Oι πλανήτες αυτό το μήνα (Ιούλιο)

Ερμής: Σε ανώτερη σύνοδο στις 14/7

Αφροδίτη: Ορατή στον πρωινό ανατολικό ουρανό, ανατέλλει 03:19 πμ στο μέσο του μήνα. (μέγεθος -4,1)

Άρης: Ορατός στον πρωινό ανατολικό ουρανό, ανατέλλει 02:40 και περνάει νότια των Πλειάδων στο μέσο του μήνα (Ταύρος, μέγεθος 1,1)

Δίας: Ορατός σχεδόν όλη τη νύχτα, ανατέλλει 22:31, μεσουρανεί 03:44 πμ στό μέσο του μήνα. (Αιγόκερως, μέγεθος -2,8)

Κρόνος: Ορατός μετά τη δύση, δύει 23:37 στο μέσο του μήνα (Λέοντας, μέγεθος 1,1)

Τα όρια του ηλιακού μας συστήματος

Το ηλιακό μας σύστημα έχει σαν κέντρο τον Ήλιο με τους πλανήτες, τους κομήτες, τους αστεροειδείς και τα μικρότερα αντικείμενα να έλκονται από αυτόν και να περιστρέφονται γύρω του.

Λογικά το ηλιακό σύστημα θα τελειώνει εκεί που η βαρυτική επίδραση του Ήλιου πρακτικά θα μηδενίζεται.

Με αυτό τον τρόπο το πιο απομακρυσμένο όριο του ηλιακού μας συστήματος είναι το Νέφος Oort.

Το Νέφος Oort είναι ένα τεράστιο σφαιρικό νέφος από αναρίθμητα παγωμένα συντρίμμια, κατάλοιπα της δημιουργίας του ηλιακού συστήματος, που το περιβάλλει σε μια απόσταση 50.000 έως 100.000 Αστρονομικές Μονάδες (Α.Μ) από τον Ήλιο μας. (1 Αστρονομική Μονάδα είναι 150 εκατομμύρια χιλιόμετρα ή η απόσταση Ήλιου-Γης).

Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι τα απώτερα όρια του Νέφους Oort θα πρέπει να φτάνουν τουλάχιστον στο 1/4 της απόστασης του πλησιέστερου σε μας άστρου, του Εγγύτερου του Κενταύρου, που απέχει 4,2 έτη φωτός.

Τα παγωμένα αντικείμενα του Νέφους Oort μόλις που συγκρατούνται από τη βαρυτική έλξη του Ήλιου, καθώς τα χωρίζει τεράστια απόσταση από αυτόν, γι’ αυτό και είναι δυνατόν, για διάφορους λόγους, να εκτιναχθούν προς το εσωτερικό ηλιακό σύστημα.

Επίσης, πιστεύεται πως το Νέφος του Oort αποτελεί την ανεξάντλητη πηγή των κομητών που έχουν περίοδο μεγαλύτερη των 200 ετών. Εξαιτίας όμως της τεράστιας απόστασης στην οποία βρίσκεται το Νέφος και του μικρού μεγέθους των συντριμμιών που εμπεριέχει, είναι ακόμη «υποθετικό», δηλαδή, δεν υπάρχουν παρατηρήσεις που να επιβεβαιώνουν την ύπαρξη του.

Έτσι, υπάρχει και η άποψη πως το όριο του ηλιακού μας συστήματος είναι η λεγόμενη ηλιόπαυση, το εξωτερικό όριο της ηλιόσφαιρας, της περιοχής δηλαδή στην οποία κυριαρχεί το μαγνητικό πεδίο του Ήλιου και ο ηλιακός άνεμος. Η ηλιόσφαιρα είναι σαν μια φυσαλίδα που πλέει μέσα στο γαλαξία μας.

Η ηλιόσφαιρα καθορίζει τα όρια του ηλιακού συστήματός μας, και φτιάχνεται – αποτελείται – από τον ηλιακό άνεμο που ρέει έξω από τον ήλιο.

