QUIZ: Κοσμολογία (Μέρος Β’)
Τί γνωρίζετε για την κλασική θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης; Ποιες είναι οι θεμελιώδεις αστρονομικές παρατηρήσεις πάνω στις οποίες εδράζεται; Ποιο είναι το μέγεθος του παρατηρήσιμου Σύμπαντος; Με ποιον τρόπο διαστέλλεται σήμερα το Σύμπαν; Δείτε άμεσα τις σωστές απαντήσεις και διευρύνετε τις γνώσεις σας, διαβάζοντας τις σύντομες πληροφορίες που παρέχονται στις απαντήσεις.
Credit: Credit: NASA / WMAP Science Team
Τί γνωρίζετε για την κλασική θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης; Ποιες είναι οι θεμελιώδεις αστρονομικές παρατηρήσεις πάνω στις οποίες εδράζεται; Ποιο είναι το μέγεθος του παρατηρήσιμου Σύμπαντος; Με ποιον τρόπο διαστέλλεται σήμερα το Σύμπαν; Δείτε άμεσα τις σωστές απαντήσεις και διευρύνετε τις γνώσεις σας, διαβάζοντας τις σύντομες πληροφορίες που παρέχονται στις απαντήσεις.
Credit: Credit: NASA / WMAP Science Team
Απάντηση: Α
Σύμφωνα με την κλασική θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης (ΘΜΕ), από την εμφάνισή του και μετά, το Σύμπαν διαστέλλεται και η θερμοκρασία του μειώνεται διαρκώς. Εάν, λοιπόν, παίξουμε την «ταινία» της συμπαντικής εξέλιξης προς τα πίσω, όταν το ίδιο το Σύμπαν γίνεται διαρκώς νεότερο, θερμότερο και πυκνότερο, θα φτάσουμε αναπόφευκτα σε ένα «σημείο» όπου η πυκνότητα και η θερμοκρασία του γίνονται άπειρες, όπου ο χώρος και ο χρόνος παύουν να έχουν νόημα και οι επιστημονικές μας γνώσεις καταρρέουν. Πρόκειται για τη στιγμή της Μεγάλης Έκρηξης, που πριν από σχεδόν 14 δισ. χρόνια δημιούργησε τον ίδιο τον χώρο και τον χρόνο, καθώς και όλη την ύλη και την ενέργεια που εμπεριέχει το Σύμπαν. Σύμφωνα, λοιπόν, με την κλασική ΘΜΕ, το Σύμπαν διαστέλλεται με επιβραδυνόμενο ρυθμό, εξαιτίας της βαρύτητας που τείνει να «φρενάρει» την επέκτασή του, ενώ η θερμοκρασία του και η πυκνότητα της «υλοενέργειας» που εμπεριέχει συνεχώς μειώνονται. Με εξαίρεση την στιγμή της Μεγάλης Έκρηξης και τα πρώτα απειροστά κλάσματα του δευτερολέπτου που την ακολούθησαν (όπου οι γνωστοί φυσικοί νόμοι καταρρέουν), η θεωρία αυτή περιγράφει την μετέπειτα εξέλιξη του Σύμπαντος. Αυτό σημαίνει ωστόσο ότι, η κλασική ΘΜΕ, παρά το όνομά της, δεν είναι μία θεωρία για την απαρχή του Σύμπαντος, δηλαδή για την «στιγμή» της Μεγάλης Έκρηξης, αλλά μόνο για την μετέπειτα εξέλιξή του.
Φωτογραφία: Η κλασική θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης εδράζεται στην Γενική Θεωρία της Σχετικότητας που διατύπωσε ο Αϊνστάιν το 1915.
Απάντηση: Α
Σύμφωνα με την κλασική θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης (ΘΜΕ), από την εμφάνισή του και μετά, το Σύμπαν διαστέλλεται και η θερμοκρασία του μειώνεται διαρκώς. Εάν, λοιπόν, παίξουμε την «ταινία» της συμπαντικής εξέλιξης προς τα πίσω, όταν το ίδιο το Σύμπαν γίνεται διαρκώς νεότερο, θερμότερο και πυκνότερο, θα φτάσουμε αναπόφευκτα σε ένα «σημείο» όπου η πυκνότητα και η θερμοκρασία του γίνονται άπειρες, όπου ο χώρος και ο χρόνος παύουν να έχουν νόημα και οι επιστημονικές μας γνώσεις καταρρέουν. Πρόκειται για τη στιγμή της Μεγάλης Έκρηξης, που πριν από σχεδόν 14 δισ. χρόνια δημιούργησε τον ίδιο τον χώρο και τον χρόνο, καθώς και όλη την ύλη και την ενέργεια που εμπεριέχει το Σύμπαν. Σύμφωνα, λοιπόν, με την κλασική ΘΜΕ, το Σύμπαν διαστέλλεται με επιβραδυνόμενο ρυθμό, εξαιτίας της βαρύτητας που τείνει να «φρενάρει» την επέκτασή του, ενώ η θερμοκρασία του και η πυκνότητα της «υλοενέργειας» που εμπεριέχει συνεχώς μειώνονται. Με εξαίρεση την στιγμή της Μεγάλης Έκρηξης και τα πρώτα απειροστά κλάσματα του δευτερολέπτου που την ακολούθησαν (όπου οι γνωστοί φυσικοί νόμοι καταρρέουν), η θεωρία αυτή περιγράφει την μετέπειτα εξέλιξη του Σύμπαντος. Αυτό σημαίνει ωστόσο ότι, η κλασική ΘΜΕ, παρά το όνομά της, δεν είναι μία θεωρία για την απαρχή του Σύμπαντος, δηλαδή για την «στιγμή» της Μεγάλης Έκρηξης, αλλά μόνο για την μετέπειτα εξέλιξή του.
Φωτογραφία: Η κλασική θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης εδράζεται στην Γενική Θεωρία της Σχετικότητας που διατύπωσε ο Αϊνστάιν το 1915.
Ποιες είναι οι τρεις θεμελιώδεις παρατηρησιακές αποδείξεις που διαθέτουμε για την θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης;
Απάντηση: Α.
