ΟΙ ΓΑΛΑΞΙΕΣ ::: ΠΩΣ ΜΕΓΑΛΩΝΟΥΝ ΤΑ ΜΕΛΗ ΤΟΥΣ

Επιβεβαιωνονται σημερα οι εικασιες που ηθελαν τους Γαλαξιες να αναπτυσσουν τον δισκο τους και τους βραχιονές του απο τα εσωτερα προς τα εξωτερα ακρα. Οι παρατηρησεις εγιναν στο Αστεροσκοπειο της Χαβαης με το γιγαντιαιο οπτικο τηλεσκοπιο Keck II και τους προσηρτημενους διαφορικους φασματογραφους, απο Αυστραλους, Βρεταννους και Κινεζους αστρονομους. Ανιχνεύθη σπειροειδης Γαλαξιας νεαρας ηλικιας στον αστερισμο του Λεοντος, σε αποσταση 9,3 δισεκ. ετων φωτος, ο οποιος μεγεθυνεται 22 φορες, χαρις στο φαινομενο Αινσταιν στρεβλωσεως των εκπεμπομενων ακτινων απο ενα υπερμεγεθες σμηνος Γαλαξιων, το MACS J1149.5+2223, το οποιο κειται αναμεσα μας. Η στρεβλωση οφειλεται στην βαρυτικη καμπυλωση του χωροχρονου, την οποια προκαλει το ανω σμηνος Γαλαξιων. Ο μεγεθυνομενος Γαλαξιας μας δειχνει την κατασταση του Συμπαντος στην ηλικια των 4,2 δισεκ. ετων απο την γενεση του. Χαρις στην μεγαλη του μεγεθυνση ειναι δυνατη η καταγραφη της κατανομης μεταλλικοτητας του Γαλαξια αυτου. Η μεταλλικοτητα οριζεται ως η σχετικη πυκνοτητα στοιχειων βαρυτερων των ηλιου και υδρογονου στο παρατηρουμενο φασμα των αστερων. Στον ωριμου ηλικιας Γαλαξια μας η μεταλλικοτητα απομειωνεται 35% ανα 10.000 ετη φωτος, καθως κινουμεθα απο το κεντρον προς τα ακρα των βραχιονων. Στον υπο παρατηρηση νεαρο Γαλαξια στον Λεοντα η απομειωση ειναι 68% ανα 10.000 ετη φωτος. Η πυκνοτητα των αστερων ειναι πολυ μεγαλυτερη προς το κεντρον των Γαλαξιων λογω βαρυτητος, και απομειωνεται προς τα ακρα. Στην περιοχη του κεντρου τα αστρα σχηματιζονται ενωριτερα και περαιωνουν την παρασκευη βαρεων μεταλλων στον πυρηνα τους, κατα την ολοκληρωση της ζωης τους. Κατα την τελικη εκρηξη εκτοξευουν τα μεταλλικα ατομα και εμπλουτιζουν τον διαστρικο χωρο, ενω η δημιουργια αστερων εξαπλωνεται σιγα-σιγα προς τα ακρα του Γαλαξια. Υπαρχει συνεπως μια αυξανομενη μεταλλικοτητα στην περιφερεια του Γαλαξια με την παροδο του χρονου, με συνεπεια μια ταση προς ομοιομορφη κατανομη μεταλλικοτητας στον Γαλαξια. Κατα την λογικη αυτην στο τελος της διαδρομης αυτης των Γαλαξιων ειναι οι ελλειπτικοι Γαλαξιες, σχεδον χωρις μελη και βραχιονες, με πολυ αρχαια ορατα αστρα στο τελος της ζωης τους, και με πολλους αστερες νετρονιων και αστρικες Μαυρες Τρυπες. ΑΓΑΠΗ 2

[Πρέπει να είστε εγγεγραμμένοι και συνδεδεμένοι για να δείτε αυτή την εικόνα.]
Το σφαιροειδες αστρικο σμηνος NGC 6522 στον Τοξοτη

Οι ανωτερω αναφερομενοι υπερηλικες ελλειπτικοι Γαλαξιες δεν εχουν βραχιονες. Τα μοναδικα τους μελη ειναι σφαιροειδή σμηνη μικρου μεγεθους αρχαιων αστερων, που συνωστιζονται και συνδιαμορφωνουν την εξωτερικη εμφανιση του Γαλαξια ως ενος ελλειψοειδους εκ περιστροφης. Και στον δικο μας Γαλαξια υπαρχουν τετοια σφαιροειδή σμηνη αρχαιων αστερων περι το κεντρο και στην Άλω, το NGC 6522 ειναι το αρχαιοτερο ολων, στον αστερισμο του Τοξοτη. Προσφατες παρατηρησεις 8 αρχαιων αστερων του απο διεθνη ομαδα αστρονομων υπο την Κριστινα Κιαππινι του Ινστιτουτου Αστροφυσικης "Λάιμπνιτς" στο Πότσνταμ του Βερολινου και των Αστεροσκοπειων Γενευης και Τεργέστης, συνεισφερουν στην πληρεστερα κατανοηση της ενηλικιωσεως και αυξησεως της μεταλλικοτητας των Γαλαξιων. Εγινε χρηση του Γιγαντιαιου Τηλεσκοπιου (VLT) του ESO, του Ευρωπαικου Νοτιου Αστεροσκοπειου στo Παραναλ της Χιλης και του προσηρτημενου φασματογραφου. Εμετρηθησαν οι σχετικες πυκνοτητες βαρεων μεταλλων, μεταξυ των οποιων ύττριο και στροντιο. Τα μεταλλα αυτα παρηχθησαν κατα την διαρκεια της (10-30 εκατομ. ετων) ζωης της πρωτης γενεας πολυ υπερμεγέθων αστερων, μερικες εκατονταδες εκατομμυρια ετη μετα την γενεση του Συμπαντος, απο τα αρχικως συνιστώντα στοιχεια ηλιο και υδρογονο, κατοπιν συμπυκνωσεως λογω βαρυτητας και πυρηνικων συντηξεων. Τελικως εξετοξευθησαν στον διαστρικο χωρο στο τελος της ζωης των πρωτης γενεας αστερων ως διαστημικη σκονη, "επεκαθησαν" σε νεφελωματα αεριων και απετελεσαν την πρωτη υλη κατα την γενεση της δευτερας γενεας αστερων, αυτης που παρατηρουμε σημερα στον Τοξοτη. Η νεα, προκειμενη συνεισφορα των ερευνητων εγκειται στην διαπιστωση οτι, η παρατηρουμενη μεταλλικοτητα των αρχαιων αστερων δεν εξηγειται αλλως, παρα μονον εαν η πρωτη γενεα αστερων ειχε μια πολυ υψηλη ταχυτητα περιστροφης περι τον αξονα των, 500-800 χλμ./δευτερολεπτο στην επιφανεια των. Συγκριτικα ο Ηλιος εχει ταχυτητα επιφανειας κατα μεγιστον μολις 2 χλμ./δευτερολεπτο, ενω οι υπερμεγεθεις αστερες της σημερινης εποχης μας εχουν ταχυτητα επιφανειας 100 χλμ./δευτερολεπτο. Μαθηματικο μοντελο των ροων υλης στις εσωτερικες στοιβαδες των υπερμεγεθων αστερων και η προσομοιωση που εγινε αποφαινονται οτι, η πολυ μεγαλη ταχυτητα περιστροφης επεξηγει και ειναι συμβατη με την μεταλλικοτητα, οσον αφορα σε μεταλλα βαρυτερα του σιδηρου, οπως το ύττριο και το στροντιο. Κατα συνεπεια ο σιδηρος δεν θεωρειται πλεον οτι ειναι το βαρυτερο στοιχειο που ειναι δυνατον να παραχθει κατα την διαρκεια ζωης του αστερα απο πυρηνικες συντηξεις, καθως η εντονη αναμειξη, λογω ταχειας περιστροφης, των εσωτερικων στοιβαδων του οδηγει στην παραγωγη ακομη βαρυτερων στοιχειων, οπως βαριου, λανθανιου, ύττριου και στροντιου. Η πυρηνικη αντιδραση που τα παραγει ειναι η βραδεια ανακτηση νετρονιων, απότοκος της Ασθενους πυρηνικης Δυναμεως, που ενισχυεται στο 10.000πλάσιο λογω αναμειξεως στοιβαδων. Η συναχθεισα πολυ μεγαλη ταχυτητα αυτοπεριστροφης των πρωτης γενεας αστερων ειναι συνεπεια και συνάδει με την εικαζομενη γενεσή των σε περιβαλλον ενος νεαρου Συμπαντος εξαιρετικως τυρβωδους υφης. ΑΓΑΠΗ 2

