Μια διεθνής ομάδα αστρονόμων ανακοίνωσε την ανακάλυψη δύο νέων εξωπλανητών στην κατηγορία της υπερ-Γης, οι οποίοι κινούνται πέριξ ενός μικρού ψυχρού άστρου, του LP 890-9 (γνωστού και ως TOI-4306 ή SPECULOOS-2), σε απόσταση περίπου 100 ετών φωτός από τη Γη.
Το εν λόγω άστρο -ένας νάνος τύπου Μ που εκπέμπει φως κυρίως στο εγγύς υπέρυθρο τμήμα του φάσματος- είναι το δεύτερο ψυχρότερο άστρο που έχει βρεθεί να φιλοξενεί εξωπλανήτες, μετά το διάσημο TRAPPIST-1 που είχε ανακαλυφθεί το 2016. Η παρατήρησή του έγινε με τα ρομποτικά τηλεσκόπια SPECULOOS στη Χιλή και στην Τενερίφη, τα οποία είναι κατάλληλα για παρατηρήσεις υψηλής ακριβείας με κάμερες πολύ ευαίσθητες στο εγγύς υπέρυθρο.
Οι ερευνητές, με επικεφαλής τη Λετίσια Ντελρέζ του βελγικού Πανεπιστημίου της Λιέγης, έκαναν τη σχετική δημοσίευση στο περιοδικό αστρονομίας και αστροφυσικής «Astronomy & Astrophysics».
Ο πιο κοντινός στο άστρο του από τους δύο εξωπλανήτες, ο LP 890-9b, είναι περίπου 30% μεγαλύτερος από τη Γη και ολοκληρώνει μια τροχιά γύρω από το άστρο του σε μόνο 2,7 μέρες (η διάρκεια του έτους του). Ο δεύτερος πλανήτης, ο LP 890-9c ή SPECULOOS-2c, είναι περίπου 40% μεγαλύτερος από τη Γη και έχει έτος διάρκειας 8,5 ημερών. Βρίσκεται εντός της δυνητικά «φιλόξενης» για ζωή ζώνης πέριξ του μητρικού άστρου του, δηλαδή όπου ένας εξωπλανήτης πιθανώς έχει παρόμοιες γεωλογικές και ατμοσφαιρικές συνθήκες με τη Γη, κυρίως όχι ακραίες θερμοκρασίες και νερό σε υγρή μορφή επί δισεκατομμύρια χρόνια.
Το επόμενο βήμα θα είναι η μελέτη της ατμόσφαιρας αυτού του δεύτερου εξωπλανήτη, κυρίως με το νέο μεγάλο διαστημικό τηλεσκόπιο James Webb. Ο εν λόγω πλανήτης LP 890-9c, σύμφωνα με τους αστρονόμους, φαίνεται να είναι ο δεύτερος καλύτερος στόχος – μετά τους πλανήτες του άστρου TRAPPIST-1 – ανάμεσα στους δυνητικά φιλόξενους για ζωή και όμοιους με τη Γη εξωπλανήτες.
Πρόσφατα η NASA, ο Εθνικός Οργανισμός Αεροναυτικής και Διαστήματος των ΗΠΑ, έδωσε στη δημοσιότητα ένα «αρχείο ήχου», δηλαδή ένα αρχείο ψηφιακών ηχητικών δεδομένων για απλά υπολογιστικά συστήματα, χάρη στο οποίο μπορούμε, πρώτη φορά, να ακούσουμε τους ήχους που υποτίθεται ότι παράγει η μαύρη τρύπα που έχει εντοπιστεί (από καιρό) στο κέντρο του σμήνους γαλαξιών του Περσέα, σε απόσταση πάνω από 240 εκατομμύρια έτη φωτός από τη Γη (ακούστε εδώ την ‘μελωδία’ των μαύρων τρυπών)
Πόσο «μαύρες» είναι τελικά οι μαύρες τρύπες;
Οι μαύρες τρύπες αποτελούν, αναμφίβολα, ένα από τα πιο εξωτικά και αινιγματικά αντικείμενα του Σύμπαντος. Ο όρος «μαύρη τρύπα» εισάγεται το 1967 από τον κορυφαίο Αμερικανό αστρονόμο και θεωρητικό φυσικό Τζον Γουίλερ για να περιγράψει όχι μια τρύπα με την κυριολεκτική έννοια, αλλά τα γιγάντια και απρόσμενα «κενά» που προκύπτουν από τις τοπικές παραμορφώσεις του διαστημικού χωροχρόνου, όπως ακριβώς προέβλεπε η γενική θεωρία της σχετικότητας του Αϊνστάιν.
Πράγματι, αυτές οι ασυνήθιστα «εσωστρεφείς» δομές δημιουργούνται όταν ένα πολύ μεγάλο άστρο, τουλάχιστον τρεις φορές μεγαλύτερο από τον δικό μας Ήλιο, εξαντλεί τα υλικά-ενεργειακά του αποθέματα, τα οποία τροφοδοτούν τις πυρηνικές αντιδράσεις που το συντηρούν, και έτσι καταρρέει με μία μεγάλη έκρηξη. Η μαύρη τρύπα εμφανίζεται, δηλαδή, στο σημείο του Διαστήματος όπου κάποτε υπήρχε μόνο ο πυρήνας ενός γιγάντιου άστρου, που στην τελική φάση της εξέλιξής του χάνει οριστικά τη μάχη ενάντια στη βαρύτητα, με αποτέλεσμα να καταρρεύσει και να συμπυκνωθούν τα υλικά του σε ένα σημείο του χωροχρόνου.
Η πλήρης κατάρρευση ενός μεγάλου άστρου στον εαυτό του καμπυλώνει τοπικά τον χωρόχρονο και οδηγεί στη δημιουργία μιας «μαύρης τρύπας». Τα άστρα αυτά ονομάζονται από τους αστροφυσικούς «σουπερνόβα» –ελληνιστί, υπερκαινοφανείς αστέρες– και το εκρηκτικό τέλος τους είναι ένα από τα πιο εντυπωσιακά αστρονομικά φαινόμενα του Σύμπαντος.