Η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης εδράζεται σε τρεις θεμελιώδεις παρατηρησιακούς πυλώνες: την διαστολή του Σύμπαντος, τις ποσότητες των πρώτων χημικών στοιχείων που «πρόλαβαν» να συντηχθούν στα πρώτα λεπτά μετά την Μεγάλη Έκρηξη και την Κοσμική Ακτινοβολία Υποβάθρου.
Φωτογραφία: Καλλιτεχνική αναπαράσταση της διαστολής του Σύμπαντος
Credit: NASA, Goddard Space Flight Center
Φωτογραφία: Η κοσμική ακτινοβολία 
υποβάθρου ανακαλύφθηκε τυχαία το
1965 από τους Arno Penzias (1933–)
και Robert Wilson (1941–).
Απάντηση: Α.
Η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης εδράζεται σε τρεις θεμελιώδεις παρατηρησιακούς πυλώνες: την διαστολή του Σύμπαντος, τις ποσότητες των πρώτων χημικών στοιχείων που «πρόλαβαν» να συντηχθούν στα πρώτα λεπτά μετά την Μεγάλη Έκρηξη και την Κοσμική Ακτινοβολία Υποβάθρου.
Φωτογραφία: Καλλιτεχνική αναπαράσταση της διαστολής του Σύμπαντος
Credit: NASA, Goddard Space Flight Center
Φωτογραφία: Η κοσμική ακτινοβολία
υποβάθρου ανακαλύφθηκε τυχαία το
1965 από τους Arno Penzias (1933–)
και Robert Wilson (1941–).
Απάντηση: Β
Το 1929 η έρευνα του Αμερικανού αστρονόμου Edwin Hubble τον οδήγησε στη διατύπωση του νόμου, που έμεινε γνωστός ως «νόμος του Hubble», σύμφωνα με τον οποίο οι γαλαξίες απομακρύνονται από εμάς με ταχύτητες ανάλογες της απόστασής τους. Με τις παρατηρήσεις του αυτές ο Hubble προσέφερε στην διεθνή επιστημονική κοινότητα την πρώτη, τεκμηριωμένη με την παρατήρηση, απόδειξη ότι το Σύμπαν διαστέλλεται. Τι σημαίνει, όμως, όταν λέμε ότι το Σύμπαν διαστέλλεται; Παρόλο που μας φαίνεται ότι οι γαλαξίες απομακρύνονται από εμάς επειδή κινούνται μέσα στον χώρο, στην πραγματικότητα ο ίδιος ο χώρος είναι αυτός που «ξεχειλώνει», έτσι ώστε η σχετική τους απόσταση από εμάς να μεγαλώνει διαρκώς. Οι γαλαξίες, δηλαδή, δεν απομακρύνονται ο ένας από τον άλλον επειδή «διασχίζουν» τον χώρο, αλλά διότι ο μεταξύ τους χώρος διευρύνεται συνεχώς. Βλέποντας τους γαλαξίες να απομακρύνονται από εμάς, μπορεί κάποιος να σκεφτεί ότι όντως βρισκόμαστε στο κέντρο του Κόσμου. Όμως όχι, δεν κατέχουμε προνομιακή θέση στο διαστελλόμενο Σύμπαν, αφού σε οποιονδήποτε άλλο γαλαξία κι αν βρισκόμασταν θα βλέπαμε τους υπόλοιπους γαλαξίες να απομακρύνονται και θα θεωρούσαμε ότι ο γαλαξίας αυτός βρίσκεται στο κέντρο του Σύμπαντος. Υπ’ αυτή την έννοια, λοιπόν, δεν βρισκόμαστε στο κέντρο του Σύμπαντος. Βρισκόμαστε, ωστόσο στο κέντρο του παρατηρήσιμου Σύμπαντος, εκείνης δηλαδή της περιοχής του Σύμπαντος που, θεωρητικά τουλάχιστον, μπορούμε να παρατηρήσουμε. Φυσικά, κάθε άλλος παρατηρητής σε οποιονδήποτε άλλον γαλαξία, θα βρίσκεται στο κέντρο του δικού του παρατηρήσιμου Σύμπαντος.
Φωτογραφία: Ο Αμερικανός αστρονόμος Edwin Hubble
Credit: NASA & ESA
Απάντηση: Β
Το 1929 η έρευνα του Αμερικανού αστρονόμου Edwin Hubble τον οδήγησε στη διατύπωση του νόμου, που έμεινε γνωστός ως «νόμος του Hubble», σύμφωνα με τον οποίο οι γαλαξίες απομακρύνονται από εμάς με ταχύτητες ανάλογες της απόστασής τους. Με τις παρατηρήσεις του αυτές ο Hubble προσέφερε στην διεθνή επιστημονική κοινότητα την πρώτη, τεκμηριωμένη με την παρατήρηση, απόδειξη ότι το Σύμπαν διαστέλλεται. Τι σημαίνει, όμως, όταν λέμε ότι το Σύμπαν διαστέλλεται; Παρόλο που μας φαίνεται ότι οι γαλαξίες απομακρύνονται από εμάς επειδή κινούνται μέσα στον χώρο, στην πραγματικότητα ο ίδιος ο χώρος είναι αυτός που «ξεχειλώνει», έτσι ώστε η σχετική τους απόσταση από εμάς να μεγαλώνει διαρκώς. Οι γαλαξίες, δηλαδή, δεν απομακρύνονται ο ένας από τον άλλον επειδή «διασχίζουν» τον χώρο, αλλά διότι ο μεταξύ τους χώρος διευρύνεται συνεχώς. Βλέποντας τους γαλαξίες να απομακρύνονται από εμάς, μπορεί κάποιος να σκεφτεί ότι όντως βρισκόμαστε στο κέντρο του Κόσμου. Όμως όχι, δεν κατέχουμε προνομιακή θέση στο διαστελλόμενο Σύμπαν, αφού σε οποιονδήποτε άλλο γαλαξία κι αν βρισκόμασταν θα βλέπαμε τους υπόλοιπους γαλαξίες να απομακρύνονται και θα θεωρούσαμε ότι ο γαλαξίας αυτός βρίσκεται στο κέντρο του Σύμπαντος. Υπ’ αυτή την έννοια, λοιπόν, δεν βρισκόμαστε στο κέντρο του Σύμπαντος. Βρισκόμαστε, ωστόσο στο κέντρο του παρατηρήσιμου Σύμπαντος, εκείνης δηλαδή της περιοχής του Σύμπαντος που, θεωρητικά τουλάχιστον, μπορούμε να παρατηρήσουμε. Φυσικά, κάθε άλλος παρατηρητής σε οποιονδήποτε άλλον γαλαξία, θα βρίσκεται στο κέντρο του δικού του παρατηρήσιμου Σύμπαντος.
