτε συνέβαινε. Το να θεωρούμε όμως ότι το φως συμπεριφέρεται όπως οι οβίδες της νευτώνειας θεωρίας της βαρύτητας, δεν είναι καθόλου συνεπές. Σύμφωνα μ’ ένα πείραμα που πραγματοποιήθηκε το 1897, βρέθηκε ότι το φως ταξιδεύει πάντοτε με την ίδια σταθερή ταχύτητα. Αν λοιπόν μια οβίδα που βάλλεται από την επιφάνεια της Γης προς τα πάνω επιβραδύνεται από τη βαρύτητα, ακινητοποιείται και τελικά ξαναπέφτει στη Γη, ένα φωτόνιο πρέπει να συνεχίσει να κινείται με σταθερή ταχύτητα. Τότε όμως πως επιβραδύνεται από την βαρύτητα ;
Έως το 1915 δεν υπήρχε μια συνεπής θεωρία που να περιγράφει τον τρόπο που επιδρά η βαρύτητα στο φως. Τότε ο Αϊνστάιν διατύπωσε τη γενική θεωρία της σχετικότητας, δίνοντας την απάντηση : το φως καμπυλώνεται. Χρειάστηκαν όμως πολλά χρόνια για να κατανοηθούν τα αποτελέσματα της εφαρμογής αυτής της θεωρίας στην περίπτωση των αστεριών με μεγάλη μάζα.
.
Καθώς το φως ενός μακρινού αστεριού διέρχεται κοντά στον Ήλιο, εκτρέπεται λόγω της καμπύλωσης που προκαλεί στον χωροχρόνο η μάζα του Ήλιου ( α ) . Ως εκ τούτου, αν παρατηρήσουμε το συγκεκριμένο αστέρι από τη Γη, θα δούμε μια ελαφρά μετατόπιση της θέσης του ( β ). Το φαινόμενο αυτό μπορεί να παρατηρηθεί κατά τη διάρκεια μιας ηλιακής έκλειψης, δηλαδή όταν δεν σκεδάζεται από το φως του ήλιου.
Stephen Hawking, Το σύμπαν σ’ ένα καρυδότσουφλο, Κάτοπτρο 2001
Σύμφωνα με την γενική σχετικότητα, ο χώρος και ο χρόνος σχηματίζουν από κοινού έναν τετραδιάστατο χώρο, τον χωροχρόνο. Ο χώρος αυτός δεν είναι επίπεδος, αλλά παραμορφώνεται, ή καμπυλώνεται, από την ύλη και την ενέργεια που περιέχει. Παρατηρούμε αυτή την καμπύλωση στην κύρτωση του φωτός ή των ραδιοκυμάτων καθώς περνούν κοντά στον ‘Ήλιο κατά την διαδρομή τους προς εμάς. Βέβαια, στην περίπτωση του φωτός που περνά κοντά στον ήλιο, η κύρτωση των ακτίνων είναι πολύ μικρή, επειδή το βαρυτικό πεδίο του Ήλιου είναι ασθενές. Όμως, έν' αστέρι μεγάλης μάζας μπορεί να συρρικνωθεί σε τελική διάμετρο μερικών χιλιάδων χιλιομέτρων ή μερικών χιλιομέτρων και να συμπιεσθεί σε μια πυκνότητα εκατοντάδων ή και εκατομμυρίων τόνων ανά κυβικό εκατοστό, αντίστοιχα.
Έν' αστέρι με μάζα δεκαπλάσια της μάζας του Ήλιου, δεν μπορεί να καταλήξει σε λευκό νάνο ή αστέρι νετρονίων αλλά θα συνεχίσει να καταρρέει. Καθώς θα συρρικνώνεται, η ένταση του βαρυτικού του πεδίου στην επιφάνειά του θα αυξάνει, με αποτέλεσμα την ταυτόχρονη αύξηση της ταχύτητας διαφυγής. Μόλις η ακτίνα του φτάσει τα 30 χιλιόμετρα περίπου, η ταχύτητα διαφυγής θα ισούται με 300.000 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο, δηλαδή με την ταχύτητα του φωτός.