Ο ηλιακός άνεμος (ένα ρεύμα από ηλεκτρικά φορτισμένα σωματίδια που εκτινάσσεται από τον Ήλιο αδιάκοπα και προς όλες τις κατευθύνσεις) μεταφέρει εκτός από σωματίδια παράλληλα και το μαγνητικό πεδίο του Ήλιου. Κι ενώ ο ηλιακός άνεμος εκτινάσσεται από τον Ήλιο με ταχύτητες αρκετών εκατοντάδων χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο, όσο απομακρύνεται από τον Ήλιο επιβραδύνεται και η πίεση του ελαττώνεται, μέχρι που η ταχύτητα του πέφτει κάτω από την ταχύτητα του ήχου (υποηχητικά κύματα).

H επιφάνεια στην οποία λαμβάνει χώρα αυτή η μείωση ονομάζεται «Κρουστικό Κύμα Τερματισμού» (termination shock) και υπολογίζεται ότι βρίσκεται σε απόσταση 75-90 A.M. από τον Ήλιο. Ακόμη πιο μακριά, κάπου στις 100-150 A.M., εκεί όπου η πίεση του ηλιακού ανέμου εξισορροπείται από την πίεση των αστρικών ανέμων από άλλα, γειτονικά άστρα, βρίσκεται η ηλιόπαυση (Heliopause)..

Ας σημειωθεί ότι τα δύο σκάφη της αποστολής Voyager έχουν ήδη περάσει το κρουστικό κύμα τερματισμού και κινούνται ολοταχώς προς την ηλιόπαυση, στην οποία και αναμένεται να φτάσουν μεταξύ 2015 και 2020.

Στο όριο του κρουστικού κύματος (Termination Shock) φορτισμένα ηλεκτρόνια και πρωτόνια, προερχόμενα από τον ηλιακό άνεμο, επιβραδύνονται αστραπιαία μετά από τη σύγκρουση τους με μαγνητικά πεδία και σωματίδια μεταξύ των αστέρων. Έτσι, ο ηλιακός άνεμος επιβραδύνεται απότομα από τις ταχύτητες των 300 έως 700 km/sec σε λιγότερο από 50 km/sec, και επομένως γίνεται πυκνότερος και πιο θερμός. Η περιοχή που είναι αμέσως με την άκρη του κρουστικού κύματος τερματισμού λέγεται ηλιοσφαιρικός κολεός (heliosheath)

Πηγές: physic4u, Science Illustrated, Wikipedia

Το τηλεσκόπιο Planck γίνεται «το ψυχρότερο αντικείμενο του Διαστήματος»

Περίπου δύο μήνες μετά την εκτόξευσή του, το ευρωπαϊκό διαστημικό τηλεσκόπιo Planck καταψύχθηκε στην τελική θερμοκρασία λειτουργίας του, στους -273.05°C, και έγινε έτσι «το ψυχρότερο γνωστό αντικείμενο στο Διάστημα». Το όργανο είναι τώρα έτοιμο να μελετήσει τον ηλεκτρομαγνητικό απόηχο της Μεγάλης Έκρηξης.

Το Planck σχεδιάστηκε να μετρά απειροελάχιστες διακυμάνσεις της θερμοκρασίας σε όλο το εύρος του ουρανού. Για να μπορούν να καταγράφει τόσο μικρές μεταβολές, της τάξης του ενός εκατομμυριοστού του ενός βαθμού Κελσίου, οι αισθητήρες του τηλεσκοπίου πρέπει να ψύχονται μόλις 0,1 βαθμό Κελσίου πάνω από το απόλυτο μηδέν.

Σε αυτή τη θερμοκρασία, μικρότερη από ό,τι έχει καταγραφεί οπουδήποτε στο Σύμπαν.

Συγκριτικά, οι μαγνήτες του Μεγάλου Επιταχυντή Αδρονίων στο CERN είναι πολύ θερμότεροι, αφού λειτουργούν στους 1,6 βαθμούς Κελσίου πάνω από το απόλυτο μηδέν.