Πρόκειται για ένα απολύτως φυσικό αστρονομικό φαινόμενο, που όχι μόνο προβλέπεται αλλά και ως έναν βαθμό εξηγείται από τη γενική θεωρία της σχετικότητας που είχε διατυπώσει ο Αϊνστάιν ήδη από το 1915. Και όπως έδειξαν οι μετέπειτα αστρονομικές παρατηρήσεις, κάθε μαύρη τρύπα είναι τόσο πυκνή και παραμορφώνει τόσο πολύ το σημείο του χωροχρόνου όπου βρίσκεται, ώστε ακόμη και το φως δεν μπορεί να διαφύγει από το βαρυτικό της πεδίο: έχει γίνει πλέον αόρατη, και γι’ αυτό ονομάζεται «μαύρη».
Οι μαύρες τρύπες μπορούν να γίνουν «ορατές» μόνον έμμεσα: τα σύγχρονα και πολύ ισχυρά ραδιοτηλεσκόπια εντοπίζουν τη θέση τους βασιζόμενα αποκλειστικά στις επιδράσεις που ασκούν οι μαύρες τρύπες στα γειτονικά τους ουράνια σώματα. Χάρη σε αυτά τα φαινόμενα «αστρικού κανιβαλισμού» μάθαμε ότι μαύρες τρύπες υπάρχουν παντού στο διάστημα, κυρίως στο κέντρο των γαλαξιών. Για παράδειγμα, στο κέντρο του γαλαξία μας έχουν εντοπιστεί τουλάχιστον δύο μαύρες τρύπες. Κάτι που διαπιστώθηκε με έμμεσο τρόπο, παρατηρώντας την αδικαιολόγητα επιταχυνόμενη κίνηση των αστέρων γύρω από αυτές, καθώς και τις ασυνήθιστες ριπές ενέργειας ή ακτινοβολίας που εκπέμπονται όταν κάποια ογκώδη ουράνια σώματα πέφτουν μέσα τους.
Οι διάφορες παρατηρήσεις σχετικά με τη θέση, τη φύση και τη δυναμική των μαύρων τρυπών άρχισαν να συστηματοποιούνται θεωρητικά κατά τη δεκαετία του 1970, συμβάλλοντας στην αναθεώρηση κάποιων δογματικών απόψεων της Αστροφυσικής. Καθοριστικό για αυτήν την επιστημονική ανανέωση ήταν το έργο του Στίβεν Χόκινγκ, ο οποίος μελέτησε όσο κανένας άλλος τη δυναμική αυτών των φαινομένων. Οι πρωτοποριακές έρευνές του τον οδήγησαν τελικά στο να απορρίψει την καθιερωμένη στατική εικόνα των μαύρων τρυπών, ενώ κατόπιν απέκλεισε και την πιθανότητα να διαθέτουν αυτές οι δομές έναν αυστηρά προκαθορισμένο (εξαρχής) «ορίζοντα γεγονότων», που όπως υπέθεταν τότε τις περιβάλλει και εμποδίζει το φως να διαφεύγει από αυτές.
Έτσι, το 2015, σε μια σημαντική ομιλία του στη Σουηδία, ο Χόκινγκ θα δηλώσει: «Οι μαύρες τρύπες δεν είναι και τόσο μαύρες όσο τις περιγράφουν. Δεν είναι οι αιώνιες φυλακές που θεωρούσαμε κάποτε ότι είναι. Τα πράγματα μπορούν να βγαίνουν από μία μαύρη τρύπα και, δυνητικά, να καταλήγουν σε ένα διαφορετικό σημείο του Σύμπαντος». Μια σαφής ένδειξη αυτού του γεγονότος είναι ότι οι αστροφυσικοί μπορούν να αναγνωρίζουν, να φωτογραφίζουν και, πιο πρόσφατα, να «ακούν» τις αλληλεπιδράσεις μιας μαύρης τρύπας με τα ουράνια σώματα που βρίσκονται στο άμεσο περιβάλλον της.
Όταν οι μαύρες τρύπες σπάνε τη… σιωπή τους
Πριν από έναν χρόνο, χάρη στα δεδομένα που συνέλεξαν μέσω των διαστημικών τηλεσκοπίων, όπως αυτά του διεθνούς δικτύου Event Horizon Telescope, οι αστροφυσικοί απέκτησαν μια σαφέστερη εικόνα τόσο για την ακριβή θέση στο διάστημα όσο και για το γενικό περίγραμμα ορισμένων μαύρων τρυπών. Όμως αυτές οι εντυπωσιακές οπτικές εικόνες, προϊόν πολυετών παρατηρήσεων και επεξεργασίας από περίπλοκα υπολογιστικά προγράμματα, είναι ακουστικά «βουβές»: δεν μας αποκαλύπτουν τίποτα για τους ήχους που ενδεχομένως παράγονται από τις κινήσεις αυτών των μαύρων γιγάντων και τις αλληλεπιδράσεις τους με άλλα ουράνια σώματα του γαλαξία!
Μήπως, τελικά, αυτά τα εντυπωσιακά διαστημικά φαινόμενα δεν μπορούν να παράγουν ήχους αντιληπτούς από τον άνθρωπο; Τότε, όμως, πώς προέκυψαν οι διάφορες ηχητικές καταγραφές (που υπάρχουν στο Διαδίκτυο) για τις εκρήξεις υπερκαινοφανών αστέρων, για τα βαρυτικά κύματα ή, ακόμη, για τους «ήχους» που εκπέμπονται από τους πλανήτες του ηλιακού μας συστήματος;
Συνήθως, δεν υπογραμμίζεται επαρκώς το γεγονός ότι όλοι αυτοί οι εντυπωσιακοί αλλά και απρόσμενα οικείοι ήχοι από το διάστημα δεν είναι «πραγματικοί», αλλά ένας τρόπος να αναπαριστούμε ακουστικά, δηλαδή να μεταφράζουμε τα ανιχνεύσιμα ηλεκτρομαγνητικά κύματα και τα βαρυτικά κύματα από το διάστημα σε ηχητικά κύματα, που μόνον «κατόπιν εορτής» είναι αντιληπτά από το ακουστικό μας σύστημα.