Οσον αφορα στους πρωτης γενεας "υπερμεγεθεις" αστερες, ποιο ηταν αραγε πραγματικα το μεσο τυπικο μεγεθος? Παρατηρησεις νεφελωματων γενεσεως νεων αστερων σε σημερινους Γαλαξιες και προσομοιωσεις μιας δεκαετιας μελετων υπεδεικνυαν προς την υποθεση εργασιας ενος τυπικου μεγεθους 100-150 Ηλιων. Οι προσομοιωσεις θα επρεπε να ελαμβαναν υποψη βεβαιως μηδενικη μεταλλικοτητα ως αρχικη συνθηκη. Οι μεθοδοι αριθμητικης αναλυσεως που χρησιμοποιουνται κατα την επιλυση των μαθηματικων μοντελων βαινουν συνεχως βελτιουμενες, και εφθασε η στιγμη που μια μεθοδος μεταβλητου βηματος μεγεθους κυψελης εκανε την εισοδό της, προσηρμοσμενη στις αναγκες της Μαγνετο-Υδροδυναμικης και της Γενικης Σχετικοτητος, και επιτυγχανουσα πολυ μεγαλη "αναλυση εικονας" ή ευκρινεια σε χωρο και χρονο. AREPO το καλλιτεχνικο της ονομα. Η εφαρμογη της στο προβλημα της δημιουργιας των Πρωταστερων απο μηδενικες συνθηκες, αντιστοιχουσες σε μερικες εκατονταδες εκατομμυρια ετη μετα την γενεση του Συμπαντος, εμελε να γινει απο ομαδα πρωτοπορων ερευνητων του Ινστιτουτου Αστροφυσικης "Μαξ Πλανκ" στο Γκαρχινγκ του Μοναχου και του Πανεπιστημιου της Χαιδελβεργης, υπο τους Τομας Γκράιφ και Φολκερ Σπρινγκελ. [Πρέπει να είστε εγγεγραμμένοι και συνδεδεμένοι για να δείτε αυτή την εικόνα.]
Η εικονα φιλοδοξει να αποδωσει την εναρξη της δημιουργιας δομης στο νεαρο Συμπαν.Μια τυπικου μεγεθους μικρο-Άλως Σκοτεινης Υλης, μαζας περιπου 1 εκατομμυριου Ηλιων, δημιουργειται κατοπιν τοπικης συσσωρευσεως λογω αμοιβαιας βαρυτικης ελξεως, και στην συνεχεια ελκει αεριες μαζες ατομων υδρογονου και ηλιου. Μια προεισαγωγικη προσομοιωση, με μονη συμμετοχη μαθηματικου μοντελου σωματιδιων Σκοτεινης Υλης, ωδηγησε τους ερευνητες στην διαπιστωση αυτην. Οι παραδοχες ειναι οι τρεχουσες καλλιτερες εκτιμησεις : 73% Σκοτεινη Ενεργεια, 23% Σκοτεινη Υλη, 4% συνηθης υλη, σταθερα Χαμπλ 71 km/s Mpc. (Υπαρχει ακομη καλλιτερη προσφατη εκτιμηση : 74,2 km/s Mpc, πραγμα που μεταφραζεται σε ηλικια Συμπαντος 13,477 δισεκ. ετη.) Το διαγαλαξιακο αεριο ατομων συμπυκνουται προς το κεντρο της μικρο-Άλω, θερμαινεται και ακτινοβολει. Η διασταση της εικονας ειναι 30.000 ετη φωτος.
Οταν η βαρυτητα εξαναγκασει τα ελευθερα ατομα να σχηματισουν μορια υδρογονου, το αεριο ψυχεται, λογω των βαθμων ελευθεριας που επιτρεπει η μοριακη δομη, πραγμα που οδηγει σε βαρυτικη καταρρευση και περαιτερω ραγδαια αυξηση της πυκνοτητος του αεριου μεχρι του σημειου κανονικης αστρικης πυκνοτητος. Ο αστερας που δημιουργειται εχει αρχικη μαζα ενος χιλιοστου της μαζας του Ηλιου, προσελκυει ομως ραγδαιως περιβαλλον αεριο μεχρις οτου η μαζα του αυξηθει στο 100πλάσιο του Ηλιου. Μετα 100.000 ετη η πυκνοτητα στο κεντρο θα εφθανε για να δωσει το εναυσμα της πυρηνικης συντηξεως. Πολυ πριν ομως, μολις μετα 1.000 ετη, η νεα βελτιωμενη μεθοδος αριθμητικης επιλυσεως AREPO αποκαλυπτει οτι, αντι του σχηματισμου ενος και μονου αστερα, περι τους 10, κατα μεσον ορον, αναφυονται απο την πολυδιασπαση του πρωταρχικου αστερα-αμαλγαματος αεριων. Καθενας εχει τελικη μαζα περιπου 10 Ηλιων, μετα την προσαρτηση αεριων. Η κρισιμη συνθηκη ειναι η μηδενικη αρχικη μεταλλικοτητα. Άλλως προκυπτει δημιουργια ενος πολυ υπερμεγεθους αστερα μονου. 5 στατιστικως ανεξαρτητες προσομοιωσεις κατεληξαν σε περιπου ομοια αποτελεσματα και στην ιδια γενικη εικονα.
[Πρέπει να είστε εγγεγραμμένοι και συνδεδεμένοι για να δείτε αυτή την εικόνα.]
Η αναπαρασταση αναδεικνυει σμηνος Πρωταστερων οι οποιοι ανεφυησαν απο τον δισκο αεριων που περιβαλλει την μικρο-Άλω, μετα την πολυδιασπαση του πρωταρχικου αμαλγαματος-αστερα μαζας 100 Ηλιων. Η διασταση της εικονας ειναι μολις 30 ωρες φωτος. Οι αστερες τυπικης μαζας 10 Ηλιων, περιστρεφονται περι τον αξονα τους με τρομακτικες ταχυτητες σε ενα κοσμικο χορο και τερματιζουν ευδοκιμως την καρριερα τους μετα μια Υπερκαινοφανη εκρηξη, διασπειροντες τα παραχθεντα μεταλλα και εμπλουτιζοντες τον διαγαλαξιακο χωρο, οπως συμβαινει στον μυθο του Γανυμηδη. Μια ενδιαφερουσα υποσημειωση της εφαρμογης της νεας μεθοδου προσομοιωσεως ειναι οτι, οι Πρωταστερες αλληλεπιδρουν βαρυτικα μετα την αναδειξη τους και ειναι δυνατον ενας ή και περισσοτεροι, στο αρχικο σταδιο, να εκσφενδονισθουν και να ευρεθουν εκτος του αμαλγαματος αεριων και του δισκου προσαρτησεως της μικρο-Άλω, αστερες μονοι στον διαγαλαξιακο χωρο. Εαν κατα την στιγμη εκεινη εχουν μαζα μικροτερη του Ηλιου Μ (<0,8Μ), ειναι δυνατον να εχουν μακροημερευσει μεχρι σημερα και να γινουν αντιληπτοι απο τα τηλεσκοπια μας, αρκει να τα στρεψομε στην σωστη κατευθυνση. Ενδεχομενως υπαρχουν και στον Γαλαξια μας και ειναι βεβαιως χωρις μεταλλα. Παρατηρηση τετοιων αστερων θα επεβεβαιωνε με πανηγυρικο τροπο την ορθοτητα του μαθηματικου μοντελου.