Για να διατηρείται πάντα κρύο, το τηλεσκόπιο Planck βασίζεται κατ' αρχάς σε ένα σύστημα παθητικής ψύξης που ακτινοβολεί θερμότητα στο Διάστημα και διατηρεί τη θερμοκρασία των οργάνων γύρω στους -230°C. Τρία συστήματα ψύξης αφαιρούν στη συνέχεια σχεδόν όλη την εναπομένουσα θερμική ενέργεια.

Ακτινοβολία υποβάθρου

Το τηλεσκόπιο Planck θα προσφέρει τις ακριβέστερες μέχρι σήμερα μετρήσεις της μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου (CMB), το απόφωτο της αρχαιότερης ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας που φώτισε το Σύμπαν.

Η ακτινοβολία CBM βρίσκεται παντού γύρω μας, παρουσιάζει όμως απειροελάχιστες διακυμάνσεις σε όλη την έκταση του ουρανού.

Οι διακυμάνσεις αυτές επιτρέπουν στους επιστήμονες να υπολογίσουν το σχήμα και τη δομή του Σύμπαντος όπως ήταν λίγες εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια μετά τη γέννησή του, που χρονολογείται στα 13,7 δισ. έτη.

Το τηλεσκόπιο Planck εκτοξεύτηκε στις 14 Μαΐου μαζί με το επίσης ευρωπαϊκό τηλεσκόπιο Herschel, το οποίο βλέπει τον ουρανό σε διαφορετικό τμήμα του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος, στην περιοχή του άνω υπέρυθρου. Η ακτινοβολία αυτή διαπερνά τα νέφη αερίου και σκόνης στο διάστημα και μεταφέρει πληροφορίες για τα πρώτα στάδια σχηματισμού των άστρων.

Το Herschel πρέπει επίσης να λειτουργεί σε βαθιά ψύξη, είναι όμως λίγο θερμότερο από το Planck στους 0,3 βαθμούς Κελσίου πάνω από το απόλυτο μηδέν.

Newsroom ΔΟΛ

Ίσως ανακαλύφθηκε μια μαύρη τρύπα μεσαίου μεγέθους με 500 ηλιακές μάζες

Μερικές μαύρες τρύπες είναι πολύ μεγάλες, άλλες πάλι είναι πολύ μικρές. Τώρα όμως το διαστημικό σκάφος ακτίνων-Χ XMM-Newton της Ευρωπαϊκής Υπηρεσίας Διαστήματος (ESA) ίσως κατάφερε να ανακαλύψει μια μαύρη τρύπα μεσαίου μεγέθους που μέχρι τώρα ήταν άγνωστη.

Οι μικρές μαύρες τρύπες ή αστρικές έχουν μάζα 3 έως 12 φορές τη μάζα του Ήλιου μας. Οι υπερβαρέες μαύρες τρύπες έχουν μάζες που κυμαίνονται από αρκετά εκατομμύρια μέχρι δισεκατομμύρια φορές τη μάζα του Ήλιου. Μέχρι τώρα δεν είχαμε βρει στα σίγουρα μαύρες τρύπες με ενδιάμεση μάζα.

Καλλιτεχνική εικόνα του αντικειμένου HLX-1 (το μπλε άστρο πάνω αριστερά του γαλακτικού εξογκώματος). Το HLX-1 ((Hyper-Luminous X-ray source 1)), που είναι τοποθετημένο στο εξωτερικό μέρος του σπειροειδούς γαλαξία ESO 243-49, είναι μια ισχυρή πηγή ακτίνων-Χ βρίσκεται 290 εκατομμύρια έτη φωτός μακριά μας, έχει μάζα ίση με 500 φορές αυτής του Ήλιου και μάλλον εκεί βρίσκεται μια μαύρη τρύπα μεσαίου μεγέθους.