Συνεπώς, ύστερα από αυτή τη χρονική στιγμή, οποιαδήποτε ακτίνα φωτός εκπέμπεται από το αστέρι δεν μπορεί να διαφύγει. Το βαρυτικό πεδίο του αστεριού την υποχρεώνει να επιστρέψει στην επιφάνειά του. Σύμφωνα με την ειδική θεωρία της σχετικότητας, δεν υπάρχει ταχύτητα μεγαλύτερη από την ταχύτητα του φωτός, οπότε, αφού δεν μπορεί να διαφύγει το ίδιο το φως, δεν θα μπορεί να διαφύγει και οποιοδήποτε άλλο αντικείμενο, αφού όλα τα αντικείμενα κινούνται με ταχύτητα μικρότερη από την ταχύτητα του φωτός.
Το αποτέλεσμα όλων αυτών είναι ο σχηματισμός μιας μαύρης τρύπας : μιας περιοχής του χωροχρόνου, από την οποία είναι αδύνατη η διαφυγή προς το άπειρο. Η περιοχή αυτή περικλείεται από έναν ορίζοντα γεγονότων που σχηματίζεται από το φως που μόλις και δεν καταφέρνει να διαφύγει από τη μαύρη τρύπα και περιστρέφεται για πάντα γύρω από την νέα περίμετρο του άστρου σε απόσταση ίση με την ακτίνα Schwarzschild : 2GM/c, όπου G η σταθερά του νόμου της παγκόσμιας έλξης του Νεύτωνα, Μ η μάζα του αστεριού και c η ταχύτητα του φωτός. Για ένα άστρο με μάζα δεκαπλάσια του ήλιου, η ακτίνα Schwarzschild ισούται με τριάντα χιλιόμετρα περίπου.
Αυτή η διαδρομή των ακτίνων φωτός που αιωρείται σε σταθερή κατάσταση πάνω από το κέντρο του αστεριού και ουδέποτε διαφεύγει, διαχωρίζει τον χωροχρόνο σε δύο περιοχές : αυτή από την οποία το φως μπορεί να διαφύγει της έλξης του άστρου και εκείνη από την οποία αδυνατεί να διαφύγει. Ο ορίζοντας γεγονότων λειτουργεί κάπως σαν μεμβράνη μονής κατεύθυνσης γύρω από τη μαύρη τρύπα : οποιοδήποτε αντικείμενο μπορεί να τον περάσει και να μπει μέσα, δεν θα μπορεί ποτέ όμως να βγει από αυτή περνώντας τον κατά την αντίθετη διεύθυνση.
Θα μπορούσε κανείς να πει για τον ορίζοντα γεγονότων αυτό που είπε ο Δάντης πως ήταν γραμμένο πάνω από την είσοδο της κόλασης : “ Εγκαταλείψτε κάθε ελπίδα, ω εσείς που εισέρχεστε εδώ ” . Κάθε τι που περνάει τον ορίζοντα γεγονότων θα φτάσει σύντομα στην περιοχή της άπειρης πυκνότητας και το τέλος του χρόνου.
.
Όταν έν' αστέρι μεγάλης μάζας εξαντλήσει τα καύσιμά του, θ’ αρχίσει να χάνει θερμότητα και να συστέλλεται. Η επαγόμενη στρέβλωση του χωροχρόνου θα γίνει τόσο έντονη που θα δημιουργηθεί μια μαύρη τρύπα, από την οποία δεν μπορεί να διαφύγει το φως. Στο εσωτερικό μιας μαύρης τρύπας, ο χρόνος φτάνει σ’ ένα τέλος.
1. Κάτω αριστερά : Στρέβλωση του χωροχρόνου γύρω από έν' αστέρι μεγάλης μάζας το οποίο καιει πυρηνικό καύσιμο. 2. Στη μέση : Η στρέβλωση του χωροχρόνου γίνεται περισσότερο έντονη καθώς τ' αστέρι συστέλλεται. 3. Πάνω δεξιά : Ο χρόνος φτάνει σ’ ένα τέλος στο εσωτερικό μιας μαύρης τρύπας.