ΑΓΑΠΗ 2

[Πρέπει να είστε εγγεγραμμένοι και συνδεδεμένοι για να δείτε αυτή την εικόνα.]
Δυο Γαλαξιες συνευρισκονται σε στενη περιπτυξη. Αριστερα ενας ωριμου ηλικιας ελλειπτικος, και δεξια ενας νεαρος, παρορμητικος, πρασινωπος σπειροειδης Γαλαξιες. Καποτε ο νεοτερος ειχε σιγουρα βραχιονες και μελη, τα οποια απεμυζηθησαν ομως κατα την συνευρεση και περιπτυξη, και απεμεινε μονον ενα κελυφος δακτυλιου, αυτο σε πρασινο χρωμα και σε σχημα καρδιας, οπου 9 τουλαχιστον Μαυρες Τρυπες ειναι σφηνωμενες. Οι απεικονισεις ειναι συνθεση ληψεων των τηλεσκοπιων Chandra (ακτινων Χ), Hubble (oρατων), Spitzer (ακτινων υπερυθρων και υπεριωδων). Οι Μαυρες Τρυπες εχουν αστρικα μεγεθη, ειναι δηλαδη 10-20πλασιες του Ηλιου μας, και απεικονιζονται σε χρωμα pink, οπως αλλωστε ειναι φυσιολογικο και αναμενομενο. Ακτινοβολουν ακτινες Χ, που προερχονται απο την αποδιοργανωση της υλης που απομυζουν απο τα περιξ. Τα κρουστικα κυματα που προεκυψαν κατα την περιπτυξη των Γαλαξιων εδωσαν το εναυσμα, μεσω συμπυκνωσεως αεριων, για την δημιουργια πληθους νεων αστερων στον δακτυλιο, που ακτινοβολει στο χρωμα της ακτινοβολιας των ολοκληρος. Αρκετοι προκυπτουν υπερμεγεθεις και βραχυβιοι. Εντος 10-30 εκατ. ετων διατρεχουν ολη την υπαρξη τους, και μετατρεπονται σε Μαυρες Τρυπες ή αστερες νετρονιων, μετα Υπερκαινοφανεις εκρηξεις. Το ζευγος, σε αποσταση 430 εκατ. ετων φωτος στον αστερισμο του Κητους, περιδινούνται υπο το καλλιτεχνικο ψευδωνυμο Αρπ 147, ή IC 298. Εκτεινεται σε ευρος 115.000 ετων φωτος.
melisoyles

[Πρέπει να είστε εγγεγραμμένοι και συνδεδεμένοι για να δείτε αυτή την εικόνα.]
Ο Γαλαξιας Α Κενταυρος, σε αποσταση περιπου 12 εκατ. ετων φωτος, με μια γιγαντιαια Μαυρη Τρυπα στο κεντρον του. Δυο πιδακες, μηκους 1 εκατ. ετων φωτος, εκτινασσονται απο τους πολους της. Πορτοκαλι χρωμα εχει η μικροκυματικη ακτινοβολια, γαλαζωπο η ακτινοβολια ακτινων Χ, που εχουν προστεθει στο οπτικο φασμα. Οι δυο πιδακες εχουν ταχυτητες μεχρι και το ημισυ της ταχυτητος του φωτος. Το διαστημικο τηλεσκοπιο Spitzer(NASA), υπερυθρων και υπεριωδων ακτινων, καταδεικνυει οτι, ο γιγαντιαιος ελλειπτικος Γαλαξιας Α Κενταυρος απομυζα και αποσυνθετει ενα σπειροειδη Γαλαξια, οπως και στην περιπτωση του Arp 147.