Φωτογραφία: Ο Αμερικανός αστρονόμος Edwin Hubble
Credit: NASA & ESA
Απάντηση: Γ
Πιθανώς το «όλο» Σύμπαν είναι άπειρο σε έκταση. Το Σύμπαν, ωστόσο, που μπορούμε να παρατηρήσουμε έχει όρια, είναι δηλαδή πεπερασμένο. Τα όρια αυτά δεν σχετίζονται με το πόσο μακριά μπορούμε να δούμε με την υπάρχουσα τεχνολογία, αλλά με το πόσο μακριά είναι θεωρητικά επιτρεπτό να δούμε. Το παρατηρήσιμο Σύμπαν, επομένως, είναι εκείνο το μέρος του Σύμπαντος που θεωρητικά τουλάχιστον και με βάση τους γνωστούς φυσικούς νόμους μπορούμε να παρατηρήσουμε. Δεδομένου ότι η μέγιστη ταχύτητα διάδοσης μίας πληροφορίας δεν μπορεί να υπερβεί την ταχύτητα του φωτός, υπάρχει αναγκαστικά ένα όριο στην μέγιστη απόσταση που μπορεί να έχει διανύσει η πληροφορία αυτή σε χρονικό διάστημα ίσο με την ηλικία του Σύμπαντος. Εάν, λοιπόν, η ηλικία του Σύμπαντος είναι περίπου 13,8 δισ. χρόνια, τότε τα πιο απομακρυσμένα αντικείμενα που θεωρητικά είναι δυνατόν να παρατηρήσουμε είναι εκείνα των οποίων το φως ταξίδευε επί 13,8 δισ. χρόνια μέχρι να το ανιχνεύσουμε. Επομένως, ποια είναι η ακτίνα του παρατηρήσιμου Σύμπαντος; Εάν το Σύμπαν ήταν στατικό, τότε η ακτίνα του θα ήταν απλά η ηλικία του επί την ταχύτητα του φωτός, δηλαδή περίπου 13,8 δισ. έτη. Επειδή, όμως, το Σύμπαν διαστέλλεται, τα πιο απομακρυσμένα ουράνια σώματα που τώρα παρατηρούμε, βρίσκονται σήμερα πολύ μακρύτερα από την απόσταση στην οποία βρίσκονταν στο παρελθόν, όταν απελευθέρωσαν την ακτινοβολία τους που τώρα ανιχνεύουμε. Σύμφωνα, λοιπόν, με τους τελευταίους υπολογισμούς, η ακτίνα του παρατηρήσιμου Σύμπαντος σήμερα είναι περίπου 46,5 δισ. έτη φωτός. Οτιδήποτε υπάρχει πέρα από αυτόν τον κοσμικό ορίζοντα, παραμένει προς το παρόν «αόρατο», επειδή το χρονικό διάστημα που απαιτείται προκειμένου να φτάσει σε μας ένα φωτεινό σήμα από μία τέτοια περιοχή είναι μεγαλύτερο από την ηλικία του Σύμπαντος.
Φωτογραφία: Καλλιτεχνική αναπαράσταση του παρατηρήσιμου Σύμπαντος, με το Ηλιακό σύστημα και την Γη στο κέντρο.
Credit: Pablo Carlos Budassi (Unmismoobjetivo of Wikimedia Commons)
Απάντηση: Γ
Πιθανώς το «όλο» Σύμπαν είναι άπειρο σε έκταση. Το Σύμπαν, ωστόσο, που μπορούμε να παρατηρήσουμε έχει όρια, είναι δηλαδή πεπερασμένο. Τα όρια αυτά δεν σχετίζονται με το πόσο μακριά μπορούμε να δούμε με την υπάρχουσα τεχνολογία, αλλά με το πόσο μακριά είναι θεωρητικά επιτρεπτό να δούμε. Το παρατηρήσιμο Σύμπαν, επομένως, είναι εκείνο το μέρος του Σύμπαντος που θεωρητικά τουλάχιστον και με βάση τους γνωστούς φυσικούς νόμους μπορούμε να παρατηρήσουμε. Δεδομένου ότι η μέγιστη ταχύτητα διάδοσης μίας πληροφορίας δεν μπορεί να υπερβεί την ταχύτητα του φωτός, υπάρχει αναγκαστικά ένα όριο στην μέγιστη απόσταση που μπορεί να έχει διανύσει η πληροφορία αυτή σε χρονικό διάστημα ίσο με την ηλικία του Σύμπαντος. Εάν, λοιπόν, η ηλικία του Σύμπαντος είναι περίπου 13,8 δισ. χρόνια, τότε τα πιο απομακρυσμένα αντικείμενα που θεωρητικά είναι δυνατόν να παρατηρήσουμε είναι εκείνα των οποίων το φως ταξίδευε επί 13,8 δισ. χρόνια μέχρι να το ανιχνεύσουμε. Επομένως, ποια είναι η ακτίνα του παρατηρήσιμου Σύμπαντος; Εάν το Σύμπαν ήταν στατικό, τότε η ακτίνα του θα ήταν απλά η ηλικία του επί την ταχύτητα του φωτός, δηλαδή περίπου 13,8 δισ. έτη. Επειδή, όμως, το Σύμπαν διαστέλλεται, τα πιο απομακρυσμένα ουράνια σώματα που τώρα παρατηρούμε, βρίσκονται σήμερα πολύ μακρύτερα από την απόσταση στην οποία βρίσκονταν στο παρελθόν, όταν απελευθέρωσαν την ακτινοβολία τους που τώρα ανιχνεύουμε. Σύμφωνα, λοιπόν, με τους τελευταίους υπολογισμούς, η ακτίνα του παρατηρήσιμου Σύμπαντος σήμερα είναι περίπου 46,5 δισ. έτη φωτός. Οτιδήποτε υπάρχει πέρα από αυτόν τον κοσμικό ορίζοντα, παραμένει προς το παρόν «αόρατο», επειδή το χρονικό διάστημα που απαιτείται προκειμένου να φτάσει σε μας ένα φωτεινό σήμα από μία τέτοια περιοχή είναι μεγαλύτερο από την ηλικία του Σύμπαντος.