Σε μια δημοσίευση τους στο περιοδικό Nature Βρετανοί και Γάλλοι αστρονόμοι δεν δηλώνουν ότι έχουν βρει μια μεσαίου βάρους μαύρη τρύπα αλλά ότι έχουν βρει ένα αντικείμενο που οι περισσότερες άλλες εξηγήσεις αποτυγχάνουν να περιγράψουν τη συμπεριφορά του.

Το αντικείμενο HLX-1 είναι μια υπέρλαμπρη πηγή ακτίνων Χ κοντά στον σπειροειδή γαλαξία ESO 243-49. Οι ακτίνες Χ αξιωματικά οφείλονται ή είναι το προϊόν μιας μαύρης τρύπας ενδιάμεσης μάζας, με 100 έως 10.000 ηλιακές μάζες, αλλά μέχρι σήμερα, κανένα τέτοιο υποψήφιο αντικείμενο δεν είχε γίνει ευρέως αποδεκτό σαν μεσαία μαύρη τρύπα.

Το αντικείμενο αρχικά παρατηρήθηκε το Νοέμβριο του 2004, και επανελέγχτηκε το είδωλό του το Νοέμβριο του 2008. Για να κατανοηθεί η φύση της υπέρλαμπρης πηγής ακτίνων Χ οι ερευνητές χρειάστηκε να κατανοήσουν τη σχέση της με τον γαλαξία που βρίσκεται. Κατ’ αρχάς αποπειράθηκαν να δούνε αν οι ακτίνες Χ στο HLX-1 θα μπορούσαν να οφείλεται σε μια τυχαία ευθυγράμμιση ορισμένων γαλαξιών πίσω από τον γαλαξία υποδοχής ESO 243-49, αλλά μια σειρά από 1.000.000 προσομοιώσεις Monte Carlo βρήκαν πως αυτή η πιθανότητα να έχουμε αυτό το αποτέλεσμα είναι μόνο 9%. Οι αστρονόμοι αποκλείουν να οφείλεται σε πηγές του φόντου λόγω του σχήματος του φάσματος των ακτίνων-Χ.

Δεδομένου ότι το αντικείμενο HLX-1 φαίνεται να είναι μέρος του γαλαξία ESO 243-49, οι αστρονόμοι εξέτασαν κι άλλες πιθανές αιτίες. Σύμφωνα με τη δημοσίευση, ένα Γαλαξιακός λευκός νάνος που συσσωρεύει μάζα από ένα γείτονα του χαμηλής μάζας θα εμφανιζόταν στο φάσμα των ακτίνων Χ, αλλά όχι στο ορατό φάσμα. Επίσης, ένα δυαδικό σύστημα ενός άστρου νετρονίων μικρής μάζας δεν θα μπορούσε να εμφανίζει το ίδιο είδος φάσματος που παρατηρείται – αλλά είναι κάτι που συνάδει με μια μαύρη τρύπα που απορροφάει μάζα.

Ορισμένα blazars (ένα είδος ραδιοπηγών πάλσαρ) θα μπορούσαν να έχουν ένα παρόμοιο φάσμα, αλλά η χαμηλή απορρόφηση εδώ αποκλείει και αυτή την δυνατότητα. Το γεγονός ότι υπάρχει μια διαφορά με τις παρατηρήσεις μεταξύ 2004 και 2008 προκύπτει ότι δεν πρόκειται για μια περίπτωση πολλαπλών πηγών χαμηλής έντασης που αθροίζονται. Τέλος, η κατανομή της φωτεινότητας και το σχήμα του φάσματος δεν είναι συνεπής με την ιδέα ότι αυτό οφείλεται είτε σε σχετικιστική ή είτε σε γεωμετρική ακτινοβολία.

“Με τις περισσότερες άλλες αιτίες να έχουν εξαντληθεί, το μόνο συμπέρασμα που απομένει είναι ότι το αντικείμενο HLX-1 είναι η πιο ισχυρή περίπτωση που έχουμε μέχρι σήμερα να πρόκειται για μια μαύρη τρύπα ενδιάμεση μάζας", λένε οι ερευνητές. Οι υπολογισμοί που βασίζονται γύρω από την φωτεινότητα του αντικειμένου δείχνουν ότι έχει ένα χαμηλό όριο για τη μάζα περίπου στις 500 ηλιακές μάζες, δηλαδή ανήκει στο μέσο εύρος για αυτή την κατηγορία του αντικειμένου. Ωστόσο, οι συντάκτες της δημοσίευσης παραδέχονται ότι πρόκειται για μια συντηρητική εκτίμηση.