ΕΓΙΝΕ ΤΗΣ ΠΑΝΔΩΡΑΣ

TO ΣΜΗΝΟΣ

ΥΠΕΡΣΜΗΝΟΣ

Μια ομάδα επιστημόνων έχει μελετήσει το υπερσμήνος Γαλαξιών Abell 2744, υπο το καλλιτεχνικο ονομα "της Πανδώρας το σμηνος". Ανεβιωσαν οιωνεί την πολύπλοκη και βίαιη ιστορία του συμπλέγματος χρησιμοποιώντας τηλεσκόπια στο διαστημα και στο έδαφος. Το Abell 2744 φαίνεται να είναι το αποτέλεσμα μιας επισωρευσεως τουλάχιστον τεσσάρων χωριστών σμηνών Γαλαξιών και αυτή η συνθετη περίπτυξη έχει δημιουργήσει περίεργα φαινομενα, που δεν έχουν ειδωθεί ταυτοχρόνως ποτέ πριν.
Όταν τεράστια σμήνη Γαλαξιών συγκρούονται, το χάος που προκύπτει είναι ένας θησαυρός πληροφοριών για τους αστρονόμους. Με την έρευνα ενος από τα πιο σύνθετα και ασυνήθιστα συγκρουόμενα υπερσμήνη, μια διεθνής ομάδα αστρονόμων έχει ανασυνθέσει την ιστορία ενός κοσμικού εναγκαλισμού διαρκείας ήδη 350 εκατομμυρίων ετών, κατα τον Julian Merten του Πανεπιστημιου της Χαιδελβέργης, ενός των επικεφαλής επιστημόνων. Αυτό μπορεί να αποκαλύψει πώς δομές του Σύμπαντος ελαβαν μορφή, και το πώς διαφορετικά είδη της ύλης αλληλεπιδρούν μεταξύ τους όταν συνευρισκονται σε στενη περίπτυξη. Η μελετη συνεδύασε λεπτομέρειες από το Πολύ Μεγάλο Τηλεσκόπιο του ESO (VLT) στο Παραναλ της Χιλης, το ιαπωνικό τηλεσκόπιο Subaru στην Χαβάη, το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble της NASA / ESA και το παρατηρητήριο ακτινων Χ Chandra της NASA. Οι Γαλαξίες στο σύμπλεγμα είναι σαφώς ορατοί στις εικόνες του VLT και του Hubble. Οι Γαλαξίες αυτοί αποτελούν λιγότερο από το 5% της μάζας εκεί. Τα υπόλοιπα είναι αέριες μαζες κυριως υδρογονου (περίπου 20%), υπερθερμες που εκπέμπουν μόνο σε ακτίνες Χ, και Σκοτεινή Υλη (περίπου 75%), η οποία είναι εντελώς αόρατη. Εγινε λεπτομερης χαρτογράφηση των θέσεων και των τριών τύπων της ύλης, ωστε να γινει αντιληπτη καθε λεπτομερεια της συνευρέσεως. Η Σκοτεινή Υλη (ΣΥ) είναι αόρατη, καθώς δεν εκπέμπει, απορροφά ή αντανακλά το φως (εξ ου και το όνομά της), αλλά γινεται μονον εμφανής μέσω της βαρυτικής έλξεώς της. Για να εντοπίσει την ΣΥ η ομάδα εκμεταλλεύθηκε ένα φαινόμενο γνωστό ως βαρυτικός εστιασμός : είναι η κάμψη των ακτίνων του φωτός, του ερχομένου από τους απόμακρους Γαλαξίες, καθώς περνούν μέσα από τα βαρυτικά πεδία που υπάρχουν στο υπερσμήνος της Πανδώρας. Το αποτέλεσμα είναι μια σειρά από αποκαλυπτικές στρεβλώσεις στις εικόνες των Γαλαξιών του παρασκηνίου, στις παρατηρήσεις του VLT και του Hubble. Με προσεκτική ανάταξη των στρεβλωμένων εικόνων, είναι δυνατόν να χαρτογραφηθούν με αρκετά μεγάλη ακρίβεια οι αόρατες μαζες - και ως εκ τούτου, η Σκοτεινή Υλη. Συγκριτικά, η εύρεση των θερμων αεριων μαζων του υπερσμήνους είναι πιο απλή, καθως το Παρατηρητήριο ακτινων Χ της NASA Chandra μπορεί να τις παρατηρήσει άμεσα. Οι παρατηρήσεις αυτές δεν είναι μόνο ζωτικής σημασίας για να ανακαλύψουν την ακριβη θεση του αεριου, αλλά και να αναδείξουν τις γωνίες και ταχύτητες με τις οποίες τα διάφορα συστατικά μέλη του σμήνους συνενώθησαν. Όταν οι αστρονόμοι εξέτασαν τα τελικα αποτελέσματα, διεπίστωσαν πολλά περίεργα χαρακτηριστικά. "Το Abell 2744 φαίνεται να έχει σχηματισθεί από τέσσερα διαφορετικά σμήνη, που εμπλέκονται σε μια σειρά από συγκρούσεις σε μια περίοδο περίπου 350 εκατομμυρίων ετων. Η πολύπλοκη και άνιση κατανομή των διαφόρων τύπων ύλης είναι εξαιρετικά ασυνήθιστο και συναρπαστικό φαινόμενο», λέει ο Dan Coe, ο άλλος επικεφαλής συγγραφέας της μελέτης. Φαίνεται ότι η πολύπλοκη σύγκρουση έχει διαχωρίσει μερικές από τις μαζες θερμού αερίου και Σκοτεινής Υλης, έτσι ώστε να ευρίσκονται σήμερα χωριστα, και χωριστα από τους ορατους Γαλαξίες. Το υπερσμηνος της Πανδώρας συνδυάζει πολλά φαινόμενα που έχουν ειδωθει μεμονωμένα σε άλλα συστήματα. Κοντά στον πυρήνα του υπερσμηνους είναι μια "σφαίρα", όπου το αέριο ενος σμηνους συνεκρούσθη με το αέριο ενός άλλου, με συνεπεια την δημιουργια ωστικού κύματος. Η Σκοτεινή Υλη διεπέρασε ανεπηρρέαστη την σύγκρουση. Σε ένα άλλο μέρος του υπερσμηνους φαίνεται να υπάρχουν Γαλαξίες και η Σκοτεινή Υλη, αλλά όχι υπερθερμο αέριο. Τα αέρια δυνατον να έχουν απωθηθει μακριά κατά τη διάρκεια της συγκρούσεως, αφήνοντας πίσω τίποτα περισσότερο από ένα αχνό ίχνος. Ακόμα πλεον παραξενα συμβαίνουν σε εξωτερικά τμήματα του υπερσμηνους. Μια περιοχή περιέχει πολλη Σκοτεινή Υλη, αλλά καθόλου φωτεινούς Γαλαξίες ή υπερθερμο αέριο. Μια ξεχωριστή μαζα-φαντασμα αερίου έχει εκτοξευθεί εκτος υπερσμηνους, η οποία προηγείται αντί να έπεται της συναφούς Σκοτεινής Υλης. Αυτή η αινιγματική ρύθμιση μπορεί να υποδεικνύει στους αστρονόμους κάτι σχετικά με το πώς συμπεριφέρεται η Σκοτεινή Υλη, και πώς τα διάφορα συστατικά του Σύμπαντος αλληλεπιδρούν μεταξύ τους. Υπερσμήνη Γαλαξιών είναι οι μεγαλύτερες δομές στο Σύμπαν, που περιέχουν έκαστο κυριολεκτικά τρισεκατομμύρια αστέρων. Ο τρόπος που συναπαρτίζονται και αναπτύσσονται μέσω επαναλαμβανομένων συγκρούσεων έχει σημαντική επίδραση στις γνώσεις μας για το Σύμπαν. Περαιτέρω μελέτες του υπερσμήνους της Πανδώρας, του πλεον πολυπλοκου και συναρπαστικου εναγκαλισμου Γαλαξιων που ευρεθη ποτε, ευρίσκονται σε εξέλιξη.

