Η νέα περιπέτεια της Αστρονομίας

Οταν σχηματίστηκε το Σύμπαν, πριν περίπου 15.000 εκατομμύρια χρόνια, η διαστρική ύλη άρχισε να συμπυκνώνεται για να σχηματίσει τεράστια νέφη σε διάφορους σχηματισμούς, που αργότερα δημιούργησαν τους γαλαξίες. Σήμερα, έχει

υπολογιστεί ότι το Σύμπαν περιέχει περίπου 10¹¹ τέτοιους γαλαξίες, ο καθένας από τους οποίους περιέχει 10¹¹ άστρα. Τι υπάρχει όμως ανάμεσα στα χιλιάδες εκατομμύρια άστρα του Σύμπαντος μας ; Το μέγεθος του κενού χώρου είναι πραγματικά ασύλληπτο αν το αναλογισθεί κανείς. Η αλήθεια είναι ότι ο “κενός” αυτός χώρος, δεν είναι στην πραγματικότητα κενός, αλλά περιέχει πυκνούς σχηματισμούς αερίων και διαστρικής σκόνης, που ταξιδεύουν στο διάστημα¨ τα διαστρικά νέφη.

Για πολλούς αιώνες, οι αστρονόμοι γνώριζαν πολύ λίγα για τη σύσταση του διαστρικού κενού. Πρώτος ο Αριστοτέλης, σε μια πολύ πρώιμη προσέγγιση, εισήγαγε την έννοια του “αιθέρα”, ενός άυλου και ελαφρού υποκατάστατου που συμπλήρωνε το κενό ανάμεσα στα αστέρια. Η τόσο λανθασμένη αντίληψη αυτή, κυριάρχησε στην επιστημονική γνώση, που αδυνατούσε να εξηγήσει με άλλα μέσα την υφή του κενού, μέχρι να λάβει το τελειωτικό χτύπημα από τον Albert Einstein, το 1905. Παρόλα αυτά, η παρατηρησιακή αστρονομία ο μόνος ανεπτυγμένος κλάδος της αστρονομίας μέχρι το 1950, επέτρεπε μόνο την ανακάλυψη αστέρων, γαλαξιών και νεφελωμάτων, ενώ δε μπορούσε να μας πληροφορήσει για το τι βρισκόταν στο χώρο ανάμεσα στα άστρα. Το σκοτάδι φαινόταν να κυριαρχεί στο απόλυτο κενό μεταξύ των ουρανίων σωμάτων. Το τηλεσκόπιο, που πρόσθεσε τόσα πολλά στη γνώση μας για το Σύμπαν, φαινόταν ανίκανο να εξηγήσει τα μυστήρια του διαστρικού κενού.

Η φύση του διαστρικού κενού άρχισε να ερευνάται μετά το 1911, όταν ο Αυστριακός φυσικός V.F.Hess άρχισε να μελετά μια ακτινοβολία τεράστιας ενέργειας, που κανεισ δε μπορούσε να καταλάβει από πού προερχόταν. Στέλνοντας ηλεκτροσκόπια στον ουρανό με αερόστατα, ο Hess ανακάλυψε ότι η ένταση της ακτινοβολίας αυξανόταν ραγδαία με την αύξηση του υψομέτρου. Υπέθεσε, επομένως, ότι η ακτινοβολία αυτή πρέπει να προέρχεται από το διάστημα, και την ονόμασε “κοσμική ακτινοβολία”. Οι κοσμικές ακτίνες αποτελούνται από ηλεκτρικά φορτισμένα σωματίδια που κινούνται μέσα στο διάστημα με σχετική ταχύτητα κοντά στην ταχύτητα του φωτός. Τα κύρια συστατικά των ακτίνων αυτών είναι πρωτόνια (84%), πυρήνες ηλίου (14%), ηλεκτρόνια (1%) και βαρύτεροι πυρήνες (1%). Με την ανακάλυψη της διαστημικής προέλευσης των κοσμικών ακτίνων, άρχισε να ερευνάται η υλική φύση του Διαστήματος.