Πράγματι, τα ηχητικά κύματα εκτός της Γης, που φτάνουν δηλαδή από το διάστημα, προκύπτουν από την εφαρμογή της «ηχοποίησης» (sonification): μία σχετικά νέα τεχνολογική μέθοδος ηχητικής αναπαράστασης όλων των διαθέσιμων πληροφοριών και των φυσικών παραμέτρων για μια σειρά από διαστημικά φαινόμενα που δεν είναι καθόλου εύκολο να οπτικοποιηθούν. Καταφεύγουμε στις τεχνικές ηχοποίησης για να πετύχουμε τη μετατροπή σε ακουστικές πληροφορίες των πολυάριθμων πληροφοριών που συλλέγονται από τα ραδιοτηλεσκόπια πάνω στη Γη ή από παρατηρητήρια στο διάστημα.
Έτσι, το σύντομο ηχητικό απόσπασμα που δημιούργησαν οι επιστήμονες της NASA και δόθηκε στη δημοσιότητα πριν από μερικές ημέρες, βασίστηκε σε πραγματικές πληροφορίες που συλλέχθηκαν από τις αστρονομικές παρατηρήσεις της μακρινής μαύρης τρύπας, που βρίσκεται στο κέντρο του σμήνους γαλαξιών του Περσέα και επιπλέον έχει το πλεονέκτημα να μπορεί να ακούγεται από το ανθρώπινο αυτί.
Συνήθως δεν τονίζεται επαρκώς το γεγονός ότι οι τόσο εντυπωσιακοί αλλά και απρόσμενα οικείοι «ήχοι» από το διάστημα δεν είναι πραγματικοί, αλλά ένας τρόπος για να αναπαραστήσουμε ακουστικά, δηλαδή να «μεταφράσουμε», σε ηχητικά κύματα, τα ηλεκτρομαγνητικά ή τα βαρυτικά κύματα, που προέρχονται από το διάστημα. Εκτός, όμως, από τη γνωστική αξία αυτών των «ηχοποιήσεων» για την Αστροφυσική και την Κοσμολογία, τα τελευταία χρόνια αυτές οι τεχνικές γνωρίζουν και ενδιαφέρουσες αισθητικές εφαρμογές σε διάφορα καλλιτεχνικά πεδία, όπως π.χ. των ψηφιακών τεχνών και της τέχνης του ήχου
Σε σχέση με τις προηγούμενες ηχοποιήσεις άλλων διαστημικών αντικειμένων, αυτή η τελευταία έχει την ιδιαιτερότητα ότι βασίζεται, εν μέρει, σε κάποια πραγματικά ακουστικά κύματα. Ωστόσο, ακόμη κι αν μπορούσαμε να ταξιδέψουμε μέχρι το κέντρο του σμήνους του Περσέα, όπου βρίσκεται η μαύρη τρύπα, δεν θα ακούγαμε ποτέ το σκοτεινό της τραγούδι, επειδή η πραγματική συχνότητά του είναι υπερβολικά χαμηλή για να γίνει αντιληπτή από το ανθρώπινο ακουστικό σύστημα.
Συνεπώς, για να κάνουν τον ήχο της μαύρης τρύπας ακουστικά ανιχνεύσιμο, οι επιστήμονες όφειλαν να αυξήσουν τρισεκατομμύρια φορές τη συχνότητά του. Και αυτό ακριβώς έκαναν. Με όρους της οικείας μουσικής κλίμακας, ενώ τα ηχητικά κύματα που εξέπεμπε η μαύρη τρύπα υπολόγισαν ότι είναι 57 οκτάβες κάτω από το Ντο, ανέβασαν, μέσω της ηχοποίησης, τη συχνότητά τους κατά 58 οκτάβες πάνω από την πραγματική τους συχνότητα. Μόνο χάρη σε αυτές τις ανθρώπινες παρεμβάσεις μπορούμε όλοι να ακούσουμε τους ήχους που υποτίθεται ότι εκπέμπει η μαύρη τρύπα.
Στις 12 Ιουλίου η NASA έδωσε στις δημοσιότητες τις πρώτες εικόνες που είχε καταγράψει από το Σύμπαν το James Webb. Ήταν μοναδικής λεπτομέρειας αλλά και ομορφιάς εικόνες από διάφορα διαστημικά αντικείμενα και περιοχές του Σύμπαντος οι οποίες έδειξαν τις εντυπωσιακές δυνατότητες του νέου τηλεσκοπίου, Επτά εβδομάδες αργότερα το James Webb έχει καταγράψει αρκετές ακόμη εικόνες τόσο από το ηλιακό μας σύστημα όσο φυσικά και από κάθε σημείο του Διαστήματος ενώ έχουν αρχίσει να δημοσιεύονται με σχεδόν καθημερινό ρυθμό έρευνες που βασίζονται σε αυτές τις εικόνες αλλά και τα διαφόρων ειδών δεδομένα που καταγράφει το τηλεσκόπιο με τα προηγμένα του όργανα.Η NASA αποφάσισε να γιορτάσει αυτές τις επτά πρώτες εβδομάδες λειτουργίας του τηλεσκοπίου μετατρέποντας σε ήχους τις εικόνες και τα δεδομένα των πρώτων φωτογραφιών που δόθηκαν στη δημοσιότητα. Οι τεχνικοί της αμερικανικής διαστημικής υπηρεσίας χρησιμοποίησαν μια τεχνική που ονομάζεται «data sonification» και αφορά τη μετατροπή δεδομένων ενός διαστημικού αντικειμένου σε ήχους βάση των χαρακτηριστικών του. Για παράδειγμα, ο ήχος ενός άστρου βασίζεται στα δεδομένα του μεγέθους, της ηλικίας και της φωτεινότητας του.