Stephen Hawking, Το σύμπαν σ’ ένα καρυδότσουφλο, Κάτοπτρο 2001

Ισχυρά βαρυτικά κύματα είναι δυνατόν να παραχθούν από δύο αστέρια ή και δυο μεγάλες τρύπες που κινούνται το ένα γύρω από το άλλο, όπως παραπάνω. Οι παρατηρήσεις της περιοχής του αστρικού συστήματος PSR 1913 + 16 δείχνουν σαφώς δυο αστέρια που κινούνται σπειροειδώς το ένα προς τον άλλον επειδή χάνουν ενέργεια εκπέμποντας βαρυτικά κύματα.
Stephen Hawking, Το χρονικό του χρόνου, Κάτοπτρο 2000
Η γενική θεωρία της σχετικότητας προβλέπει ότι τα κινούμενα βαριά αντικείμενα προκαλούν την εκπομπή βαρυτικών κυμάτων, δηλαδή “ ρυτιδώσεων ” στην καμπυλότητα του χωροχρόνου που διαδίδονται με την ταχύτητα του φωτός. Όπως συμβαίνει και με τα φωτεινά κύματα, τα βαρυτικά κύματα απάγουν ( αποσπούν ) ενέργεια από τα σώματα που τα εκπέμπουν. Ο ρυθμός απώλειας ωστόσο, είναι εξαιρετικά χαμηλός οπότε η παρατήρησή τους είναι αρκετά δύσκολη.
Για παράδειγμα, η εκπομπή βαρυτικών κυμάτων από τη Γη κατά στην κίνησή της γύρω από τον Ήλιο, μεταβάλει την τροχιά της. Σταδιακά λοιπόν, η Γη θα πλησιάζει όλο και περισσότερο τον Ήλιο και κάποτε θα συγκρουστεί μαζί του, καταλήγοντας έτσι σε μια στάσιμη κατάσταση. Ο ρυθμός της απώλειας ενέργειας στην περίπτωση του συστήματος Γης – Ήλιου είναι πολύ μικρός, what περίπου όσος χρειάζεται για να λειτουργήσει ένα μικρό θερμαντικό σώμα. Αυτό σημαίνει ότι θα χρειαστεί περίπου ένα οκτάκις εκατομμύριο ( η μονάδα ακολουθούμενη από 27 μηδενικά ) χρόνια για να συγκρουστεί η Γη με τον Ήλιο. Δεν υπάρχει λοιπόν άμεσος λόγος ανησυχίας !
Η μεταβολή της τροχιάς της γης είναι πάρα πολύ μικρή και δεν μπορεί να παρατηρηθεί, αλλά ένα ανάλογο φαινόμενο παρατηρήθηκε πριν λίγα χρόνια σ’ ένα αστρικό σύστημα, το PSR 1913 + 16, που περιλαμβάνει δύο αστέρες νετρονίων που περιφέρεται ο ένας γύρω από τον άλλον έχοντας μια απόσταση μεταξύ τους μόλις μια ηλιακή ακτίνα ( Βλ. παραπάνω φωτογραφία ).
Η απώλεια ενέργειας από την εκπομπή των βαρυτικών κυμάτων τους αναγκάζει να κινούνται σπειροειδώς και να πλησιάζουν όλο και περισσότερο μεταξύ τους. Αυτή η επαλήθευση της γενικής σχετικότητας από τους J. H. Taylor και R. Hulse τους χάρισε το βραβείο Νόμπελ το 1993. Θα χρειαστεί να περάσουν δέκα χιλιάδες χρόνια για να συγκρουστούν μεταξύ τους αυτοί οι αστέρες. Στο αμέσως προηγούμενο διάστημα θα περιφέρονται τόσο γρήγορα, ώστε τα ισχυρά βαρυτικά κύματα που θα εκπέμπουν θα είναι ανιχνεύσιμα από συσκευές σαν το LIGO.

Μια περιστρεφόμενη μαύρη τρύπα του Kerr, διογκώνεται στον ισημερινό της καθώς αυξάνεται ο ρυθμός περιστροφής της. Αν ο ρυθμός είναι μηδέν, η τρύπα είναι απόλυτα σφαιρική.