Πηγή: Scientific Blogging

ΑΛΥΤΑ ΠΡΟΒΛΗΜΑΤΑ ΤΩΝ ΜΑΘΗΜΑΤΙΚΩΝ: Η εικασία του Γκόλντμπαχ

Η εικασία του Γκόλντμπαχ είναι ένα από τα παλιότερα άλυτα προβλήματα της θεωρίας αριθμών και γενικότερα των μαθηματικών. Εκφράζεται ως εξής:

Κάθε άρτιος θετικός ακέραιος μεγαλύτερος του 2 μπορεί να γραφεί ως άθροισμα δύο πρώτων αριθμών, έτσι ώστε για κάθε n ≧ 2, 2n = p + q, όπου p, q πρώτοι αριθμοί.

Για παράδειγμα,

4 = 2 + 2
6 = 3 + 3
8 = 3 + 5
10 = 3 + 7 = 5 + 5
12 = 5 + 7
14 = 3 + 11 = 7 + 7
κτλ.

Στις 7 Ιουνίου 1742 ο Κρίστιαν Γκόλντμπαχ έστειλε μία επιστολή στον Λέοναρντ Όιλερ, στην οποία έκανε μια πρώτη αναφορά στην εξής εικασία:

Κάθε ακέραιος μεγαλύτερος του 2 μπορεί να γραφεί ως άθροισμα τριών πρώτων.

Θεωρούσε βέβαια ως δεδομένο ότι το 1 είναι πρώτος αριθμός, σύμβαση που μεταγενέστερα εγκαταλείφθηκε. Έτσι σήμερα η αρχική θεωρία του Goldbach θα γραφόταν ως εξής

Κάθε ακέραιος μεγαλύτερος του 5 μπορεί να γραφεί ως άθροισμα τριών πρώτων.

Ο Όιλερ απάντησε με μία ισοδύναμη εκδοχή της εικασίας:

Κάθε άρτιος ακέραιος μεγαλύτερος του 2 μπορεί να γραφεί ως άθροισμα δύο πρώτων,

προσθέτοντας ότι το δέχεται ως ένα πλήρως ορισμένο θεώρημα (”ein ganz gewisses Theorema”), παρά το γεγονός ότι δεν είναι σε θέση να το αποδείξει. Αυτή η προγενέστερη εικασία είναι σήμερα γνωστή ως “τριαδική” εικασία του Γκόλντμπαχ, ενώ η μεταγενέστερη ως “ισχυρή” ή “δυαδική” εικασία του Γκόλνμπαχ. Η εικασία ότι όλοι οι περιττοί αριθμοί μεγαλύτεροι του 9 μπορούν να γραφτούν ως άθροισμα τριών περιττών πρώτων αριθμών καλείται ως η “αδύναμη” εικασία του Γκόλντμπαχ. Και οι δύο παραμένουν άλυτες μέχρι σήμερα. Για το ξεκινημα τησ λυσης εφαρμοζουμε την εισ ατοπον απαγωγην και.....

Όπως με πολλές άλλες εικασίες των μαθηματικών, υπάρχει ένας μεγάλος αριθμός από διαδεδομένες αποδείξεις της εικασίας του Γκόλντμπαχ, από τις οποίες όμως καμία δεν έχει γίνει ακόμα αποδεκτή από την μαθηματική κοινότητα. Ο εκδοτικός οίκος "Faber and Faber" προσέφερε το βραβείο του ενός εκατομμυρίου δολαρίων σε όποιον αποδείκνυε την εικασία του Γκόλντμπαχ μέσα στο χρονικό διάστημα από τις 10 Μαρτίου 2000 μέχρι τις 20 Μαρτίου 2002, αλλά κανείς δεν τα κατάφερε και έτσι η εικασία παραμένει ακόμα και μέχρι σήμερα ανοιχτή.