Η NASA μετέτρεψε σε ήχους τρεις από τις εικόνες που δημοσίευσε στις 12 Ιουλίου. Το πρώτο… σάουντρακ του James Webb αφορά την εικόνα που κατέγραψε από το νεφέλωμα Carina βρίσκεται περίπου 7,500 έτη φωτός μακριά στον ομώνυμο αστερισμό. Είναι γιγάντιο αφού εκτείνεται σε μια περιοχή περίπου 100 έτη φωτός και έχει αυξημένη λαμπρότητα. Αποτελεί εργοστάσιο παραγωγής νέων άστρων πολλά από τα οποία είναι τεράστια και συμβάλουν στη μεγάλη του λάμψη. Οι μουσικοί αντιστοίχισαν μοναδικές νότες στις ημιδιαφανείς, ‘αραχνοΰφαντες’ περιοχές και τις πολύ πυκνές περιοχές αερίου και σκόνης στο νεφέλωμα, δημιουργώντας ένα ενδιαφέρον ηχητικό αποτέλεσμα. Η ηχογράφηση σαρώνει την εικόνα από αριστερά προς τα δεξιά καθώς μια κάθετη γραμμή κινείται στην εικόνα. Το αέριο και η σκόνη στο πάνω τμήμα της εικόνας που αντιπροσωπεύονται με μπλε αποχρώσεις, ακούγονται σαν το βούισμα του ανέμου. Το κάτω μισό της εικόνας, που απεικονίζεται με αποχρώσεις πορτοκαλί και κόκκινου, αντιστοιχεί σε μια πιο καθαρή, πιο μελωδική σύνθεση. Το πιο έντονο φως στην εικόνα ακούγεται πιο δυνατά. Η κατακόρυφη θέση του φωτός καθορίζει επίσης την συχνότητα του ήχου. Για παράδειγμα, το έντονο φως στο πάνω μέρος της εικόνας ακούγεται δυνατότερα και με υψηλότερη συχνότητα, αλλά το έντονο φως στο μέσον αντιστοιχεί επίσης σε δυνατό ήχο, αλλά με χαμηλότερη συχνότητα. Μια μελωδική γραμμή αναπαριστά την «οροσειρά» του νεφελώματος καθώς ανεβοκατεβαίνει στην εικόνα, στο μέσον του πλαισίου, από αριστερά προς τα δεξιά. Όλα τα άστρα αντιπροσωπεύονται από επεξεργασμένες νότες πιάνου, αλλά τα λαμπερότερα άστρα αντιστοιχούν σε ήχους κρουστών:
Το δεύτερο μουσικό αρχείο προέρχεται από Το Νότιο Δακτυλιοειδές Νεφέλωμα που είναι ένα πλανητικό νεφέλωμα, δηλαδή το εντυπωσιακό υπόλειμμα ενός άστρου μάζας κοντά στη μάζα του Ηλίου μας, το οποίο έχασε τα εξωτερικά του στρώματα. Στην ηχοποίηση της εικόνας, τα χρώματα χαρτογραφήθηκαν έτσι ώστε οι συχνότητες φωτός να αντιστοιχούνται απευθείας σε συχνότητες ήχου:
Το τρίτο μουσικό αρχείο αφορά τον WASP-62b που είναι ένας πλανήτης αερίου που βρίσκεται σε απόσταση περίπου 600 ετών φωτός από τη Γη και ανήκει στην κατηγορία του «καυτού Δία» επειδή βρίσκεται πολύ κοντά στο μητρικό του άστρο. Ολοκληρώνει μια περιστροφή γύρω από το άστρο του σε περίπου 4 μέρες. Το James Webb ανέτρεψε όσα πιστεύαμε για αυτόν τον πλανήτη αφού διαθέτει νέφη ενώ πιστεύαμε πως αυτό δεν συμβαίνει ενώ επίσης τα νέφη αυτά φαίνεται ότι διαθέτουν νερό. Η ηχοποίηση σαρώνει το φάσμα από αριστερά προς τα δεξιά. Τα μεγαλύτερα μήκη κύματος αντιστοιχούν σε χαμηλότερες συχνότητες. Η ένταση του ήχου δείχνει την ποσότητα φωτός που ανιχνεύεται σε κάθε σημείο δεδομένων. Οι τέσσερις υπογραφές του νερού που βλέπουμε στο διάγραμμα αντιπροσωπεύονται από τον ήχο των σταγόνων νερού που πέφτουν:
«Στόχος μας είναι να κάνουμε τις εικόνες και τα δεδομένα του James Webb κατανοητά μέσω του ήχου βοηθώντας τους ακροατές να δημιουργούν τις δικές τους νοητικές εικόνες» αναφέρει ο Μαρ Ρούσο, καθηγητής φυσικής αλλά και μουσικός στο Πανεπιστήμιο του Τορόντο ο οποίος συμμετείχε στο εγχείρημα.
Εννοείται πως οι παραπαπάνω ηχογραφήσεις κατασκευάστηκαν και δεν αντιπροσωπεύουν ήχους που καταγράφονται στο διάστημα.
Mαύρες τρύπες, σκουληκότρυπες, κβαντική σύμπλεξη, Αϊνστάιν, μυστηριώδεις νήσοi και μια νέα φυσική που βλέπει πως το εσωτερικό μιας μαύρης τρύπας βρίσκεται μυστικά και στο εξωτερικό της!
Νέες φιλόδοξες αλλά και αμφιλεγόμενες θεωρητικές προτάσεις για την επίλυση του παραδόξου των πληροφοριών που χάνονται στις μαύρες τρύπες, οι οποίες στην καλύτερη περίπτωση αποτελούν ένα σημείο εκκίνησης για μια πλήρη ερμηνεία των μαύρων τρυπών.
Οι μαύρες τρύπες είναι ένα από τα μεγαλύτερα προβλήματα στη φυσική. Επί δεκαετίες, οι φυσικοί προβληματίζονται για το τι συμβαίνει με οποιοδήποτε υλικό που πέφτει στο εσωτερικό της.
Το πρόβλημα που βασανίζει τους φυσικούς ονομάζεται παράδοξο της πληροφορίας της μαύρης τρύπας. Όμως τα τελευταία χρόνια, οι επιστήμονες έχουν κάνει μια σημαντική ανακάλυψη που μπορεί τελικά να λύσει το παζλ και να μας δείξει πώς πραγματικά λειτουργούν οι μαύρες τρύπες.