Η πρώτη ανίχνευση ιονισμένου ατόμου στο διαστρικό κενό έγινε το 1904, όταν το φάσμα του διπλού αστέρα δ-Orionis, έδειξε δύο γραμμές απορρόφησης ιονισμένου ασβεστίου (Ca+). Αυτές οι γραμμές απορρόφησης είχαν πολύ καλή ανάλυση και σταθερότητα. Εάν τα ιόντα Ca+ ανήκαν στο αστρικό σύστημα, οι γραμμές του φάσματος δε θα ήταν τόσο καθαρές λόγω του περιοδικού φαινομένου Doppler, που είναι χαρακτηριστικό των φασματικών γραμμών των περιστρεφόμενων διπλών σμηνών. Αυτό σημαίνει ότι το Ca+ που δημιούργησε τις φασματικές γραμμές, δεν αποτελεί ένα από τα συστατικά των αστεριών υπό μελέτη, αλλά δείχνει να είναι μέρος κάποιου υλικού νέφους που παρεμβαλλόταν στο διάστημα μεταξύ των αστεριών και του παρατηρητή.

Μετά από μικρό χρονικό διάστημα και με τον ίδιο τρόπο, ανιχνεύθηκε μεταλλικό ασβέστιο (Ca) και σίδηρος (Fe), ιονισμένο τιτάνιο (Ti+) και κάλιο (K). Με την ανακάλυψη ατόμων στο διαστρικό κενό άρχισε να ερευνάται και η πιθανότητα ύπαρξης μορίων.

Το 1937 ανιχνεύθηκε γραμμή απορρόφησης του μορίου CH, που αναγνωρίστηκε με φασματοσκοπία στο εργαστήριο. Το 1941, ανιχνλευθηκαν ακόμα περισσότερα μόρια, γεγονός που οδήγησε στην ανακάλυψη του CN και του CH+ τον ίδιο χρόνο. Παρόλα αυτά, τα μόρια CH, CH+, CN είναι πολύ ασταθή σε συνήθεις συνθήκες και έτσι άρχισε να πιστεύεται ότι το διαστρικό κενό μόνο τέτοιου είδους μόρια μπορούσε να περιέχει.

Η ανακάλυψη της ραδιοαστρονομίας όμως το 1950, έμελλε να δώσει μια νέα διάσταση στις αντιλήψεις μας για το Σύμπαν. Τα ραδιοκύματα που προέρχονται απόι το διάστημα μας έχουν επιτρέψει να ανακαλύψουμε και να μελετήσουμε νέα ουράνια σώματα, όπως οι πάλσαρ και οι κβάζαρ, αλλά στάθηκαν και πολύ χρήσιμα στη μελέτη του διαστρικού κενού. Το διαστρικό μέσο έχει ένα πολύ χαμηλό ενεργειακό επίπεδο και η μέση θερμοκρασία του δύσκολα φθάνει μερικες δεκάδες Kelvin. Η χαμηλή αυτή θερμοκρασία προκαλεί μια περιστροφική κίνηση σε μόρια της αέριας φάσης, που έχει ως αποτέλεσμα την εκπομπή μικρού μήκους κύματος ακτινοβολίας. Κάθε μόριο εκπέμπει ακτινοβολία χαμηλού μήκους κύματος σε χαρακτηριστική συχνότητα και έχει διαφορετικό περιστροφικό φάσμα . Ετσι, η ανάλυση των μικροκυμάτων που λαμβάνουμε από το διαστρικό μέσο μέσω των ραδιοτηλεσκοπίων, είναι πολύ χρήσιμη στην αναγνώριση των μορίων.

H ανίχνευση της 21 εκατοστών φασματικής γραμμής του μοριακού υδρογόνου έδειξε ότι υπάρχει αφθονία του στο χώρο μεταξύ των άστρων. Ακολούθησε όμως και η ανακάλυψη πολλών άλλων μορίων, από τα οποία μερικά δεν εμφανίζονται στη Γη, αλλά και μερικά πολύ συχνά, κυρίως υδρογόνο, μονοξείδιο του άνθρακα, αμμωνία και νερό.