Stephen Hawking, Το χρονικό του χρόνου, Κάτοπτρο 2000
Κατά την διάρκεια της βαρυτικής κατάρρευσης ενός αστεριού και το σχηματισμό μιας μαύρης τρύπας οι κινήσεις της ύλης θα είναι πολύ πιο γρήγορες, άρα και ο ρυθμός απαγωγής της ενέργειας πολύ πιο μεγάλος. Δεν θ’ αργήσει λοιπόν αυτό τ' αστέρι να καταλήξει σε μια στάσιμη κατάσταση. Πως θα μοιάζει όμως αυτή η τελική κατάσταση ;
Το 1916, λίγο μετά την μαθηματική διατύπωση της γενικής θεωρίας της σχετικότητας, ο Karl Schwarzschild βρήκε μια λύση των εξισώσεων πεδίου της γενικής σχετικότητας, η οποία αναπαριστούσε μια μαύρη τρύπα. Για πολλά χρόνια, η ανακάλυψη του Schwarzschild δεν έγινε κατανοητή και η σημασία της δεν αναγνωρίστηκε. Ο ίδιος ο Αϊνστάιν δεν πίστεψε ποτέ στις μαύρες τρύπες, και παρόμοια άποψη είχαν και τα περισσότερα μέλη της παλιάς φρουράς της γενικής σχετικότητας.
Η ανακάλυψη των κβάζαρ, ( ημιαστέρες που εκλύουν κολοσσιαίες ποσότητες ενέργειας ) το 1963, επέφερε εκρηκτική αύξηση στις θεωρητικές μελέτες για τις μαύρες τρύπες, καθώς και τις προσπάθειες παρατήρησής τους . Την ίδια χρονιά, ο Roy Kerr από την Νέα Ζηλανδία ανακάλυψε ένα σύνολο λύσεων των εξισώσεων της γενικής σχετικότητας που περιέγραφε περιστρεφόμενες μαύρες τρύπες.
Oι “ μαύρες τρύπες του Kerr “ περιστρέφονται με σταθερό ρυθμό, και το μέγεθός τους εξαρτάται μόνο από τη μάζα τους και τον εν λόγω ρυθμό. Αν ο ρυθμός περιστροφής είναι μηδέν, η μαύρη τρύπα είναι απόλυτα σφαιρική και η λύση των εξισώσεων που την περιγράφουν είναι η λύση του Schwarzschild. Αν ο ρυθμός περιστροφής δεν είναι μηδέν, η μαύρη τρύπα εξογκώνεται γύρω από τον ισημερινό της ( ακριβώς όπως η Γη ), και μάλιστα όσο ταχύτερα περιστρέφεται τόσο περισσότερο εξογκώνεται ( βλ. παραπάνω φωτογραφία ).
Το 1967, ο καναδός φυσικός Werner Israel απέδειξε ότι σύμφωνα με την γενική θεωρία της σχετικότητας, οι μη περιστρεφόμενες μαύρες τρύπες πρέπει να είναι πολύ απλά αντικείμενα : πρέπει να είναι απόλυτα σφαιρικές και το μέγεθός τους να εξαρτάται μόνο από τη μάζα τους. Επομένως, όλες οι μαύρες τρύπες που έχουν την ίδια μάζα πρέπει να είναι ίδιες.
Για να διευρυνθεί το αποτέλεσμα του Israel ώστε να περιλαμβάνει και τα περιστρεφόμενα αντικείμενα, προτάθηκε η υπόθεση ότι κάθε περιστρεφόμενο αντικείμενο που καταρρέει σχηματίζοντας μια μαύρη τρύπα θα καταλήγει κάποτε σε μια στάσιμη κατάσταση που περιγράφεται από τη λύση του Kerr.
Το 1970, ο φοιτητής του Καίμπριτζ Brandon Carter, έκανε τα πρώτα βήματα για ν’ αποδείξει αυτή την υπόθεση. Έδειξε ότι το μέγεθος και το σχήμα μιας περιστρεφόμενης μαύρης τρύπας θα εξαρτώνται μόνον από τη μάζα της και τον ρυθμό περιστροφής της, με την προϋπόθεση ότι θα έχει έναν άξονα συμμετρίας, όπως μια περιστρεφόμενη σβούρα.