Για να κατανοήσουμε το παράδοξο, πρέπει να θυμηθούμε την μεγάλη έμπνευση που είχε ο Stephen Hawking το 1974. Ο Hawking συνειδητοποίησε ότι οι μαύρες τρύπες εξατμίζονται. Ακριβώς όπως το νερό σε μια λακκούβα εκτεθειμένη στον ήλιο, έτσι και μια μαύρη τρύπα θα συρρικνωθεί αργά, σωματίδιο με σωματίδιο, μέχρι να εξαφανιστεί εντελώς.
Η ανακάλυψή του προήλθε από την κβαντική φυσική, η οποία μας δείχνει ότι ο κενός χώρος δεν είναι στην πραγματικότητα κενός. Αντ’ αυτού, ζεύγη των επονομαζόμενων εικονικών σωματιδίων αναδύονται συνεχώς από το κενό. Κάποια από αυτά τα ζεύγη προκύπτουν στο όριο μιας μαύρης τρύπας που ονομάζεται ορίζοντας των γεγονότων. Στην περίπτωση αυτή, μπορεί το ένα από αυτά να παγιδευτεί στον ορίζοντα ενώ το άλλο να διαφύγει μακριά από την μαύρη τρύπα μεταφέροντας ενέργεια. Τελικά, αυτή η ενέργεια που διαφεύγει συρρικνώνει τη μαύρη τρύπα στο τίποτα.
Το μόνο πρόβλημα με αυτό το σενάριο είναι ότι αν οι μαύρες τρύπες μπορούν να καταστραφούν, τότε μπορούν να καταστραφούν και όλες οι πληροφορίες σχετικά με το τι έπεσε στο εσωτερικό τους. Αυτό φαίνεται να παραβιάζει έναν θεμελιώδη νόμο της φυσικής, ο οποίος λέει ότι οι πληροφορίες δεν μπορούν ποτέ να καταστραφούν. Τι λάθος υπάρχει;
Για σχεδόν 50 χρόνια οι φυσικοί ταλαιπωρούνται από τον γρίφο αυτό. Όμως τα τελευταία χρόνια αποκαλύφθηκε μια πρωτόγνωρη λύση με σκουληκότρυπες. Θεωρητικά οι σκουληκότρυπες είναι γέφυρες στο χωροχρόνο που συνδέουν δύο μακρινά σημεία μέσω μιας παράκαμψης. Οι σκουληκότρυπες μπορεί να ακούγονται ως αποκύημα επιστημονικής φαντασίας, όμως είναι πραγματικές προβλέψεις της γενικής θεωρίας της σχετικότητας του Αϊνστάιν.
Προσφάτως προέκυψε μια νέα ανακάλυψη για τις μαύρες τρύπες, όταν οι επιστήμονες εξέτασαν την πιθανότητα το εσωτερικό μιας μαύρης τρύπας να συνδέεται με το εσωτερικό μιας άλλης μαύρης τρύπας μέσω μιας σκουληκότρυπας. Μια τέτοια σύνδεση θα ήταν σπάνια, αλλά θεωρητικά εφικτή. Και σύμφωνα με τους κανόνες της κβαντικής φυσικής, ό,τι μπορεί να συμβεί συμβαίνει.
Ένα σωματίδιο δεν ταξιδεύει απλώς κατά μήκος μιας συγκεκριμένης διαδρομής από το σημείο Α στο σημείο Β. Ακολουθεί όλες τις δυνατές διαδρομές – τρελό αλλά αληθινό! Το ίδιο φαίνεται να συμβαίνει και με τις μαύρες τρύπες. Όλες οι πιθανές περίεργες διαμορφώσεις του χωροχρόνου που θα μπορούσαν να συμβούν μέσα τους, συμπεριλαμβανομένων των σκουληκότρυπων, συμβαίνουν.
Όταν οι φυσικοί πρόσθεσαν τις σκουληκότρυπες στην εικόνα, συνέβη ένα περίεργο πράγμα: οι πληροφορίες δεν χάνονταν. Βαθιά μέσα στο εσωτερικό των μαύρων τρυπών φαινόταν να περιέχονται ειδικές περιοχές που ονομάζονται νησιά. Αυτά τα νησιά είναι μέρος των μαύρων τρυπών αλλά και όχι. Κατά έναν περίεργο τρόπο, είναι τόσο μέσα όσο και έξω από τις μαύρες τρύπες, σαν να είναι μέρος της ακτινοβολίας που διαφεύγει που εξαντλεί τις μαύρες τρύπες με την πάροδο του χρόνου. Και μαζί τους διαφεύγουν και οι πληροφορίες που περιέχουν μέσα τους.
Αυτές οι νέες ιδέες είναι αρκετά μπερδεμένες, ακόμη και για τους φυσικούς, οι οποίοι ανακαλύπτουν ότι ο κόσμος και η φύση της πραγματικότητάς μας είναι πολύ πιο περίεργα από ότι θα μπορούσαμε να φανταστούμε ποτέ.
Συμπληρώθηκαν δέκα ολόκληρα χρόνια από την ‘προσγείωση’ του διαστημικού οχήματος Curiosity της NASA στον πλανήτη Άρη. Παρά τα σημάδια φθοράς που φέρει η ακούραστη ‘Περιέργεια’, συνεχίζει την αποστολή της μελέτης της επιφάνειας του Άρη και της αναζήτησης αποδείξεων αρχέγονης μικροβιακής (έστω) ζωής.
Το Curiosity έχει διανύσει στην επιφάνεια του Άρη περίπου 29 χιλιόμετρα και έχει σκαρφαλώσει σε ύψος 625 μέτρων καθώς εξερευνά τον κρατήρα Gale και τους πρόποδες του όρους Sharp.