Η 21 εκατοστών φασματικές γραμμές του υδρογόνου που λήφθηκε από το κέντρο του γαξία μας (Milky Way).

• Το 1963 ανιχνεύθηκε σήμα εκπομής στα 18 cm από τη ρίζα - ΟΗ
• Το 1968 αναγνωρίστηκαν NH₃ και Η₂Ο
• To 1969 ανιχνεύθηκε φορμαλδεύδη (HCHO)
• Το 1970 ανιχνεύθηκαν μονοξείδιο του άνθρακα (CO), μοριακό υδρογόνο (Η₂), φορμυλικό ιόν (HCO+), υδροκυάνιο (HCN), μυρμηκικό οξύ (HCOOH), κυανικό ακετυλένιο (HC₃N) και μεθυλική αλκοόλη (CH₃OH)

Παρακάτω παρατίθεται ένας πίνακας με όλα τα γνωστά 112 μόρια που έχουν ανιχνευθεί ως σήμερα σε διαστρικά νέφη. Τα μόρια με σκούρα γράμματα βρέθηκαν στη σύσταση του κομήτη 1995 O1 Hale-Bopp. Τα μόρια H₂O+ and C₂H₆ ανιχνεύθηκαν στον κομήτη αλλά όχικαι στα διαστρικά νέφη.

 

 

 

Μπορείτε να δείτε οτι ο C60 είναι απολύτως συμμετρικος και έχει το σχήμα μπάλας ποδοσφαίρου. Για το λόγο αυτό οι επιστήμονες το ονόμασαν φουτμπολένιο!!

πλούσια σε άνθρακα. Τα φουλλερένια είναι μια ομάδα χημικών ενώσεων που περιέχουν συνολικά 60 άτομα άνθρακα. Παρόλα αυτά, το φουλλερένιο δεν έχει ανιχνευθεί ακόμη στο διαστρικό κενό, ενώ πιστευόταν ότι αποτελεί ένα από τα κυριότερα συστατικά του. Η απόλυτη συμμετρία του C60, έχει ως αποτέλεσμα να μην εμφανλιζεει διπολική ροπή και άρα δεν μπορεί να ανιχευθεί με περιστροφικό φάσματογράφο. Η ανακάλυψή του στο διάστημα, απαιτεί νέες τεχνικές που ίσως εφαρμοστούν στα επόμενα χρόνια.

Μετά την ανακάλυψη στο διαστρικό κενό μορίων τόσο γνωστών στην καθημερινή μας ζωή, όπως η αμμωνία και το νερό, οι επιστήμονες άρχισαν να ασχολούνται και να ερευνούν πιο συστηματικά τη σύνθεση και τη δομή του τμήματος αυτού του Σύμπαντος, και έτσι γεννήθηκε ένας από τους πιο νέους κλάδους της επιστήμης. Λόγω των τεχνικών που χρησιμοποιούνταν για την ανίχνευση της διαστρικής ύλης καθώς και των δυσκολιών που παρουσίαζε η μελέτη αυτή, διότι ήταν αναγκαία η γνώση των φυσικών χαρακτηριστικών του διαστήματος, το μεγαλύτερο μέρος της έρευνας γινόταν από αστροφυσικούς, οι οποίοι ονόμασαν τη νέα αυτή επιστήμη μοριακή αστροφυσική. Παρόλα αυτά σήμερα, μπορούμε να “μετονομάσουμε” την επιστήμη αυτή αστροχημεία, διότι προσφέρει ένα ευρύτατο πεδίο έρευνας για τη χημεία.