Το 1971, ο Stephen Hawking απέδειξε ότι κάθε περιστρεφόμενη μαύρη τρύπα έχει πραγματικά έναν τέτοιο άξονα συμμετρίας.
Τελικά, το 1973, ο David Robinson του King’s College του Λονδίνου χρησιμοποίησε τα’ αποτελέσματα του Carter και του Hawking για να δείξει ότι η υπόθεση που είχε προταθεί ήταν σωστή : κάθε περιστρεφόμενο αντικείμενο που καταρρέει, σχηματίζει μια μαύρη τρύπα που περιγράφεται από τη λύση του Kerr.
Αυτό σημαίνει ότι έπειτα από μια βαρυτική κατάρρευση, η μαύρη τρύπα που θα σχηματιστεί θα πρέπει να καταλήξει σε μια κατάσταση όπου θα μπορεί να περιστρέφεται αλλά όχι και να πάλλεται. Σημαίνει επίσης, ότι το μέγεθος και το σχήμα της θα εξαρτώνται μόνο από τη μάζα της και το ρυθμό περιστροφής της, αλλά όχι από τη φύση του αντικειμένου που κατέρρευσε σχηματίζοντάς την. Το αποτέλεσμα αυτό έγινε γνωστό με το απόφθεγμα : “ Η μαύρη τρύπα δεν αφήνει πίσω της ούτε τρίχα ”, με την έννοια ότι δεν αφήνει προεκτάσεις, ίχνη.
Το θεώρημα αυτής της “ εξάλειψης ιχνών ” έχει μεγάλη σημασία, γιατί περιορίζει πάρα πολύ τους δυνατούς τύπους που μπορεί να έχουν οι μαύρες τρύπες. Μπορεί λοιπόν κανείς να θεωρήσει λεπτομερή μοντέλα συστημάτων που ίσως περιέχουν μαύρες τρύπες και να συγκρίνει τις προβλέψεις αυτών των μοντέλων με τις παρατηρήσεις. Το θεώρημα αυτό σημαίνει επίσης ότι μια πολύ μεγάλη ποσότητα πληροφορίας που αφορούσε το αρχικό αντικείμενο πρέπει να χάνεται όταν σχηματίζεται η μαύρη τρύπα, αφού το μόνο που μπορούμε να μετρήσουμε από το αντικείμενο αυτό μετά το σχηματισμό της μαύρης τρύπας είναι η μάζα του και ο ρυθμός περιστροφής του.

Το έντονο βαρυτικό πεδίο μιας μαύρης τρύπας που κινείται σε τροχιά γύρω από έναν συνοδό αστέρα αποσπά ύλη από αυτόν, η οποία πέφτει σπειροειδώς προς τον ορίζοντα γεγονότων. Οι απίστευτες ενέργειες που εκλύονται, με την μορφή ακτίνων Χ, αποτελούν μια από τις “ υπογραφές ” της μαύρης τρύπας.
Stephen Hawking, Το χρονικό του χρόνου, Κάτοπτρο 2000
Πως μπορούμε να ανιχνεύσουμε μια μαύρη τρύπα εφόσον αυτή δεν εκπέμπει καθόλου φως ; Ευτυχώς υπάρχει κάποιος τρόπος. Όπως έδειξε κι ο John Michell στην πρωτοποριακή εργασία του yes το 1783, μια μαύρη τρύπα εξακολουθεί να ασκεί βαρυτική έλξη στα αντικείμενα που βρίσκονται κοντά της.
Οι αστρονόμοι έχουν παρατηρήσει πολλές περιπτώσεις όπου δύο αστέρια έλκονται μεταξύ τους και κινούνται το ένα γύρω από το άλλο. Έχουν παρατηρήσει επίσης αστέρια που κινούνται σε τροχιά γύρω από έναν αθέατο συνοδό τους. Δεν μπορεί βέβαια να συμπεράνει κανείς ότι αυτό το αθέατο αστέρι πρέπει να είναι οπωσδήποτε μια μαύρη τρύπα.