Έχει αναλύσει 41 δείγματα αρειανών βράχων και εδάφους, χάρη στα επιστημονικά όργανα που διαθέτει:
… μελέτησε τον ουρανό του Κόκκινου Πλανήτη, συλλαμβάνοντας εικόνες από σύννεφα που λάμπουν:
Έρχονται τα σύννεφα πάνω από το Curiosity
… αλλά και την κίνηση των δορυφόρων του:
Το Curiosity συλλαμβάνει τον μεγαλύτερο δορυφόρο Φόβο να διέρχεται μπροστά από τον μικρότερο δορυφόρο Δείμο
Ο αισθητήρας ακτινοβολίας που διαθέτει το διαστημικό όχημα επιτρέπει στους επιστήμονες να μετρήσουν την ακτινοβολία υψηλής ενέργειας στην οποία θα εκτεθούν οι μελλοντικοί αστροναύτες στην επιφάνεια του Άρη.
Η πρόσφατη διαδρομή του Curiosity
Όμως, η πιο σημαντική διαπίστωση του Curiosity ήταν ότι το νερό σε υγρή μορφή καθώς και τα χημικά δομικά στοιχεία που απαιτούνται για την υποστήριξη της ζωής ήταν παρόντα για τουλάχιστον δεκάδες εκατομμύρια χρόνια στον κρατήρα Gale, που κάποτε ήταν μια μεγάλη λίμνη.
Ίχνη των τροχών της Περιέργειας στην επιφάνεια του Άρη
Στην πραγματικότητα η αποστολή του Curiosity επεκτάθηκε πρόσφατα για άλλα τρία χρόνια, αφού μια ομάδα αφοσιωμένων μηχανικών της ΝASA, επινοεί τρόπους για την ελαχιστοποίηση της φθοράς του, την διατήρηση της κύλισης των ταλαιπωρημένων τροχών του και την εξοικονόμηση ενέργειας από την πυρηνική μπαταρία πλουτωνίου που διαθέτει.
Ένα κλασικό πρόβλημα απλής φυσικής είναι ο προσδιορισμός της ταχύτητας διαφυγής υδ ενός σώματος που εκτοξεύεται από την επιφάνεια ενός σφαιρκού και ομογενούς πλανήτη (χωρίς ατμόσφαιρα). Και όταν λέμε ταχύτητα διαφυγής εννοούμε την αρχική ταχύτητα που πρέπει να δοθεί σε ένα σώμα που βρίσκεται στην επιφάνεια του πλανήτη, έτσι ώστε να φτάσει σε άπειρη απόσταση με ταχύτητα ίση με το μηδέν (ακριβώς!). Δηλαδή να διαφύγει οριακά από το πεδίο βαρύτητας του πλανήτη.
Από την επιφάνεια ενός ενός πλανήτη μάζας Μ, και ακτίνας R εκτοξεύεται με ταχύτητα υ ένα σώμα μάζας m. Θεωρούμε ότι ο πλανήτης δεν διαθέτει ατμόσφαιρα.
Aν το σώμα εκτοξευθεί με ταχύτητα ίση με την ταχύτητα διαφυγής (υ=υδ), τότε εφαρμόζοντας την αρχή διατήρησης της ενέργειας θα έχουμε: ή , και λύνοντας ως προς την ταχύτητα διαφυγής:
(στο τελευταίο βήμα χρησιμοποιήθηκε η σχέση που συνδέει την μάζα με την πυκνότητα του σφαιρικού πλανήτη )
Αν στο σώμα δοθεί αρχική ταχύτητα μικρότερη της ταχύτητας διαφυγής (υ<υδ), τότε το σώμα θα φτάσει σε ένα μέγιστο ύψος, όπου η ταχύτητά του θα μηδενιστεί και στη συνέχεια θα επιστρέψει στην επιφάνεια του πλανήτη.
Αν εκτοξευθεί με ταχύτητα μεγαλύτερη της ταχύτητας διαφυγής (υ>υδ), τότε το σώμα θα φτάσει σε άπειρη απόσταση από τον πλανήτη, με κάποια ταχύτητα.
Η εξίσωση (1) αποκτά «κοσμολογική σημασία» αν λυθεί ως προς την πυκνότητα: και αυθαίρετα θέσουμε όπου Ηη σταθερά του Hubble. Έτσι, καταλήγουμε αναπάντεχα στην εξίσωση της κρίσιμης πυκνότητας του σύμπαντος ρc συναρτήσει της σταθεράς του Hubble: .
Η κρίσιμη πυκνότητα του σύμπαντος αποτελεί μια σημαντική κοσμολογική παράμετρο που καθορίζει την μοίρα του σύμπαντος:
αν η πυκνότητα του σύμπαντος ισούται με την κρίσιμη πυκνότητα, τότε το σύμπαν θα συνεχίσει να διαστέλλεται επ’ άπειρο, αλλά ο ρυθμός διαστολής του θα τείνει στο μηδέν,
αν είναι μικρότερη θα διαστέλλεται συνεχώς με πεπερασμένο ρυθμό διαστολής, και
αν είναι μεγαλύτερη, τότε το σύμπαν θα πάψει να διαστέλλεται και θα αρχίσει η συστολή του.
Η αναλογία με το σώμα που εκτοξεύεται από την επιφάνεια ενός πλανήτη είναι αν μη τι άλλο εντυπωσιακή!
Αυτή η αναλογία μας δείχνει ότι θα μπορούσαμε να προσεγγίσουμε και την εξίσωση που περιγράφει την διαστολή του συμπαντος, αποφεύγοντας τον δύσβατο (αλλά επιστημονικά ορθό) δρόμο της Γενικής Σχετικότητας, μέσα από την κλασική θεωρία της βαρύτητας του Νεύτωνα.
Η εξίσωση της διαστολής του σύμπαντος
Κάνοντας τις ίδιες υποθέσεις όπως και στην Γενική Σχετικότητα, θεωρούμε ότι στο ομοιόμορφα διαστελλόμενο σύμπαν η ύλη των γαλαξιών και των άστρων που το αποτελούν κατανέμονται ομογενώς και ότι το σύμπαν φαίνεται το ίδιο από όποιοδήποτε σημείο του. Επιλέγουμε ως «κέντρο» του το τυχαίο σημείο K. Θα υπολογίσουμε το άθροισμα της βαρυτικής δυναμικής ενέργειας και της κινητικής ενέργειας που έχει ο γαλαξίας Α μάζας m, που απέχει απόσταση r από το K.