.

Οι Pierre Ocvirk και Dominique Aubert, ερευνητες στο Αστεροσκοπειο Observatoire Astronomique de Strasbourg, εδωσαν την τελικη μορφη στην εικονα της πρωιμου εφηβειας του Γαλαξια μας. Προσομοιωσεις που διερευνησαν τις συνεπειες δυο αντικρουομενων σεναριων, κατεληξαν στην επιβεβαιωση του ενος των δυο, καθως η προσομοιωση η βασιζομενη σε αυτο καταληγει σε αποτελεσματα που συμφωνουν με την σημερινη εμφανιση και διασπορα των δορυφορων νανων Γαλαξιων του Γαλαξια μας. Το επιστεγασμα ειναι η διαπιστωση οτι η εντονη υπεριωδης ακτινοβολια των πρωτων αστερων του Γαλαξια μας, προ 12 και πλεον δισεκ. ετων, προεκαλεσε τον επανιονισμο των νεφων αεριου υδρογονου των δορυφορων και την θερμανση των νεφων αυτων. Συνεπεια ηταν η διαφυγη μεγαλου μερους των νεφων εκτος των νανων, η απογύμνωσή τους απο νεφη υδρογονου, με συνεπεια την σημερινη εικονα των νανων, οπου οι αστερες τους ειναι λιγοι, πολυ αρχαιοι και πολυ χαμηλης μεταλλικοτητας. Νεοι αστερες δημιουργουνται εκει σημερα τοσον αραια, που ειναι πολυ δυσκολο να παρατηρηθουν. Νεφελωματα, τα νηπιοτροφεια των αστερων, δεν προλαβαν να υπαρξουν εκει. Αντιθετως, δορυφοροι Γαλαξιες που απειχαν στο πρωιμο σταδιο περαν του 1 εκατ. ετων φωτος απο τον υπο εκκολαψη Γαλαξια μας, επηρεάσθησαν ελαχιστα, δεν εχασαν την πρωτη υλη της δημιουργιας αστερων, και εμφανιζουν και σημερα δραστηριοτητα αστρογενεσεως. Η εικονα αυτης της εξελιξεως ερμηνευει και το φαινομενο του μικρου, κατω του αναμενομενου, πληθους δορυφορων Γαλαξιων, οπως και την πενιχρη εμφανιση των νανων δορυφορων που απειχαν 30.000 εως 900.000 ετη φωτος. Το αλλο σεναριο, το οποιο απεκλεισθη απο την προσομοιωση, υπεθετε οτι η εντονη υπεριωδης ακτινοβολια ηταν ομοιογενως κατανεμημενη προς ολες τις κατευθυνσεις, προερχομενη απο τον ιδιο τον Γαλαξια μας καθως και απο ολους τους μεγαλους γειτονικους, τοτε στο απωτερο παρελθον της πρωιμης εποχης, Γαλαξιες. Το σεναριο αυτο ηταν μεχρι τωρα η κοινως αποδεκτη υποθεση εργασιας. Η προσομοιωση εγινε με το υψηλης αναλυσεως λογισμικο Via Lactea II, που περιγραφει την δυναμικη της δημιουργιας του Γαλαξια εκκινωντας απο μια Αλω Σκοτεινης Υλης, της οποιας η πυκνοτητα ειναι 23% της συνολικης μαζας-ενεργειας του Συμπαντος, γυρω απο την οποια ελκεται η συνηθης ορατη υλη. Το λογισμικο αυτο συμπληρωνεται απο ενα αλλο που περιγραφει την γενεση αστερων απο τα αερια εγκλωβισμενα στις Αλω Σκοτεινης Υλης, καθως και την αλληλεπιδραση της υπεριωδους ακτινοβολιας εκλυομενης απο τους πρωτους αστερες με τα νεφη αεριων.

[Πρέπει να είστε εγγεγραμμένοι και συνδεδεμένοι για να δείτε αυτή την εικόνα.]
Ο νανος Βοωτης ΙΙ στο κεντρο της εικονας, ενας απο τους 21 δορυφορους που περιεληφθησαν στην μελετη, σε αποσταση 200.000 ετων φωτος απο το κεντρον του Γαλαξια μας, και εχει λαμπροτητα 100.000-πλάσια του Ηλιου μας.[Πρέπει να είστε εγγεγραμμένοι και συνδεδεμένοι για να δείτε αυτή την εικόνα.]
Οι καμπυλες των προσομοιωσεων και της ορατης πραγματικοτητας, που δικαιωνουν το σεναριο των ερευνητων, δηλ. της μη ομοιογενους υπεριωδους επιρροης στους δορυφορους νανους. Οι δορυφοροι νανοι πρωτίστως υπο την επηρειαν του μεγαλυτερου αδελφου διεμορφωθησαν, και εγιναν θυματα της επικυραρχιας του.