Μερικά τέτοια συστήματα δύο αστεριών, όμως, όπως αυτό που βρίσκεται στον αστερισμό του Κύκνου και ονομάζεται Κύκνος Χ-1, είναι και ισχυρές πηγές ακτίνων Χ. Η καλύτερη εξήγηση για το φαινόμενο αυτό είναι ότι κάποια ποσότητα ύλης που έχει εκτιναχθεί από την επιφάνεια του ορατού αστεριού έλκεται από τον αθέατο συνοδό του και πέφτει πάνω του ακολουθώντας σπειροειδή τροχιά ( σαν το νερό που αδειάζει από τον νιπτήρα ). Κατά την κίνησή της αυτή η ύλη θερμαίνεται πολύ και εκπέμπει ακτίνες Χ. ( Βλ. παραπάνω φωτογραφία ).
Για να λειτουργήσει αυτός ο μηχανισμός, το αθέατο αντικείμενο πρέπει να έχει πολύ μικρό μέγεθος, όπως ένας λευκός νάνος, ένα αστέρι νετρονίων ή μια μαύρη τρύπα. Από την παρατηρούμενη τροχιά του ορατού αστεριού μπορούμε να προσδιορίσουμε τη μικρότερη δυνατή μάζα που μπορεί να έχει το αντικείμενο. Στην περίπτωση του Κύκνου Χ-1, αυτή πρέπει να είναι περίπου 6 φορές η μάζα του Ήλιου. Τέτοια μάζα, σύμφωνα με το όριο Chandrasekhar, είναι πάρα πολύ μεγάλη για ένα λευκό νάνο, αλλά και για ένα αστέρι νετρονίων. Φαίνεται λοιπόν ότι αυτό το αθέατο αντικείμενο πρέπει να είναι μια μαύρη τρύπα.
Σήμερα έχουμε αρκετές ενδείξεις ότι υπάρχουν μαύρες τρύπες και σε κάποια άλλα συστήματα αστεριών σαν τον Κύκνο Χ-1 στον Γαλαξία μας και σε άλλους γειτονικούς γαλαξίες. Είναι όμως σχεδόν βέβαιο ότι το πλήθος των άστρων που πρέπει να έχουν μετατραπεί σε μαύρες τρύπες στη μακραίωνη ιστορία του σύμπαντος είναι πολύ πιο μεγάλο, αφού στη διάρκεια αυτή πολλά αστέρια πρέπει να εξάντλησαν τα πυρηνικά τους καύσιμα και να κατάρρευσαν.
Μάλιστα, οι μαύρες τρύπες μπορεί να είναι περισσότερες κι από τα ορατά αστέρια, τα οποία μόνο στο Γαλαξία μας είναι περίπου εκατό δισεκατομμύρια. Η πρόσθετη βαρυτική έλξη από τόσες πολλές μαύρες τρύπες μπορεί να εξηγήσει τον ρυθμό περιστροφής του Γαλαξία μας – η μάζα των ορατών αστεριών δεν είναι από μόνη της αρκετά μεγάλη για να προκαλέσει έναν τέτοιο ρυθμό περιστροφής.
Έχουμε επίσης ενδείξεις ότι στο κέντρο του Γαλαξία μας υπάρχει μια πολύ μεγάλη μαύρη τρύπα, με μάζα μερικών εκατομμυρίων ηλιακών μαζών. Τ' αστέρια του Γαλαξία που θα πλησιάζουν πολύ αυτή τη μαύρη τρύπα θα διαλύονται από την διαφορά των δυνάμεων της βααρυτικής έλξης στα σημεία που βρίσκονται σε διαφορετικές αποστάσεις από αυτήν. Τα υπολείμματά τους μαζί με τα αέρια που θα διαφεύγουν από άλλα άστρα θα πέφτουν προς την μαύρη τρύπα.
Όπως συμβαίνει και στον Κύκνο Χ-1, όλη αυτή η ύλη θ’ ακολουθεί σπειροειδή τροχιά, και κατά την κίνησή της αυτή θα θερμαίνεται, όχι όμως τόσο που να εκπέμπει ακτίνες Χ. Μπορεί όμως σ’ αυτήν να οφείλεται η εκπομπή ραδιοκυμάτων και υπέρυθρων ακτίνων που παρατηρούμε ότι πηγάζουν από μια πολύ μικρή περιοχή στο κέντρο του Γαλαξία μας.