Το CERN αρχίζει τον Οκτώβριο τις συγκρούσεις σωματιδίων

Αυτή τη φορά το CERN είναι αποφασισμένο ούτε διακοπές να κάνει τα Χριστούγεννα, ούτε οικονομία στο άφθονο ρεύμα που χαλά. Από τη στιγμή που θα αρχίσει τις πρώτες συγκρούσεις σωματιδίων τον Οκτώβριο, ο μεγάλος επιταχυντής αδρονίων δεν θα σταματήσει ούτε στιγμή να δουλεύει, αν μη τι άλλο για να προλάβει τον ανταγωνιστικό -αλλά λιγότερο ισχυρό- αμερικανικό επιταχυντή Tevatron του εργαστηρίου Fermilab στην σκληρή κούρσα για την αναζήτηση του "σωματιδίου του Θεού" (μποζονίου του Χιγκς) – και όχι μόνο. Αυτό δήλωσε ο επικεφαλής του επιταχυντή δρ Λιν Έβανς στο βρετανικό Τύπο.

Η απόφαση του CERN να μην κάνει καν την καθιερωμένη χειμερινή διακοπή (εν μέρει για διακοπές και εν μέρει για οικονομία ρεύματος!) αποσκοπεί στο να κερδίσει το CERN το χαμένο έδαφος μετά τη σοβαρή βλάβη που ανάγκασε την άδοξη αναστολή του ιστορικού πειράματος εννιά μόλις μέρες μετά την πολυδιαφημισμένη έναρξή του στις 10/9/2008. Η χειμερινή λειτουργία θα κοστίσει περίπου 15 εκατ. ευρώ στο CERN.

Οι επιστήμονες του αμερικανικού Tevatron, εκμεταλλευόμενοι την αναγκαστική αδράνεια του CERN, έκαναν σημαντικές προόδους και δήλωσαν ότι μέσα στο 2010 ελπίζουν να βρουν το σωματίδιο του Χιγκς, που θεωρείται ότι δίνει μάζα στην ύλη. "Εύχομαι πάντα καλή τύχη στο Fermilab, αλλά τώρα πια θα έχουν πολύ δύσκολη δουλειά", δήλωσε ο Έβανς.

Ο Tevatron και άλλοι επιταχυντές σωματιδίων έχουν ήδη προσδιορίσει ότι το μποζόνιο του Χιγκς δεν μπορεί να έχει μάζα μεγαλύτερη από 185 GeV (γιγαηλεκτρονιοβόλτ) ή μικρότερη από 114 GeV. Το Μάρτιο, κάνοντας περαιτέρω πρόοδο, οι φυσικοί του αμερικανικού Fermilab απέκλεισαν το σωματίδιο να βρίσκεται στη γκάμα των 160-170 GeV.

"Δεν αμφιβάλλω ότι το Fermilab θα δημοσιεύσει και άλλα όρια (αποκλεισμού) για το (σωματίδιο του) Χιγκς, αλλά θα είναι πολύ δύσκολο γι’ αυτούς να κάνουν κάτι περισσότερο. Αυτή θα είναι δουλειά του επιταχυντή του CERN", δήλωσε με αυτοπεποίθηση ο Έβανς, που πρόσθεσε ότι οι αμερικανοί φυσικοί "μπορεί να βρουν κάποιο ίχνος (του σωματιδίου), αλλά υπάρχει μεγάλη διαφορά ανάμεσα στο ίχνος και την ανακάλυψη".