Ο γαλαξίας Α που βρίσκεται σε απόσταση r από το ‘κέντρο’ Κ δέχεται βαρυτική δύναμη (F=mgr=mGMr/r2) μόνο από την ύλη που περικλείεται στην σφαιρική επιφάνεια ακτίνας r. Το αποτέλεσμα προκύπτει εύκολα εφαρμόζοντας το νόμο του Gauss για το βαρυτικό πεδίο.
H δυναμική ενέργεια του γαλαξία στο σημείο Α ως προς το κέντρο Κ θα είναι: , όπου η μάζα που περικλείεται στην σφαιρική επιφάνεια ακτίνας r. Έτσι η ολική ενέργεια θα είναι:
Για έναν άλλον γαλαξία που απέχει διαφορετική απόσταση από το Γ η ολική ενέργεια είναι διαφορετική. Η εξίσωση (2) μας δίνει την εξέλιξη της απόστασης r μεταξύ δυο γαλαξιών. Κι αυτό ισχύει για δυο οποιουσδήποτε γαλαξίες του σύμπαντος γιατί το θεωρούμε ομογενές. Το γεγονός αυτό μας επιτρέπει να επιλέξουμε ένα διαφορετικό σύστημα συντεταγμένων, γνωστό ως συν-κινούμενο (comoving) σύστημα συντεταγμένων, του οποίου οι συντεταγμένες ακολουθούν την διαστολή του σύμπαντος. Θεωρώντας την διαστολή ομοιόμορφη, η σχέση μεταξύ της απόστασης και της συν-κινούμενης απόστασης , μπορεί να γραφεί:
Το μέγεθος που εξαρτάται από τον χρόνο ονομάζεται παράγοντας κλίμακας και μετράει τον καθολικό ρυθμό διαστολής του σύμπαντος. Μας δείχνει πως αυξάνονται με τον χρόνο οι φυσικές αποστάσεις, αφού οι αποστάσεις στο σύστημα συντεταγμένων είναι εξ ορισμού σταθερές.
Το διαστελλόμενο Σύμπαν σε μια τυπική κλίμακα λ. Το πλέγμα παριστάνει το συν-κινούμενο σύστημα συντεταγμένων που δεν αλλάζει με το χρόνο. Οι φυσικές αποστάσεις αυξάνονται αναλογικά με τον παράγοντα κλίμακας R(t) (πηγή).
Για παράδειγμα, αν o παράγοντας κλίμακας διπλασιαστεί , σημαίνει ότι το σύμπαν έχει διασταλεί σε μέγεθος κατά έναν παράγοντα δυο, και θα μας έπαιρνε δυο φορές περισσότερο χρόνο να φτάσουμε από τον ένα γαλαξία στον άλλο.
Συνδυάζοντας τις εξισώσεις (2) και (3) προκύπτει: ή αναδιατάσσοντας τους όρους:
Χρησιμοποιήσαμε το γεγονός ότι εξ ορισμού ισχύει , αφού τα αντικείμενα παραμένουν σταθερά στις συν-κινούμενες συντεταγμένες.
Ο παράγοντας κλίμακας R και η σταθερά του Hubble H : Δεδομένου ότι τότε συγκρίνοντας με τον νόμο του Hubble , προκύπτει ότι .
Αρκεί τώρα στην εξίσωση (4) να κάνουμε την ουρανοκατέβατη αντικατάσταση για να πάρουμε την ‘εξίσωση της διαστολής του σύμπαντος‘ ή εξίσωση του Friedmann που δίνει η γενική σχετικότητα: (όπου η ταχύτητα του φωτός και μια σταθερά αμετάβλητη στον χώρο και στον χρόνο).
Xρησιμοποιώντας την σχέση της σταθεράς Hubble με τον παράγοντα κλίμακς και την εξίσωση της κρίσιμης πυκνότητας , η εξίσωση Friedmann γράφεται: .
Ο γεωμετρικός παράγοντας παίρνει τις τιμές , που καθορίζουν την γεωμετρία και την εξέλιξη του σύμπαντος.
Η τιμή k=0 αντιστοιχεί στην μετρική του επίπεδου ευκλείδειου χώρου, η οποία περιγράφει το επίπεδο σύμπαν (τότε προκύπτει ρ=ρc , οπότε το σύμπαν θα συνεχίσει να διαστέλλεται επ’ άπειρο, αλλά ο ρυθμός διαστολής του θα τείνει στο μηδέν)
Η τιμή k=+1 αντιστοιχεί στην γεωμετρία τρισδιάστατης σφαίρας και περιγράφει το κλειστό σύμπαν (εδώ ισχύει ρ>ρc και το σύμπαν κάποτε θα πάψει να διαστέλλεται και θα αρχίσει η συστολή του).
Η τιμή k=-1 αντιστοιχεί στη γεωμετρία μιας υπερεπιφάνειας στο χώρο Minkowski και περιγράφει το ανοιχτό σύμπαν (στην περίπτωση αυτή ισχύει ρ<ρc και το σύμπαν θα διαστέλλεται συνεχώς με πεπερασμένο ρυθμό διαστολής).
Ενώ η επιστημονική κοινότητα αλλά και ανθρωπότητα εξακολουθεί να ασχολείται με την εντυπωσιακή πρεμιέρα του διαστημικού τηλεσκοπίου James Webb που πραγματοποιήθηκε το απόγευμα της Τρίτης και τις εκπληκτικές εικόνες από τα βάθη του Σύμπαντος που παρουσιάστηκαν έγινε γνωστό ότι στο πλαίσιο το δοκιμών των οργάνων του το τηλεσκόπιο φωτογράφισε τον Δία με τις εικόνες να μένουν στο… συρτάρι των επιτελών της NASA.