Η τεράστιας μάζας μαύρη τρύπα στο κέντρο ενός γαλαξία θα περιστρεφόταν μαζί με την ύλη που θα είλκυε, δημιουργώντας ένα γιγαντιαίο μαγνητικό πεδίο. Έτσι, σωματίδια πολύ υψηλής ενέργειας θα συγκεντρωνόταν σε πίδακες κατά μήκος του άξονα περιστροφής της.
Stephen Hawking, Το χρονικό του χρόνου, Κάτοπτρο 2000
Έχει εξεταστεί επίσης ότι παρόμοιες αλλά μεγαλύτερες μαύρες τρύπες, με μάζα εκατό εκατομμύρια φορές τη μάζα του Ήλιου, υπάρχουν στα κέντρα των κβάζαρ. Παρατηρήσεις που έγιναν με τη βοήθεια του Διαστημικού Τηλεσκοπίου Hubble αποκάλυψαν ότι ο γαλαξίας Μ87 περιέχει ένα δίσκο αερίων διαμέτρου 130 ετών φωτός που περιστρέφεται γύρω από ένα κεντρικό αντικείμενο με μάζα δύο δισεκατομμύρια φορές τη μάζα του Ήλιου. Το αντικείμενο αυτό δεν μπορεί παρά να είναι μαύρη τρύπα.
Μόνον ύλη που πέφτει μέσα σε μια τέτοια μαύρη τρύπα με πολύ μεγάλη μάζα μπορεί να αποτελεί πηγή ισχύος τόσο μεγάλη ώστε να εξηγούνται τα τεράστια ποσά ενέργειας που εκπέμπουν αυτά τα αντικείμενα. Αυτή η ύλη, πέφτοντας κατά την σπειροειδή τροχιά της προς την μαύρη τρύπα, θα μπορούσε να την αναγκάσει να περιστραφεί κατά την ίδια κατεύθυνση κι έτσι να δημιουργήσει ένα μαγνητικό πεδίο όπως αυτό της Γης.
Στην περιοχή κοντά στη μαύρη τρύπα τα διάφορα σωματίδια ύλης που θα έπεφταν προς αυτήν θα αποκτούσαν πολύ μεγάλη ενέργεια. Επειδή το μαγνητικό πεδίο της μαύρης τρύπας θα ήταν πολύ ισχυρό, θα μπορούσε να συγκεντρώσει αυτά τα σωματίδια σε μεγάλους πίδακες που θα εκτινασσόταν προς τα έξω κατά μήκος του άξονα περιστροφής της, δηλαδή κατά τις κατευθύνσεις του βόρειου και νότιου πόλου της. Πραγματικά, τέτοιοι πίδακες παρατηρούνται σε αρκετούς γαλαξίες και κβάζαρ.
.
Σε αυτή την εικόνα, μια μαύρη τρύπα περιφέρεται γύρω από ένα κυανό γίγαντα αστέρα και καταβροχθίζει τις γενναιόδωρες μερίδες αερίου που εκείνος της παρέχει. Καθώς το αέριο στροβιλίζεται προς τον δίσκο προσαύξησης της τρύπας, η ύλη που περισσεύει εκτοξεύεται σε δύο πίδακες με την απίστευτη ταχύτητα των 100.000 χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο, το ένα τρίτο της ταχύτητας του φωτός.
Terence Dickinson, Το σύμπαν και πέρα από αυτό
Πλανητάριο Θεσσαλονίκης 2004
Αν και οι αστρονόμοι υποπτεύονται ότι υπάρχουν μαύρες τρύπες πολύ μεγάλης μάζας στους πυρήνες όλων των γαλαξιών, μόνο μερικές δεκάδες μαύρες τρύπες με μάζα περίπου ίση με του Ήλιου μας έχουν εντοπισθεί μέσα στο Γαλαξία μας.