Φωτογραφία: Καλλιτεχνική αναπαράσταση του παρατηρήσιμου Σύμπαντος, με το Ηλιακό σύστημα και την Γη στο κέντρο.
Credit: Pablo Carlos Budassi (Unmismoobjetivo of Wikimedia Commons)
Σύμφωνα με την θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης, τα πρώτα λεπτά της εξέλιξής του συντήχθηκε το μεγαλύτερο ποσοστό του:
Απάντηση: Α
Σύμφωνα με την κλασική ΘΜΕ, 1 μόλις δευτερόλεπτο μετά την έναρξη της κοσμολογικής διαστολής, η θερμοκρασία του Σύμπαντος ήταν 1011 °C και η ύλη εντός του μπορούσε να υπάρξει μόνο ως μια υπέρθερμη «σούπα» πρωτονίων, νετρονίων, ηλεκτρονίων, ποζιτρονίων (το αντισωματίδιο του ηλεκτρονίου), φωτονίων (των σωματιδίων της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας) και νετρίνων (θεμελιωδών σωματιδίων της ύλης που αλληλεπιδρούν ελάχιστα με την συνηθισμένη ύλη). Λίγα μόνο δευτερόλεπτα αργότερα, τα περισσότερα από τα ηλεκτρόνια και όλα τα ποζιτρόνια εξαϋλώθηκαν μεταξύ τους, απελευθερώνοντας ακτινοβολία και αφήνοντας ένα πλεόνασμα ηλεκτρονίων. Καθώς, όμως, το Σύμπαν συνέχισε να διαστέλλεται και να ψύχεται, περίπου 3 λεπτά μετά την ΜΕ, η θερμοκρασία του είχε μειωθεί στους 109 °C, δίνοντας το έναυσμα για την εποχή της αρχέγονης πυρηνοσύνθεσης. Αρχικά, τα ελεύθερα νετρόνια άρχισαν να ενώνονται με πρωτόνια, σχηματίζοντας πυρήνες δευτερίου, ενός δηλαδή εκ των ισοτόπων του υδρογόνου, του ελαφρύτερου στοιχείου που υπάρχει στη φύση. Στη συνέχεια και μέσα στα επόμενα 15 περίπου λεπτά, το περισσότερο από το δευτέριο συντήχθηκε σε ήλιο, ενώ σχηματίστηκαν και ίχνη λιθίου και βηρυλλίου. Η επακόλουθη, όμως, μείωση της θερμοκρασίας του Σύμπαντος, αλλά και η απουσία σταθερών στοιχείων με 5 και 8 πρωτόνια στον πυρήνα τους, εμπόδισε τον σχηματισμό βαρύτερων πυρήνων και η εποχή της αρχέγονης πυρηνοσύνθεσης έφτασε στο τέλος της (τα βαρύτερα στοιχεία του περιοδικού πίνακα θα σχηματιστούν αρκετά αργότερα στο εσωτερικό των άστρων). Οι ποσότητες όμως του υδρογόνου και του ηλίου που έχουν μετρήσει οι αστρονόμοι ταιριάζουν μ’ αυτές που προβλέπει η ΘΜΕ.
Φωτογραφία: Τα βαρύτερα στοιχεία του περιοδικού πίνακα σχηματίστηκαν στο εσωτερικό των άστρων και απελευθερώθηκαν στο Διάστημα όταν τα άστρα αυτά τελείωσαν την ζωή τους με εντυπωσιακές εκρήξεις σουπερνόβα. Στην εικόνα διακρίνεται το νεφέλωμα Καρκίνος, το «λείψανο» μιας τέτοιας έκρηξης.
Credit: ESO
Απάντηση: Α
Σύμφωνα με την κλασική ΘΜΕ, 1 μόλις δευτερόλεπτο μετά την έναρξη της κοσμολογικής διαστολής, η θερμοκρασία του Σύμπαντος ήταν 1011 °C και η ύλη εντός του μπορούσε να υπάρξει μόνο ως μια υπέρθερμη «σούπα» πρωτονίων, νετρονίων, ηλεκτρονίων, ποζιτρονίων (το αντισωματίδιο του ηλεκτρονίου), φωτονίων (των σωματιδίων της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας) και νετρίνων (θεμελιωδών σωματιδίων της ύλης που αλληλεπιδρούν ελάχιστα με την συνηθισμένη ύλη). Λίγα μόνο δευτερόλεπτα αργότερα, τα περισσότερα από τα ηλεκτρόνια και όλα τα ποζιτρόνια εξαϋλώθηκαν μεταξύ τους, απελευθερώνοντας ακτινοβολία και αφήνοντας ένα πλεόνασμα ηλεκτρονίων. Καθώς, όμως, το Σύμπαν συνέχισε να διαστέλλεται και να ψύχεται, περίπου 3 λεπτά μετά την ΜΕ, η θερμοκρασία του είχε μειωθεί στους 109 °C, δίνοντας το έναυσμα για την εποχή της αρχέγονης πυρηνοσύνθεσης. Αρχικά, τα ελεύθερα νετρόνια άρχισαν να ενώνονται με πρωτόνια, σχηματίζοντας πυρήνες δευτερίου, ενός δηλαδή εκ των ισοτόπων του υδρογόνου, του ελαφρύτερου στοιχείου που υπάρχει στη φύση. Στη συνέχεια και μέσα στα επόμενα 15 περίπου λεπτά, το περισσότερο από το δευτέριο συντήχθηκε σε ήλιο, ενώ σχηματίστηκαν και ίχνη λιθίου και βηρυλλίου. Η επακόλουθη, όμως, μείωση της θερμοκρασίας του Σύμπαντος, αλλά και η απουσία σταθερών στοιχείων με 5 και 8 πρωτόνια στον πυρήνα τους, εμπόδισε τον σχηματισμό βαρύτερων πυρήνων και η εποχή της αρχέγονης πυρηνοσύνθεσης έφτασε στο τέλος της (τα βαρύτερα στοιχεία του περιοδικού πίνακα θα σχηματιστούν αρκετά αργότερα στο εσωτερικό των άστρων). Οι ποσότητες όμως του υδρογόνου και του ηλίου που έχουν μετρήσει οι αστρονόμοι ταιριάζουν μ’ αυτές που προβλέπει η ΘΜΕ.