Οι πρώτες ακτίνες σωματιδίων θα σταλούν στο τεράστιο τούνελ μήκους 27 χλμ., κάτω από τα γαλλο-ελβετικά σύνορα, το Σεπτέμβριο, ενώ οι πρώτες συγκρούσεις πρωτονίων θα αρχίσουν τον επόμενο μήνα, όπως είπε ο δρ Έβανς. Οι συγκρούσεις των σωματιδίων από αντίθετες κατευθύνσεις στον ευρωπαϊκό επιταχυντή θα γίνονται με ασύλληπτη ταχύτητα που θα φτάνει το 99,9999991% της ταχύτητας του φωτός.
Οι μαγνήτες, που θα καθοδηγούν τις ακτίνες στο εσωτερικό του τούνελ, έχουν ήδη ψυχθεί στα τέσσερα από τα οκτώ συνολικά τμήματα του επιταχυντή, στην αναγκαία θερμοκρασία των μείον 271,3 βαθμών Κελσίου (μόλις 1,8 βαθμούς πάνω από το απόλυτο μηδέν) και όλο το τούνελ θα έχει αποκτήσει την ίδια θερμοκρασία μέχρι το τέλος Αυγούστου.

Ο Έβανς εμφανίστηκε καθησυχαστικός ότι, όταν ξαναρχίσει η λειτουργία του επιταχυντή και εμφανιστούν οι πρώτες συναρπαστικές ανακαλύψεις, θα ξεχαστεί αμέσως η καταστροφική βλάβη. Παράλληλα, υπενθύμισε ότι και το διαστημικό τηλεσκόπιο "Χαμπλ" αρχικά υπέστη πρόβλημα, το οποίο όμως ξεχάστηκε μετά την επιδιόρθωσή του και έκτοτε τροφοδοτεί τους επιστήμονες με συναρπαστικά δεδομένα.

Πηγή: ΑΠΕ ΜΠΕ

Βρέθηκαν δύο νέες μορφές υγρού νερού κάτω από τους -75 βαθμούς Κελσίου

Το νερό μπορεί κάτω από το μηδέν να παγώνει, αλλά φαίνεται πως κάτω από τους -75 βαθμούς μπορεί να ξαναγίνεται υγρό. Έτσι, σε μια μελέτη τους, ο Dino Leporini του Πανεπιστημίου της Πίζας και συνάδελφοί του στο Ινδικό Ινστιτούτο Επιστημών λένε ότι έχουν δει δύο νέες φάσεις υγρού νερού, όταν το νερό έχει ψυχθεί αφενός σε χαμηλές θερμοκρασίες και αφετέρου συμπιεστεί σε υψηλές πιέσεις. Στο χαμηλής πυκνότητας υγρό νερό (LDL), μόρια νερού σχηματίζουν ένα ανοικτό δίκτυο, ενώ σε υγρό νερό υψηλής πυκνότητας (HDL), τα μόρια του νερού είναι κοντά μεταξύ τους και σπάζουν κάποιους δεσμούς υδρογόνου. Οι παρατηρήσεις αυτές επιβεβαιώνουν την πρόβλεψη του Gene Stanley το 1992, που ήταν ο πρώτος που πρότεινε τις δύο νέες φάσεις.

Ο Leporini και οι συνεργάτες του έπρεπε να ξεπεράσουν πολλές τεχνικές προκλήσεις στο πείραμα τους, επειδή το νερό τείνει να παγώσει πριν αυτό μπορέσει να γίνει υπέρψυχρο σε εξαιρετικά χαμηλές θερμοκρασίες. Για να λύσουν τα όποια τεχνικά προβλήματα οι ερευνητές αποφάσισαν να περιορίσουν μικροσκοπικούς θύλακες υγρού νερού στο εσωτερικό του πάγου, και τότε να ψύξουν το υγρό νερό σε θερμοκρασίες μέχρι -183° C. Αντί να μετρήσουν άμεσα το νερό, οι επιστήμονες χρησιμοποίησαν μια μοριακή συσκευή – που ονομάζεται TEMPOL –, και η οποία είναι ευαίσθητη στο ιξώδες του νερού. Η συσκευή κινείται σαν να υπήρχαν δύο είδη υγρού νερού κάτω από τον πάγο: μία μορφή πιο ρευστή HDL , και μια πιο παχύρρευστη μορφή LDL.