O Γαλαξιας Γλυπτης NGC 253, σε αποσταση 11,5 εκατ. ετων φωτος, ειναι ο λαμπροτερος της ομωνυμης ομαδας Γαλαξιων. Η φωτογραφια εληφθη με το νεο τηλεσκοπιο VST του ESO στο Παραναλ της Χιλης. Εχει το ευκρινεστερο ειδωλο απ' ολα τα οπτικα τηλεσκοπια σε λειτουργια, με την καμερα OmegaCAM 268 megapixels και με ευρυγωνιο φακο διαμετρου 2,6 μ., κατασκευης του ιταλικου εθνικου Αστρονομικου Ινστιτουτου στο Αστεροσκοπειο της Νεαπολης. Επιτρεπει την πολυ ευκρινη καταγραφη των βραχιονων του Γαλαξια, οπου λαμβανει χωραν πολυ εκρηκτικη δραστηριοτητα γενεσεως νεων αστερων, πραγμα που τον χαρακτηριζει.

δεντρο

Προσομοιωση της δημιουργιας ενος Γαλαξια του μεγεθους και τυπου του δικου μας

Παρατηρήσεις, πολύ μεγαλης ακριβείας και ευκρινείας, Γαλαξιών στην πρώιμη φάση του σχηματισμού τους καταδεικνύουν οτι, τα δυο τρίτα αυτών έχουν περιστρεφόμενους Πρωτοδίσκους γιγαντιαίας μαζας, ενω το ενα τρίτο ειναι μη περιστρεφόμενα, μικρότερης μαζας αντικείμενα. Η διασπορά ταχυτήτων των αστέρων σε αυτούς τους Γαλαξίες ειναι πενταπλασια αυτης στους δίσκους των σημερινων ωρίμων Γαλαξιών. Οι ερευνητες αυτου του αρθρου αφιέρωσαν μεγαλο χρονο στην παρατηρηση αρκετων Γαλαξιων, σπανίων μεν αλλά πλησίον μας, που εχουν πολυ μεγαλη διασπορα ταχυτητων και σημερα, οπως ακριβως και οι πρωιμοι Γαλαξιες. Διεπιστωσαν πολυ μεγαλο βαθμο συσχετισμού μεταξυ της διασπορας των ταχυτητων και του ρυθμου σχηματισμου αστερων σε αυτους. Η διασπορα των ταχυτητων δεν σχετιζεται ομως με την συνολική μαζα τους, ή με το ποσοστο μαζας των νεφων αεριων που διαθετουν. Αυτο συνεπαγεται οτι, η κυρίως αιτία της τυρβώδους ροης, και των ταχυτητων των αστερων, στον δισκο του Γαλαξια ειναι ο ρυθμος αστρογενέσεως, σε ολες τις εποχες και ηλικιες του Συμπαντος. Ως ενα βαθμο η περιστροφη του δισκου του υπο εκκόλαψη Γαλαξια συνεπικουρείται και τροφοδοτείται απο εισροές ψυχρου διαγαλαξιακου αερίου, υπο μορφην πυκνων νημάτων, στην θερμη Άλω του.

[Πρέπει να είστε εγγεγραμμένοι και συνδεδεμένοι για να δείτε αυτόν το σύνδεσμο.]

[Πρέπει να είστε εγγεγραμμένοι και συνδεδεμένοι για να δείτε αυτόν το σύνδεσμο.]

Προσομοίωση του σχηματισμου της "Σκοτεινής Άλω" ενος τυπικού Γαλαξία, όπως ο δικός μας. Η Σκοτεινη Ύλη της Άλω απεικονίζεται με χρώμα ροζε, ενω η φωτεινή συνήθης ύλη με κίτρινο.

[Πρέπει να είστε εγγεγραμμένοι και συνδεδεμένοι για να δείτε αυτή την εικόνα.]

Το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble επέτυχε την πιο μακρινή από ποτέ λήψη στο παρελθόν του Σύμπαντος, μια φωτογραφία που αποκαλύπτει χιλιάδες Γαλαξίες δισεκατομμύρια έτη φωτός μακριά.

Η εικόνα, που ονομάζεται Deep Field eXtreme, ή XDF, συνδυάζει επάλληλες λήψεις 10 ετων του Hubble. Μόνο το συσσωρευμένο φως που συνέλαβε μετα από τόσες πολλές συνεδρίες παρατηρήσεων μπορεί να αποκαλύψει τέτοια μακρινά αντικείμενα, μερικά από τα οποία έχουν ένα δεκάκις-δισεκατομμυριοστό της φωτεινότητας που το ανθρώπινο μάτι μπορεί να συλλάβει.

Η φωτογραφία είναι μια συνέχεια της αρχικής "Hubble Ultra Deep Field," μιας εικόνας που το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble έλαβε το 2003 και το 2004, συλλέγοντας φως για πολλές ώρες, για να αποκαλύψει χιλιάδες απόμακρους Γαλαξίες σε αυτό που ήταν το 2004 η πλέον εις βάθος άποψη του Σύμπαντος μέχρι τότε. Η νέα σύνθετη εικόνα XDF πηγαίνει ακόμη μακρύτερα, 13,2 δισεκατομμύρια χρόνια στο παρελθόν του Σύμπαντος. Το Σύμπαν πιστεύεται ότι είναι περίπου 13,477 δισεκατομμυρίων ετών.

"Η XDF είναι η βαθύτερη εικόνα του ουρανού που έχει αποκτηθεί μεχρι σήμερα και αποκαλύπτει τους αμυδρότερους και πιο μακρινούς Γαλαξίες που εχουν ειδωθεί ποτέ," λέγει ο Garth Illingworth του Πανεπιστημίου της Καλιφόρνια στην Σάντα Κρουζ, κύριος ερευνητής του Hubble Ultra Deep Field ερευνητικού προγράμματος του 2009. "XDF μας επιτρέπει να εξερευνήσομε πιο πίσω στο χρόνο από ό,τι ποτέ πριν."