Φωτογραφία: Τα βαρύτερα στοιχεία του περιοδικού πίνακα σχηματίστηκαν στο εσωτερικό των άστρων και απελευθερώθηκαν στο Διάστημα όταν τα άστρα αυτά τελείωσαν την ζωή τους με εντυπωσιακές εκρήξεις σουπερνόβα. Στην εικόνα διακρίνεται το νεφέλωμα Καρκίνος, το «λείψανο» μιας τέτοιας έκρηξης.
Credit: ESO
Με ποιον τρόπο η ανακάλυψη της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου ενισχύει την θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης;
Απάντηση: Β
Με την ολοκλήρωση της αρχέγονης πυρηνοσύνθεσης, το Σύμπαν συνέχισε να διαστέλλεται και να ψύχεται, ωστόσο η θερμοκρασία του εξακολουθούσε να παραμένει απαγορευτικά υψηλή για τον σχηματισμό ουδέτερων ατόμων, γι’ αυτό και η ύλη παρέμενε ιονισμένη και αποτελούνταν από ελεύθερα ηλεκτρόνια και ελαφρείς ατομικούς πυρήνες, κυρίως υδρογόνου και ηλίου. Καθώς, όμως, τα φωτόνια της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας αλληλεπιδρούσαν και σκεδάζονταν συνεχώς από τα ελεύθερα ηλεκτρόνια, δεν μπορούσαν να διαφύγουν ελεύθερα στο Διάστημα, γι’ αυτό και το Σύμπαν παρέμενε αδιαφανές στην ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία. Ωστόσο, 380.000 χρόνια μετά την ΜΕ, η θερμοκρασία του Σύμπαντος είχε μειωθεί στους περίπου 3.000 °C και τα ηλεκτρόνια άρχισαν να ενώνονται με τα πρωτόνια, σχηματίζοντας άτομα υδρογόνου. Καθώς, όμως, δεν υπήρχαν πλέον ελεύθερα ηλεκτρόνια, τα φωτόνια μπορούσαν να διαφύγουν στο Διάστημα, καθιστώντας για πρώτη φορά το Σύμπαν διαφανές στην ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία. Έκτοτε, το Σύμπαν συνέχισε να διαστέλλεται και το αρχέγονο αυτό φως που απελευθερώθηκε 380.000 χρόνια μετά την ME (η κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου, όπως ονομάζεται) έχανε ενέργεια και η θερμοκρασία που της αντιστοιχούσε μειωνόταν διαρκώς, ενώ το μήκος κύματος των φωτονίων της «ξεχείλωνε» όλο και πιο πολύ. Αυτό, ωστόσο, σημαίνει ότι το Σύμπαν ήταν πολύ θερμότερο κατά το αρχέγονο παρελθόν του.
Φωτογραφία: Οι τρεις δορυφόροι που εκτοξεύτηκαν για την μελέτη της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου και η εντυπωσιακή βελτίωση στην διακριτική τους ικανότητα.
Credit: NASA/JPL-Caltech/ESA
Απάντηση: Β
Με την ολοκλήρωση της αρχέγονης πυρηνοσύνθεσης, το Σύμπαν συνέχισε να διαστέλλεται και να ψύχεται, ωστόσο η θερμοκρασία του εξακολουθούσε να παραμένει απαγορευτικά υψηλή για τον σχηματισμό ουδέτερων ατόμων, γι’ αυτό και η ύλη παρέμενε ιονισμένη και αποτελούνταν από ελεύθερα ηλεκτρόνια και ελαφρείς ατομικούς πυρήνες, κυρίως υδρογόνου και ηλίου. Καθώς, όμως, τα φωτόνια της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας αλληλεπιδρούσαν και σκεδάζονταν συνεχώς από τα ελεύθερα ηλεκτρόνια, δεν μπορούσαν να διαφύγουν ελεύθερα στο Διάστημα, γι’ αυτό και το Σύμπαν παρέμενε αδιαφανές στην ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία. Ωστόσο, 380.000 χρόνια μετά την ΜΕ, η θερμοκρασία του Σύμπαντος είχε μειωθεί στους περίπου 3.000 °C και τα ηλεκτρόνια άρχισαν να ενώνονται με τα πρωτόνια, σχηματίζοντας άτομα υδρογόνου. Καθώς, όμως, δεν υπήρχαν πλέον ελεύθερα ηλεκτρόνια, τα φωτόνια μπορούσαν να διαφύγουν στο Διάστημα, καθιστώντας για πρώτη φορά το Σύμπαν διαφανές στην ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία. Έκτοτε, το Σύμπαν συνέχισε να διαστέλλεται και το αρχέγονο αυτό φως που απελευθερώθηκε 380.000 χρόνια μετά την ME (η κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου, όπως ονομάζεται) έχανε ενέργεια και η θερμοκρασία που της αντιστοιχούσε μειωνόταν διαρκώς, ενώ το μήκος κύματος των φωτονίων της «ξεχείλωνε» όλο και πιο πολύ. Αυτό, ωστόσο, σημαίνει ότι το Σύμπαν ήταν πολύ θερμότερο κατά το αρχέγονο παρελθόν του.
Φωτογραφία: Οι τρεις δορυφόροι που εκτοξεύτηκαν για την μελέτη της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου και η εντυπωσιακή βελτίωση στην διακριτική τους ικανότητα.