Η φασματοσκοπία είναι ίσως η σημαντικότερη τεχνική της χημείας που βοήθησε την αστροχημεία να κάνει άλματα στην εξέλιξη της. Για να μελετηθούν οι διάφορες ακτινοβολίες που λαμβάνουμε από το διάστημα, χρειάζεται να τις ταξινομήσουμε ανάλογα με το μήκος κύματος στο οποίο εκπέμπονται. Η διαδικασία αυτή επιτελέιται με όργανο που ονομάζεται φασματογράφος. Κάθε ουσία έχει χαρακτηριστικό φάσμα, γεγονός που επιτρέπει την ανίχνευση της οπουδήποτε στο διάστημα. Για παράδειγμα, κοιτάξτε τις φασματικές γραμμές καιόμενου νατρίου :

 

 

Οταν θερμαίνεται, το νάτριο μας δίνει πάντοτε αυτές τις φασματικές γραμμές. Οταν λάβουμε λοιπόν αυτό το φάσμα, είμαστε σίγουρη πως το στοιχείο υπό μελέτη είναι το νάτριο. Εκτός όμως από άτομα, μπορούμε να αναγνωρίσουμε και φάσματα μορίων, όπως αυτό του HCN

Εκτός όμως από την ανίχνευση μορίων στο διαστρικό κενό, μελετώντας την μοριακή φασματοσκοπία οι αστροχημικοί μπορούν βρουν την πυκνότητα του διαστρικού νέφους. Για παράδειγμα, μόρια HCN βρίσκονται σε πυκνές περιοχές, που υποδεικνύουν πιθανές περιοχές σχηματισμού κάποιου άστρου. Αντίθετα, το CO βρίσκεται σε περιοχές με αραιή πυκνότητα.

Η αναλυτική χημεία και η φυσικοχημεία ανάγονται σε ισχυρά εργαλεία για τη μελέτη των διαστημικών ακτινοβολιών, που παρέχουν τόσο σημαντικές πληροφορίες για το διαστρικό μέσο. Για την ανάλυση των οπτικών ακτινοβολιών και των μικρομάτων, υπάρχουν συσκευές που ανιχνεύουν σήματα IR (infrared) και UV (ultraviolet), καθώς και δορυφόροι που ανιχνεύουν άλλου είδους ακτινοβολίες.

Η πιο πρόσφατη θεωρία που ερμηνεύει την προέλευση της ζωής, υποστηρίζει ότι η ζωή προήλθε μέσω χημικών αντιδράσεων ανάμεσα σε απλά μόρια επονομαζόμενα “πρoβιοτικά”, που υπήρχαν στην πρωτόγονη Γη, αλλά και που ήδη έχουν ανιχνευθεί στο διαστρικό μέσο. Η ανακάλυψη αυτή ανοίγει νέους ορίζοντες στην επιστήμη της βιοχημείας. Αραγε η ζωή στη Γη προήλθε από τα προβιοτικά μόρια που υπήρχαν στη Γη ή στο διαστρικό κενό ; Θα μπορούσε η ύπαρξη των απλών αυτών μορίων στα διαστρκά νέφη να οδηγήσει στο σχηματισμό πιο πολύπλοκων οργανισμών όπως τα αμινοξέα ή τα υδροκαρβίδια ; Κάτω από ποιες συνθήκες θα μπορούσε η αστροχημεία να συνδεθεί με την ύπαρξη ζωής ; Αν είναι όντως δυνατόν να παραχθούν αμινοξέα στο κενό, τότε είναι πολύ πιθανό να έχει αναπτυχθεί ζωή και σε κάποιο άλλο σημείου του Σύμπαντος. Αντίθετα, αν αποκλείσουμε την παραγωγή αμινοξέων στο διάστημα, ταυτόχρονα αποκλείουμε και την πιθανότητα ύπαρξης εξωγήινης ζωής με βάση τον άνθρακα.

Eπιπλέον, εκτός από τις ενώσεις του πίνακα που αναφέρονται πιο πάνω, το φάσμα IR διαφορετικών περιοχών του διαστήματος, υποδηλώνει την παρουσία πολλών μεγάλων μορίων που ονομάζονται πολυκυκλικά αρωματικά υδροκαρβίδια (PAHs). Οι ενώσεις αυτές είναι μέρος των ενώσεων που ανακαλύφθηκαν στα πολυσυζητημένα εξωγήινα απολιθώματα του μετεωρίτη ALH84001, που βρέθηκε στην Αλάσκα και πιστεύεται ότι προέρχεται από τον πλανήτη Αρη. Είναι γεγονός λοιπόν πως πρέπει να δεχτούμε τον σημαντικότατο ρόλο της Βιοχημείας στη μελέτη της υλικής φύσης του κενού.