Ο Κύκνος Χ-1, το πρώτο και, από πολλές απόψεις, το πιο πειστικό παράδειγμα, ανακαλύφθηκε το 1971, όταν οι έντονες εκπομπές του σε ακτίνες Χ καταγράφτηκαν από το Uhuru, το πρώτο εν τροχιά παρατηρητήριο ακτίνων Χ. Πριν την τοποθέτηση οργάνων σε τροχιά δεν μπορούσαμε να “ δούμε ” μια μαύρη τρύπα, γιατί η προστατευτική ατμόσφαιρα της Γης μπλοκάρει όλες τις ακτίνες Χ. Η πηγή των ακτίνων Χ συμπίπτει με τη θέση ενός αστέρα που είναι γνωστός ως HDE 226868, ενός κυανού γίγαντα που έχει περίπου 27 ηλιακές μάζες και απέχει από τη Γη 11.000 έτη φωτός.
Φασματοσκόπια προσαρμοσμένα σε επίγεια τηλεσκόπια αποκάλυψαν ότι ο κυανός γίγαντας διαδοχικά πλησιάζει κι απομακρύνεται από τη Γη, σ’ ένα κύκλο εναλλαγής που διαρκεί 5,5 μέρες, γεγονός που υποδεικνύει ότι βρίσκεται σε τροχιά με περίοδο 5,5 μέρες γύρω από ένα αόρατο αντικείμενο. Αναλύοντας αυτή την τροχιά, οι αστρονόμοι υπολόγισαν ότι το αντικείμενο πρέπει να έχει μάζα περίπου 15 φορές όση ο Ήλιος μας. Αφού το άνω όριο για έναν αστέρα νετρονίων είναι οι τέσσερις ηλιακές μάζες, δεν μπορεί να είναι άλλο παρά μαύρη τρύπα.
Τα δύο αντικείμενα στο σύστημα Κύκνος Χ-1, απέχουν μεταξύ τους ένα πέμπτο της αστρονομικής μονάδας ( Astronomical Unit = 1AU = η απόσταση Γης – Ήλιου ) και η μαύρη τρύπα ρουφάει ύλη από τον κυανό γίγαντα με ρυθμό 100 δισεκατομμυρίων τόνων την ημέρα. Καθώς καταδύεται στην τρύπα η ύλη ψήνεται σε εκατοντάδες εκατομμύρια βαθμούς, με αποτέλεσμα να εκπέμπονται ακτίνες Χ, οι οποίες τράβηξαν την προσοχή των αστρονόμων. Η ύλη που περιδινείται γύρω από την μαύρη τρύπα σχηματίζει έναν επίπεδο δίσκο γύρω από τον ισημερινό της τρύπας. ( Η στροφορμή από την περιστροφή του αρχικού αστεριού έχει διατηρηθεί, δίνοντας στην τρύπα ισημερινό και πόλους ).
Ο δίσκος προσαύξησης όπως ονομάζεται, πιστεύεται ότι υπάρχει γύρω από όλα τα αντικείμενα υψηλής πυκνότητας – μαύρες τρύπες, αστέρες νετρονίων και λευκούς νάνους – που απορροφούν ύλη από το περιβάλλον τους. Όταν ένα τέτοιο αντικείμενο υψηλής πυκνότητας συζευγνύεται μ’ έναν συνηθισμένο αστέρι σχηματίζοντας ένα στενό διπλό σύστημα, παράγονται τεράστιες ποσότητες ακτινοβολίας υψηλής ενέργειας καθώς το συμπαγές αντικείμενο θερμαίνει και κατόπιν αρπάζει ύλη από το γείτονά του.
Πηγές στοιχείων : Stephen Hawking, Το χρονικό του χρόνου, Κάτοπτρο 2000, Μαύρες τρύπες και σύμπαντα βρέφη, Κάτοπτρο 1993, Στους ώμους γιγάντων, Τραυλός 2006, Το Σύμπαν σ' ένα καρυδότσουφλο, Κάτοπτρο 2001, Terence Dickinson, Το Σύμπαν και πέρα από αυτό, Πλανητάριο Θεσσαλονίκης 2004, Το βιβλίο των επιστημών, Αλεξάνδρεια 2005 κι η ιστοσελίδα που ήδη αναφέρθηκε.