Credit: NASA/JPL-Caltech/ESA
Πόσο πίσω στον χρόνο μπορούμε να δούμε με την βοήθεια των τηλεσκοπίων που ανιχνεύουν την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία;
Απάντηση Α
Όπως είπαμε και προηγουμένως, η κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου είναι η πλέον αρχέγονη μορφή ακτινοβολίας που μπορούμε να ανιχνεύσουμε στο Σύμπαν, είναι δηλαδή η θερμική αναλαμπή του υπέρθερμου «βρεφικού» Σύμπαντος, που απελευθερώθηκε μόλις 380.000 χρόνια μετά την έναρξη της κοσμολογικής διαστολής. Επειδή, όμως, στην διάρκεια αυτής της περιόδου, το Σύμπαν ήταν αδιαφανές στην ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία, η συλλογή δεδομένων από αυτή την πρώιμη εποχή της εξέλιξης του Σύμπαντος είναι αδύνατη με την βοήθεια τηλεσκοπίων που ανιχνεύουν την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία. Αυτός είναι και ο λόγος για τον οποίο οι αστροφυσικοί κάποιες φορές διαχωρίζουν το ορατό από το παρατηρήσιμο Σύμπαν: το πρώτο, που είναι μικρότερο, εμπεριέχει πληροφορίες οι οποίες άρχισαν να διαδίδονται μετά από τα πρώτα 380.000 χρόνια της κοσμολογικής διαστολής, ενώ το δεύτερο εμπεριέχει πληροφορίες που άρχισαν να διαδίδονται από την απαρχή της κοσμολογικής διαστολής. Είναι γεγονός ότι το σύνολο σχεδόν των δεδομένων που έχουμε συλλέξει έως τώρα για το Σύμπαν προέρχονται από την ανίχνευση της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας, που υλοποιείται με την βοήθεια των «συμβατικών» επίγειων και διαστημικών μας τηλεσκοπίων. Αυτό, ωστόσο, άρχισε να αλλάζει τα τελευταία χρόνια, με την κατασκευή ανιχνευτών βαρυτικών κυμάτων και τηλεσκοπίων νετρίνων. Είναι μάλιστα πολύ πιθανό ότι τα επόμενα χρόνια θα κατορθώσουμε να ανιχνεύσουμε αρχέγονα βαρυτικά κύματα και νετρίνα, τα οποία προέρχονται ακόμη και από αυτήν την «απαγορευμένη» ως τώρα πρώιμη εποχή.
Φωτογραφία: Με τα συμβατικά μας τηλεσκόπια που ανιχνεύουν την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία δεν μπορούμε να συλλέξουμε δεδομένα για την αρχέγονη εποχή κατά την οποία το Σύμπαν ήταν αδιαφανές.
Credit: NASA, ESA Specktr-R, HESS, SALT, Rick Peterson/WMKO, Gemini Observatory/AURA, CARMA, NRAO/AUI
Απάντηση Α
Όπως είπαμε και προηγουμένως, η κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου είναι η πλέον αρχέγονη μορφή ακτινοβολίας που μπορούμε να ανιχνεύσουμε στο Σύμπαν, είναι δηλαδή η θερμική αναλαμπή του υπέρθερμου «βρεφικού» Σύμπαντος, που απελευθερώθηκε μόλις 380.000 χρόνια μετά την έναρξη της κοσμολογικής διαστολής. Επειδή, όμως, στην διάρκεια αυτής της περιόδου, το Σύμπαν ήταν αδιαφανές στην ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία, η συλλογή δεδομένων από αυτή την πρώιμη εποχή της εξέλιξης του Σύμπαντος είναι αδύνατη με την βοήθεια τηλεσκοπίων που ανιχνεύουν την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία. Αυτός είναι και ο λόγος για τον οποίο οι αστροφυσικοί κάποιες φορές διαχωρίζουν το ορατό από το παρατηρήσιμο Σύμπαν: το πρώτο, που είναι μικρότερο, εμπεριέχει πληροφορίες οι οποίες άρχισαν να διαδίδονται μετά από τα πρώτα 380.000 χρόνια της κοσμολογικής διαστολής, ενώ το δεύτερο εμπεριέχει πληροφορίες που άρχισαν να διαδίδονται από την απαρχή της κοσμολογικής διαστολής. Είναι γεγονός ότι το σύνολο σχεδόν των δεδομένων που έχουμε συλλέξει έως τώρα για το Σύμπαν προέρχονται από την ανίχνευση της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας, που υλοποιείται με την βοήθεια των «συμβατικών» επίγειων και διαστημικών μας τηλεσκοπίων. Αυτό, ωστόσο, άρχισε να αλλάζει τα τελευταία χρόνια, με την κατασκευή ανιχνευτών βαρυτικών κυμάτων και τηλεσκοπίων νετρίνων. Είναι μάλιστα πολύ πιθανό ότι τα επόμενα χρόνια θα κατορθώσουμε να ανιχνεύσουμε αρχέγονα βαρυτικά κύματα και νετρίνα, τα οποία προέρχονται ακόμη και από αυτήν την «απαγορευμένη» ως τώρα πρώιμη εποχή.
Φωτογραφία: Με τα συμβατικά μας τηλεσκόπια που ανιχνεύουν την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία δεν μπορούμε να συλλέξουμε δεδομένα για την αρχέγονη εποχή κατά την οποία το Σύμπαν ήταν αδιαφανές.