Σύμφωνα με ένα άρθρο στο περιοδικό Nature, οι εμπειρογνώμονες διίστανται σχετικά με το αν είναι αληθινά τα πειράματα που αποδεικνύουν πραγματικά τις νέες φάσεις του νερού. Ο Pablo Debenedetti, ειδικός για τη φυσική των υγρών στο πανεπιστήμιο του Princeton, διερωτάται κατά πόσον οι δύο τύποι του νερού στα πειράματα είναι πράγματι δύο διαφορετικές φάσεις, και δείχνει ότι η υγρή μορφή μπορεί να εμφανίζεται σταδιακά και όχι απότομα.

Επίσης, λέει πως το πρόβλημα έγκειται ότι οι δύο νέες υγρές φάσεις είναι δύσκολο να μελετηθούν πειραματικά, καθώς το νερό τείνει να παγώνει πριν μπορέσει να ψυχθεί κάτω από τους -75 βαθμούς Κελσίου, δηλαδή στις θερμοκρασίες όπου οι δύο επίμαχες μορφές του νερού μπορεί να υπάρχουν και να γίνουν αντιληπτές από τους επιστήμονες.

Ένας άλλος ειδικός στο νερό ο Austen Angell στο Πολιτειακό Πανεπιστήμιο της Αριζόνας διερωτάται για την καθαρότητα του νερού στους θύλακες, επισημαίνοντας ότι το θαλασσινό νερό απομακρύνει το αλάτι όταν παγώνει, και οι κινήσεις της συσκευής θα μπορούσαν απλώς να προκαλούνται από τις τυχόν ακαθαρσίες στο νερό.

Το νερό όπως ξέρουμε αντίθετα με τα περισσότερα άλλα υγρά η πυκνότητα του μεταβάλλεται παράξενα. Έτσι, είναι πιο πυκνό όταν βρίσκεται στους μείον 4 βαθμούς Κελσίου. Λόγω αυτής της ιδιότητας του μπορεί να ερμηνευτούν φαινόμενα όπως γιατί οι λίμνες δεν παγώνουν σε όλο το βάθος κατά τον χειμώνα. Αυτή η περίεργη συμπεριφορά πηγάζει από τους ασθενικούς χημικούς δεσμούς ή δεσμούς υδρογόνου που αναπτύσσονται ανάμεσα στα μόρια του υγρού νερού.Στον πάγο όμως αυτοί οι δεσμοί κρατούν τα μόρια σε μεγάλες αποστάσεις μεταξύ τους και έτσι αφήνουν πολύ κενό στον ενδιάμεσο χώρο.

Το 1992, ο Gene Stanley χρησιμοποιώντας προσομοιώσεις σε υπολογιστές πρότεινε ότι αυτοί οι δεσμοί υδρογόνου μπορούν να παράγουν δύο διαφορετικές μορφές υγρού νερού, αν το νερό κρύωνε πολύ και συμπιεζόταν σε υψηλές πιέσεις.

Και μόνο τώρα ο Dino Leporini με τους συνεργάτες του λένε πως είδαν αυτές τις δύο μορφές του υπέρψυχρου νερού με τον εξής τρόπο: κατάφεραν να περιορίσουν το υγρό νερό μέσα στον ίδιο τον πάγο χρησιμοποιώντας μια νέα τεχνική που ονομάζεται αντήχηση περιστροφής ηλεκτρονίων.

Η μελέτη των νέων φάσεων του υγρού νερού θα μπορούσε να έχει ενδιαφέρουσες συνέπειες για τη ζωή. Όπως εξηγεί ι Leporini, οι θύλακες του υπέρψυχρου νερού στον πάγο θα μπορούσαν να φιλοξενήσουν ζωή σε ψυχρές περιοχές ή σε άλλους πλανήτες, όπου δεν είχαμε σκεφτεί ποτές πως θα μπορούσε να υπάρχει η ζωή.

Πηγή: Nature News – Softpedia