Μόρια ΗΝΟ στο SgrB2

 

Τα διαστρικά νέφη είναι γιγαντιαία νέφη αερίων και σκόνης, που εκτείνονται σε τεράστιες διαστάσεις (περίπου 1 έτος φωτός ) και περιέχουν ένα τεράστιο αριθμό μορίων.

Τα νεογέννητα άστρα περιβάλλονται από ένα μανδύα διαστρικών νεφών και ακτινοβολούν στην περιοχή των μικροκυμάτων. Η ακτινοβολία αυτή αποκαλύπτει την παρουσία θερμών και ιονισμένων αερίων που περιβάλλουν την επιφάνεια του άστρου. Από τις εκπομπές οι αστροχημικοί γνωρίζουν πού ακριβώς βρίσκεται το άστρο και πόση ενέργεια αποδίδει στο διαστρικό νέφος.

Παρατηρήσεις στο υπέρυθρο μπορούν να δείξουν πόσο θερμό είναι το περιβάλλον αέριο και αν μπορούν να ξεκινήσουν χημικές αντιδράσεις που θα παράγουν σύνθετα μόρια όπως για παράδειγμα αμινοξέα.

 

 

Στη φωτογραφία βλέπουμε το σχηματισμό ενός πρωτοαστέρα μέσα από το σκοτεινό νέφος L1157, που αποβάλλει ύλη από τους πόλους του καθώς περιστρέφεται για να μεταβληθεί σε σταθερό άστρο. Το αέριο CO, με φάσμα εκπομπής στα 2,6mm, που κατευθύνεται προς εμάς με ταχύτητα 10,000 μίλια την ώρα έχει χρωματιστεί μπλε (μετατόπιση προς το κυανό), ενώ αυτό που απομακρύνεται κόκκινο (μετατόπιση προς το ερυθρό). Με πράσινο χρώμα φαίνεται το στάσιμο αέριο. Ο ίδιος ο πρωτοαστέρας δεν είναι ορατός τη φωτογραφία.

Μηχανισμοί εκπομπής στην Αστροχημεία

Σκόνη και αέρια μπροστά από τον πρωτοατέρα VLA1623-2418

Το κόκκινο και το μπλε χρώμα της εικόνας δείχνουν τη μετατόπιση προς το ερυθρό πιδάκων αερίου CO και αντίστοιχα τη μετατόπιση προς το κυανό, που πηγάζουν απο τους πόλους του πρωτοαστέρα. Η περιοχή του ίδιου του άστρου είναι χρωματισμένη κίτρινη με εκπομπή στα 1,3mm. Κοιτάξτε νοτιοανατολικά της εικόνας. Οι σχηματισμοί που βλέπετε δεν ανήκουν στον πρωτοαστέρα υπό μελέτη αλλά είναι πιθανά σημεία μελλοντικών σχηματισμών άστρων.

Επιλέξτε το επόμενο άρθρο που θέλετε να διαβάσετε Editorial - Read it - Ταυτότητα Προστασία Καταναλωτών Mini Soccer Σελίδες Ομάδων στο Δίκτυο Αστρονομία: Αστροχημεία... Γελλάστε On-Line Celebrity Profile: Antonio Sabato Jr Hacking... InfoTrash Γελοιογραφίες Η Μοναξιά του Κτηνοβάτη X-Files Αγαπητοί μου γονείς... γή-ΙΝ-α μέρος δεύτερον! Quiz 2η Διεθνής Έκθεση Αυτοκινήτου Ναι - Όχι - Γιατί ....
(c) Κυβερνογράφοι - All rights reserved