Credit: NASA, ESA Specktr-R, HESS, SALT, Rick Peterson/WMKO, Gemini Observatory/AURA, CARMA, NRAO/AUI
Απάντηση: Γ
Η κλασική θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης προβλέπει ότι η διαστολή του Σύμπαντος επιβραδύνεται διαρκώς. Ο ακριβής, όμως, τρόπος με τον οποίο συμβαίνει αυτό εξαρτάται από το συνολικό του απόθεμα σε ύλη και ενέργεια. Εάν, δηλαδή, η συνολική πυκνότητα της υλοενέργειας του Σύμπαντος είναι μεγαλύτερη από μία κρίσιμη τιμή, τότε η βαρύτητα θα υπερισχύσει της κοσμικής διαστολής, που σημαίνει ότι ο ρυθμός της διαστολής του εντέλει θα μηδενιστεί και θα επακολουθήσει συστολή, που θα οδηγήσει σε μία Μεγάλη Σύνθλιψη. Εάν, αντιθέτως, είναι μικρότερη, η κοσμική διαστολή θα επιβραδύνεται συνεχώς, αλλά δεν θα σταματήσει ποτέ. Κατά συνέπεια, ένας τρόπος να υπολογιστεί η συνολική πυκνότητα της υλοενέργειας του Σύμπαντος, που καθορίζει και την μελλοντική του εξέλιξη, είναι να υπολογιστεί ο ρυθμός διαστολής του. Για να υλοποιηθεί, όμως, αυτό, απαιτείται ο ακριβής υπολογισμός κοσμολογικών αποστάσεων, που δεν είναι εύκολη υπόθεση. Στην διάρκεια της δεκαετίας του ‘90, ωστόσο, δύο ανεξάρτητες ερευνητικές ομάδες αστροφυσικών ξεκίνησαν μία νέα προσπάθεια προς αυτήν την κατεύθυνση. Στόχος τους ήταν να υπολογίσουν με την μέγιστη δυνατή ακρίβεια τον επιβραδυνόμενο, όπως νόμιζαν, ρυθμό διαστολής του Σύμπαντος και να διερευνήσουν το πώς αυτός μεταβάλλεται με τον χρόνο. Τα αποτελέσματα των μετρήσεων των δύο ερευνητικών ομάδων ανακοινώθηκαν το 1998 και άφησαν την διεθνή επιστημονική κοινότητα κατάπληκτη. Η διαστολή του Σύμπαντος δεν επιβραδύνεται, όπως θεωρούσαν οι επιστήμονες μέχρι τότε, αλλά αντιθέτως επιταχύνεται διαρκώς.
Φωτογραφία: Το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble
Credit: NASA
Απάντηση: Γ
Η κλασική θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης προβλέπει ότι η διαστολή του Σύμπαντος επιβραδύνεται διαρκώς. Ο ακριβής, όμως, τρόπος με τον οποίο συμβαίνει αυτό εξαρτάται από το συνολικό του απόθεμα σε ύλη και ενέργεια. Εάν, δηλαδή, η συνολική πυκνότητα της υλοενέργειας του Σύμπαντος είναι μεγαλύτερη από μία κρίσιμη τιμή, τότε η βαρύτητα θα υπερισχύσει της κοσμικής διαστολής, που σημαίνει ότι ο ρυθμός της διαστολής του εντέλει θα μηδενιστεί και θα επακολουθήσει συστολή, που θα οδηγήσει σε μία Μεγάλη Σύνθλιψη. Εάν, αντιθέτως, είναι μικρότερη, η κοσμική διαστολή θα επιβραδύνεται συνεχώς, αλλά δεν θα σταματήσει ποτέ. Κατά συνέπεια, ένας τρόπος να υπολογιστεί η συνολική πυκνότητα της υλοενέργειας του Σύμπαντος, που καθορίζει και την μελλοντική του εξέλιξη, είναι να υπολογιστεί ο ρυθμός διαστολής του. Για να υλοποιηθεί, όμως, αυτό, απαιτείται ο ακριβής υπολογισμός κοσμολογικών αποστάσεων, που δεν είναι εύκολη υπόθεση. Στην διάρκεια της δεκαετίας του ‘90, ωστόσο, δύο ανεξάρτητες ερευνητικές ομάδες αστροφυσικών ξεκίνησαν μία νέα προσπάθεια προς αυτήν την κατεύθυνση. Στόχος τους ήταν να υπολογίσουν με την μέγιστη δυνατή ακρίβεια τον επιβραδυνόμενο, όπως νόμιζαν, ρυθμό διαστολής του Σύμπαντος και να διερευνήσουν το πώς αυτός μεταβάλλεται με τον χρόνο. Τα αποτελέσματα των μετρήσεων των δύο ερευνητικών ομάδων ανακοινώθηκαν το 1998 και άφησαν την διεθνή επιστημονική κοινότητα κατάπληκτη. Η διαστολή του Σύμπαντος δεν επιβραδύνεται, όπως θεωρούσαν οι επιστήμονες μέχρι τότε, αλλά αντιθέτως επιταχύνεται διαρκώς.
Φωτογραφία: Το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble
Credit: NASA
Το 1998 ανακαλύφθηκε ότι το συνολικό απόθεμα του Σύμπαντος σε ύλη και ενέργεια κυριαρχείται από μια άγνωστη μορφή ενέργειας με βαρυτικά απωστικές ιδιότητες, που προκαλεί την επιταχυνόμενη διαστολή του: την σκοτεινή ενέργεια. Πώς προέκυψε η ανακάλυψη αυτή;
Απάντηση: Γ
Οι υπερκαινοφανείς τύπου Ia είναι ένα είδος εκρήξεων σουπερνόβα που, όπως και οι λαμπτήρες πυρακτώσεως με συγκεκριμένη ισχύ, έχουν την ίδια περίπου φωτεινότητα, εκπέμπουν δηλαδή την ίδια φωτεινή ενέργεια με την μορφή ηλεκτρομαγνητικών κυμάτων, ανά μονάδα χρόνου. Αυτού του είδους οι αστρικές εκρήξεις έχουν μεγάλη φωτεινότητα, γι’ αυτό και αποτελούν εξαιρετικό εργαλείο για τον υπολογισμό κοσμολογικών αποστάσεων. Επειδή, μάλιστα, οι υπερκαινοφανείς αυτού του τύπου έχουν περίπου την ίδια μάζα όταν εκρήγνυνται, η φωτεινότητά τους είναι σχεδόν πάντα η ίδια. Συγκρίνοντας την πραγματική με την φαινομενική τους φωτεινότητα, δηλαδή με το πόσο αμυδρή φαίνεται η λάμψη της έκρηξης όταν την ανιχνεύουμε, οι αστρονόμοι μπορούν να υπολογίσουν την απόστασή τους. Μετρώντας στην συνέχεια την μετατόπιση του κάθε υπερκαινοφανούς προς το ερυθρό, δηλαδή το ποσοστό κατά το οποίο έχει «ξεχειλωθεί» το μήκος κύματος της ακτινοβολίας του, οι αστρονόμοι μπορούν να εκτιμήσουν το πόσο πολύ έχει διασταλεί ο χώρος στο χρονικό διάστημα που μεσολάβησε από την στιγμή της έκρηξης μέχρι την στιγμή που ανιχνεύουμε το φως της. Επαναλαμβάνοντας αυτές τις μετρήσεις για διαφορετικούς υπερκαινοφανείς σε διαφορετικές αποστάσεις, οι αστρονόμοι μπορούν να ανασυνθέσουν την ιστορία της διαστολής του Σύμπαντος και να προσδιορίσουν το πώς αυτή μεταβάλλεται με τον χρόνο. Τα αποτελέσματα των μετρήσεων των δύο ερευνητικών ομάδων καταδεικνύουν ότι οι υπερκαινοφανείς αυτοί είναι πιο αμυδροί απ’ όσο θα έπρεπε να είναι εάν η διαστολή του Σύμπαντος επιβραδυνόταν, που σημαίνει ότι το φως τους διένυσε μεγαλύτερη απόσταση. Το γεγονός αυτό με την σειρά του οδηγεί στο συμπέρασμα ότι η διαστολή του επιταχύνεται.