Η φωτογραφία δείχνει ένα ευρύ φάσμα μορφών των Γαλαξιών, από σπειροειδείς που είναι όμοιοι του Γαλαξία μας, μέχρι θολούς κοκκινωπούς σταγονοειδείς, που είναι το αποτέλεσμα συγκρούσεων μεταξύ Γαλαξιών. Μερικοί από τους πολύ μικρους, ελαφρους Γαλαξίες θα μπορούσαν να είναι οι σπόροι από τους οποίους ανεπτύχθησαν οι μεγαλύτεροι σημερινοί Γαλαξίες.

Η XDF είναι ένα πορτραίτο μιας μικρής περιοχής του χώρου στον νότιο αστερισμό Φούρνος (Fornax), και καλύπτει μόνον ένα μικρό μέρος της εκτάσεως της Πανσελήνου. Μέσα σε αυτήν την περιοχή, το Hubble απεκάλυψε 5.500 Γαλαξίες, πολλοί από τους οποίους υπήρξαν ήδη λίγο μετά την γέννηση του Σύμπαντος.

Οι πιο μακρινοί Γαλαξίες είναι 13,2 δισεκατομμύρια έτη φωτός μακράν από την Γη, πράγμα που σημαίνει οτι το φως τους έχει ταξιδεύσει 13,2 δισεκατομμύρια έτη για να φθάσει στις κάμερες του Hubble. Ο νεότερος Γαλαξίας στο πεδίο XDF υπήρχε μόλις 450 εκατομμύρια χρόνια μετά την γέννηση του Σύμπαντος.

Το Hubble ήταν μόνον σε θέση να απεικονίσει αυτά τα αντικείμενα, από το φως που συνέλεξε σε 2.000 επάλληλες λήψεις της ίδιας περιοχής, με συνολικό χρόνο εκθέσεως 2 εκατομμύρια δευτερόλεπτα, με δύο κάμερες του: η Προηγμένη Κάμερα για Έρευνες και την Wide Field 3 φωτογραφική μηχανή, που επεκτείνει τις δυνατότητές του σχεδόν μεχρι το υπέρυθρο.
[Πρέπει να είστε εγγεγραμμένοι και συνδεδεμένοι για να δείτε αυτή την εικόνα.]
Η υπέρυθρη όραση του προγραμματισμένου για το 2014 διαστημικού τηλεσκοπίου James Webb της NASA θα έχει ως στόχο την περιοχή XDF. Θα είναι σε θέση να διαπιστώσει την ύπαρξη ακόμα πιο αμυδρών Γαλαξιών που υπήρχαν ήδη όταν το Σύμπαν ήταν ηλικίας μόλις μερικών εκατοντάδων εκατομμυρίων ετών. Λόγω της διαστολής του Σύμπαντος, το φως από το μακρινό παρελθόν είναι μετατοπισμένο πρός υπέρυθρα μήκη κύματος. Η υπέρυθρη όραση του τηλεσκοπίου Webb θα είναι ιδανική για να ωθήσει την εμβέλεια των λεπτομερειών της περιοχής XDF ακόμα πιο βαθιά, σε μια εποχή που τα πρώτα αστέρια και οι Γαλαξίες σχηματίζονται και γεμίζουν την πρώιμη «σκοτεινή περίοδο» της ζωής του Σύμπαντος με το φως τους.

[Πρέπει να είστε εγγεγραμμένοι και συνδεδεμένοι για να δείτε αυτή την εικόνα.]

Η προσομοίωση αρχίζει με ζουμ με θέα τον αμυδρό αστερισμό Cetus (Κήτος, θαλάσσιο τέρας). Στη συνέχεια επικεντρώνεται σε μια περιοχή του ουρανού κοντά στον διάσημο ερυθρό μεταβλητό αστέρα Mira (Omicron Ceti) . Αυτή η περιοχή περιέχει μια επιλογή γαλαξιών που εχρησιμοποιήθησαν στην νέα έρευνα γύρω από τις "διατροφικές συνήθειες" των νεαρών γαλαξιών, όπως ανεπτύχθησαν στον "κοσμικό" χρόνο. Κάθε μία από τις μικροσκοπικές σταγόνες, που σημειώνονται με ερυθρούς σταυρούς, είναι γαλαξίες θεωρούμενοι όπως ήταν μεταξύ τριών και πέντε δισεκατομμυρίων ετών μετά την γένεση του Σύμπαντος ("Big Bang"). Έχουν μελετηθεί λεπτομερώς χρησιμοποιώντας το τηλεσκόπιο VLT του ESO και το όργανο SINFONI. Οι έγχρωμοι χάρτες στο τέλος του βίντεο δείχνουν τις κινήσεις του αερίου στους γαλαξίες. Γαλάζιο χρώμα υποδεικνύει ότι το αέριο κινείται προς το μέρος μας, σε σύγκριση πάντοτε με τον γαλαξία ως σύνολο, και ερυθρό ότι το αέριο απομακρύνεται. Αυτά τα χρώματα επιτρέπουν στους αστρονόμους να διαπιστώσουν αν οι γαλαξίες περιστρέφονται σαν ένας δίσκος, ή έχουν κάποια άλλη συμπεριφορά.
Οι νέες παρατηρήσεις, που έγιναν με το Πολύ Μεγάλο Τηλεσκόπιο (VLT) του ESO, πραγματοποιούν μια σημαντική συμβολή στην κατανόηση της αναπτύξεως των εφήβων γαλαξιών. Στην μεγαλύτερη έρευνα του είδους της, οι αστρονόμοι διεπίστωσαν ότι οι γαλαξίες άλλαξαν τις "διατροφικές τους συνήθειες" κατά την διάρκεια της εφηβείας τους, - το χρονικό διάστημα από 3 έως 5 δισεκατομμύρια έτη μετά το "Big Bang". Κατά την έναρξη της φάσεως αυτής ομαλή εισροή αερίου υδρογόνου ήταν το προτιμώμενο σνακ, αλλά αργότερα ως επί το πλείστον οι γαλαξίες ανεπτύσσοντο μέσω καννιβαλισμού επί άλλων μικροτέρων γαλαξιών.

Οι αστρονόμοι γνωρίζουν εδώ και αρκετόν καιρό ότι, οι πρώτοι γαλαξίες ήταν πολύ μικρότεροι από ό,τι οι εντυπωσιακοί σπειροειδείς και ελλειπτικοί γαλαξίες που γεμίζουν σήμερα το Σύμπαν. Κατά την διάρκεια της ζωής των οι γαλαξίες έχουν προσθέσει πολύ βάρος, αλλά η τροφή τους, και οι διατροφικές τους συνήθειες, εξακολουθούν να είναι μυστηριώδεις. Μια νέα έρευνα προσεκτικά επιλεγμένων γαλαξιών έχει προσδώσει έμφαση στην εφηβική τους ηλικία - την περίοδο από περίπου 3 έως 5 δισεκατομμύρια έτη μετά το "Big Bang".

Με την χρησιμοποίηση των τελευταίας τεχνολογίας εργαλείων και οργάνων του Πολύ Μεγάλου Τηλεσκοπίου (VLT) του ESO μια διεθνής ομάδα συνέτεινε στην διαλεύκανση του τι πράγματι συνέβη. Σε περισσότερες από εκατό ώρες παρατηρήσεων, η ομάδα έχει συγκεντρώσει το μεγαλύτερο ποτέ πλήθος λεπτομερών παρατηρήσεων γαλαξιών πλουσίων σε αέριο, κατ' αυτό το πρώιμο στάδιο της αναπτυξεώς τους.
Η επισκόπηση έχει το ακρώνυμο MASSIV. To όργανο μετρήσεων είναι το VIMOS, ακρώνυμο του φασματογράφου-κάμερας πολλαπλών στόχων ορατού φάσματος, φερομένου επί του VLT, πού εμέτρησε καί τις αποστάσεις των γαλαξιών.

"Δύο διαφορετικοί νοητοί τρόποι αναπτύξεως γαλαξιών υπάρχουν ως ανταγωνιζόμενες θεωρίες: βιαία συγχώνευση μεγαλυτέρων γαλαξιών πού καταβροχθίζουν μικροτέρους, ή μια πιο ομαλή και συνεχής εισροή αερίου σε γαλαξίες. Και οι δύο τρόποι μπορούν να οδηγήσουν σε δημιουργία συνθηκών γενέσεως πολλών νέων αστέρων", εξηγεί ο Thierry Contini (Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie [IRAP], CNRS & Université de Toulouse), ο οποίος ηγείται της ομάδας.
Τα νέα αποτελέσματα καταδεικνύουν μια μεγάλη αλλαγή στην κοσμική εξέλιξη των γαλαξιών, όταν το Σύμπαν ήταν μεταξύ 3 και 5 δισεκατομμυρίων ετών. Ομαλή εισροή αερίου φαίνεται ότι ήταν ένας σημαντικός παράγων στήν ανάπτυξη των γαλαξιών στο πολύ πρώιμο Σύμπαν, ενώ συγχωνεύσεις γαλαξιών έγιναν ο πλέον σημαντικός παράγων αργότερα.

"Για να κατανοήσουμε πώς οι γαλαξίες εμεγεθύνθησαν και εξελίχθηκαν πρέπει να τους κοιτάξουμε με την μεγαλύτερη δυνατή λεπτομέρεια. Το όργανο SINFONI, προσηρμοσμένο στο VLT του ESO, είναι ένα από τα πιο ισχυρά εργαλεία στον κόσμο για να ανατάμει νεαρούς και μακρινούς γαλαξίες. Παίζει τον ίδιο ρόλο όπως ένα μικροσκόπιο για τούς βιολόγους," προσθέτει ο Thierry Contini. Το SINFONI είναι φασματογράφος στο εγγύς υπέρυθρο, εφωδιασμένος με προσαρμοστική οπτική ικανότητα, που βελτιώνει την ποιότητα καί την ευκρίνεια εστιασμού.

Απόμακροι γαλαξίες όπως αυτοί στην έρευνα είναι ακριβώς μικροσκοπικές αμυδρές σταγόνες στον ουρανό, αλλά η υψηλή ποιότητα εικόνας από το VLT που χρησιμοποιείται με το SINFONI σημαίνει ότι οι αστρονόμοι μπορούν να κάνουν χάρτες με τις κινήσεις διαφορετικών τμημάτων γαλαξιών ως προς άλληλα, και τό υλικό των συστατικών τους. Υπήρξαν κάποιες εκπλήξεις.

"Για μένα, η μεγαλύτερη έκπληξη ήταν η ανακάλυψη πολλών γαλαξιών χωρίς περιστροφική κίνηση του αερίου τους. Τέτοιοι γαλαξίες δεν παρατηρούνται σήμερα στο κοντινό μας Σύμπαν. Καμμία από τις τρέχουσες θεωρίες δεν προβλέπει την ύπαρξη γαλαξιών αυτού του τύπου", λέγει ο Benoît Epinat (Laboratoire d' Astrophysique de Marseille, CNRS & Université d' Aix-Marseille), ένα άλλο μέλος της ομάδας.

"Επίσης, δεν ανέμενα ότι τόσοι πολλοί από τους νεαρούς γαλαξίες στην επισκόπηση θα έχουν τόσα πολλά από τα βαρύτερα χημικά στοιχεία συγκεντρωμένα στα εξωτερικά τους τμήματα - αυτό είναι το ακριβώς αντίθετο από αυτό που παρατηρούμε στους γαλαξίες σήμερα", προσθέτει ο Thierry Contini.

Η ομάδα μόλις αρχίζει να διερευνά το πλούσιο σύνολο των παρατηρήσεών της. Σχεδιάζουν να παρατηρούν τους γαλαξίες επίσης καί με τα μελλοντικά όργανα μετρήσεων που πρόκειται να προσαρμοσθούν στο VLT, καθώς και να κάνουν χρήση της συστοιχίας ALMA για να μελετήσουν το ψυχρό αέριο σε αυτούς τους γαλαξίες. Κοιτάζοντας περαιτέρω στο μέλλον, το σχεδιαζόμενο Ευρωπαϊκό Εξαιρετικά Μεγάλο Τηλεσκόπιο (EELT) θα είναι ιδανικώς εξωπλισμένο για να επεκτείνει αυτό το είδος της μελέτης βαθύτερα στις απαρχές του Σύμπαντος.

[Πρέπει να είστε εγγεγραμμένοι και συνδεδεμένοι για να δείτε αυτή την εικόνα.]

[Πρέπει να είστε εγγεγραμμένοι και συνδεδεμένοι για να δείτε αυτή την εικόνα.]

» Απαγόρευση εξόδου σε μέλη του «κυκλώματος ακινήτων»
» Τους έκρυψε στα καρπούζια
» Η φτώχεια σπαράζει τους Έλληνες