Φωτογραφία: Το συνολικό απόθεμα του Σύμπαντος σε ύλη και ενέργεια κυριαρχείται από την σκοτεινή ενέργεια.
Credit: NASA's Goddard Space Flight Center
Απάντηση: Γ
Οι υπερκαινοφανείς τύπου Ia είναι ένα είδος εκρήξεων σουπερνόβα που, όπως και οι λαμπτήρες πυρακτώσεως με συγκεκριμένη ισχύ, έχουν την ίδια περίπου φωτεινότητα, εκπέμπουν δηλαδή την ίδια φωτεινή ενέργεια με την μορφή ηλεκτρομαγνητικών κυμάτων, ανά μονάδα χρόνου. Αυτού του είδους οι αστρικές εκρήξεις έχουν μεγάλη φωτεινότητα, γι’ αυτό και αποτελούν εξαιρετικό εργαλείο για τον υπολογισμό κοσμολογικών αποστάσεων. Επειδή, μάλιστα, οι υπερκαινοφανείς αυτού του τύπου έχουν περίπου την ίδια μάζα όταν εκρήγνυνται, η φωτεινότητά τους είναι σχεδόν πάντα η ίδια. Συγκρίνοντας την πραγματική με την φαινομενική τους φωτεινότητα, δηλαδή με το πόσο αμυδρή φαίνεται η λάμψη της έκρηξης όταν την ανιχνεύουμε, οι αστρονόμοι μπορούν να υπολογίσουν την απόστασή τους. Μετρώντας στην συνέχεια την μετατόπιση του κάθε υπερκαινοφανούς προς το ερυθρό, δηλαδή το ποσοστό κατά το οποίο έχει «ξεχειλωθεί» το μήκος κύματος της ακτινοβολίας του, οι αστρονόμοι μπορούν να εκτιμήσουν το πόσο πολύ έχει διασταλεί ο χώρος στο χρονικό διάστημα που μεσολάβησε από την στιγμή της έκρηξης μέχρι την στιγμή που ανιχνεύουμε το φως της. Επαναλαμβάνοντας αυτές τις μετρήσεις για διαφορετικούς υπερκαινοφανείς σε διαφορετικές αποστάσεις, οι αστρονόμοι μπορούν να ανασυνθέσουν την ιστορία της διαστολής του Σύμπαντος και να προσδιορίσουν το πώς αυτή μεταβάλλεται με τον χρόνο. Τα αποτελέσματα των μετρήσεων των δύο ερευνητικών ομάδων καταδεικνύουν ότι οι υπερκαινοφανείς αυτοί είναι πιο αμυδροί απ’ όσο θα έπρεπε να είναι εάν η διαστολή του Σύμπαντος επιβραδυνόταν, που σημαίνει ότι το φως τους διένυσε μεγαλύτερη απόσταση. Το γεγονός αυτό με την σειρά του οδηγεί στο συμπέρασμα ότι η διαστολή του επιταχύνεται.
Φωτογραφία: Το συνολικό απόθεμα του Σύμπαντος σε ύλη και ενέργεια κυριαρχείται από την σκοτεινή ενέργεια.
Credit: NASA's Goddard Space Flight Center
Απάντηση: Β
Οι υπερκαινοφανείς τύπου Ia εμφανίζονται σε διπλά αστρικά συστήματα, το ένα άστρο εκ των οποίων είναι λευκός νάνος. Σ’ αυτήν την περίπτωση, το βαρυτικό πεδίο του λευκού νάνου έλκει υδρογόνο από τις εξωτερικές στοιβάδες του άστρου-συνοδού του, το οποίο συσσωρεύεται στην επιφάνειά του, αυξάνοντας έτσι τη μάζα του συνεχώς. Εάν αυτή η συνεχής επαύξηση μάζας ωθήσει την μάζα του λευκού νάνου πάνω από ένα κρίσιμο όριο (το όριο Chandrasehkar, που ισούται με περίπου 1,4 ηλιακές μάζες), ο λευκός νάνος εκρήγνυται με πρωτοφανή βιαιότητα και καταστρέφεται ολοκληρωτικά.
Φωτογραφία: Καλλιτεχνική αναπαράσταση λευκού νάνου σε διπλό αστρικό σύστημα
Credit: NASA/CXC/M.Weiss
Απάντηση: Β
Οι υπερκαινοφανείς τύπου Ia εμφανίζονται σε διπλά αστρικά συστήματα, το ένα άστρο εκ των οποίων είναι λευκός νάνος. Σ’ αυτήν την περίπτωση, το βαρυτικό πεδίο του λευκού νάνου έλκει υδρογόνο από τις εξωτερικές στοιβάδες του άστρου-συνοδού του, το οποίο συσσωρεύεται στην επιφάνειά του, αυξάνοντας έτσι τη μάζα του συνεχώς. Εάν αυτή η συνεχής επαύξηση μάζας ωθήσει την μάζα του λευκού νάνου πάνω από ένα κρίσιμο όριο (το όριο Chandrasehkar, που ισούται με περίπου 1,4 ηλιακές μάζες), ο λευκός νάνος εκρήγνυται με πρωτοφανή βιαιότητα και καταστρέφεται ολοκληρωτικά.
Φωτογραφία: Καλλιτεχνική αναπαράσταση λευκού νάνου σε διπλό αστρικό σύστημα
Credit: NASA/CXC/M.Weiss