Οι εικόνες του Δία καταγράφηκαν από την κάμερα υπερύθρων NIRCam και στόχος ήταν να διαπιστωθεί η ικανότητα του τηλεσκοπίου να καταγράφει λεπτομερείς εικόνες από κινούμενα αντικείμενα και ειδκότερα από υψηλής φωτεινότητας πλανήτες αερίου όπως Δίας, ο Κρόνος, ο Ουρανός και Ποσειδώνας.
Οι εικόνες ελήφθησαν μάλιστα σε διαφορετικά μήκη κύματος για να διαπιστωθεί η ποιότητα τους σε κάθε συνθήκη λήψης. Στις εικόνες καταγράφηκε ο Δίας και είναι ορατή η κολοσσιαία αντικυκλωνική θύελλα του πλανήτη, η περίφημη Μεγάλη Ερυθρή Κηλίδα. Καταγράφηκαν επίσης τρεις από τους περίπου 80 δορυφόρους του Δία. Στην εικόνα διακρίνονται η Ευρώπη στην οποία υπάρχει ένα υπόγειος ωκεανός και αποτελεί στόχο εξερεύνησης για την αναζήτηση κάποιων μορφών ζωής καθώς και οι δορυφόροι Θήβη και Μήτις.
Οι επιστήμονες ήθελαν να δουν αν το James Webb μπορεί να καταγράφει λεπτομερείς εικόνες από την ατμόσφαιρα, τους δακτυλίους (αν υπάρχουν) και τους δορυφόρους (τους πιο κοντινούς τουλάχιστον) από υψηλής φωτεινότητας πλανήτες αερίου και όπως φαίνεται το τηλεσκόπιο είναι αποτελεσματικό και σε αυτόν τομέα.
Οι φωτογραφίες διέρρευσαν και αποτελούν πλέον το νέο αντικείμενο ενασχόλησης των ειδικών αλλά και των φίλων του Διαστήματος.
Υπάρχουν μερικοί έξυπνοι τρόποι, πέραν των καθιερωμένων, με τους οποίους μπορούμε να μετρήσουμε τις τιμές αγνώστων φυσικών μεγεθών εύκολα και με πολύ μεγάλη ακρίβεια. Σ’ αυτή την κατηγορία ανήκει η εξαιρετικά ακριβής μέθοδος της γέφυρας Wheatstone για την μέτρηση των ωμικών αντιστάσεων, οι παραλλαγές της οποίας μπορούν να χρησιμοποιηθούν για την μέτρηση και της χωρητικότητας ή του συντελεστή αυτεπαγωγής ή της εμπέδησης κ.λπ. Μπορεί επίσης να χρησιμοποιηθεί έμμεσα για την μέτρηση και άλλων φυσικών μεγεθών, όπως δύναμη, θερμοκρασία, (αρτηριακή) πίεση κ.ά., όπου η μέτρηση της άγνωστης αντίστασης συσχετίζεται με τα ζητούμενα μεγέθη.
Πριν από μισό αιώνα περίπου, οι μαθητές της Γ’ Λυκείου (και υποψήφιοι των θετικών σχολών) μάθαιναν για την γέφυρα Wheatstone τα εξής:
Η κλασική γέφυρα Wheatstone προτάθηκε για πρώτη φορά το 1833 από τον Samuel Hunter Christie, και αργότερα το 1833 γενικεύτηκε και έγινε γνωστή από τον Charles Wheatstone. Μια εκδοχή της γέφυρας, φαίνεται στο παρακάτω σχήμα:
Στο κύκλωμα των τεσσάρων αντιστάσεων, έχουμε δύο γνωστές αντιστάσεις R1 και R2, μια ρυθμιζόμενη αντίσταση, RC και την άγνωστη αντίσταση Rx. Μεταβάλλοντας την ρυθμιστική αντίσταση μέχρι να μηδενιστεί η διαφορά δυναμικού στα άκρα της αντίστασης R23 (σημείο ισορροπίας), τότε ισχύει Rx = RC,0∙R2/R1 όπου RC,0 είναι η τιμή της ρυθμιστικής αντίστασης στο σημείο ισορροπίας. Aν μάλιστα επιλέξουμε R2=R1, τότε θα ισχύει: Rx = RC,0.
Ας σημειωθεί ότι η συντριπτική πλειοψηφία των μαθητών που από τον Σεπτέμβριο θα είναι πρωτοετείς στις θετικές σχολές δεν έχει ιδέα τι είναι γέφυρα Wheatstone – αφού δεν την διδάχθηκε ποτέ. Όμως, τα παραπάνω δεν γράφονται ως παράπονο για την επιβεβαίωση της ελληνοπρεπούς έκφρασης «περασμένα μεγαλεία και διηγώντας τα να κλαίς». Παρότι αυτή η ρήση θα ταίριαζε στην συρρίκνωση και γενικότερα στην υποβάθμιση του μαθήματος της Φυσικής από τις αρχές του 21ου αιώνα εν ονόματι του εκσυγχρονισμού της εκπαίδευσης, η παραπάνω αναφορά στην γέφυρα Wheatstone γίνεται εξαιτίας μιας πρόσφατης δημοσίευσης που περιγράφει την κβαντική εκδοχή της.
Οι ερευνητές Poulsen, Santos και Zinner στην εργασία τους με τίτλο ‘Quantum Wheatstone Bridge‘ προτείνουν μια κβαντική γέφυρα Wheatstone ως ένα πλήρως κβαντικό ανάλογο της κλασικής έκδοσης. Η μικροσκοπική γέφυρα Wheatstone βασίζεται στην αλληλεπίδραση σύζευξης σπιν που εκμεταλλεύεται τα κβαντικά φαινόμενα καταστροφικής συμβολής και σύμπλεξης. Στην δημοσίευσή τους περιλαμβάνεται το παρακάτω σχήμα που αναδεικνύει σχηματικά τις αναλογίες μεταξύ κλασικής και κβαντικής γέφυρας Wheatstone:
(α) Η κλασική γέφυρα Wheatstone που αποτελείται από τρεις γνωστές αντιστάσεις R και RC και την άγνωστη αντίσταση Rx(β) Διάγραμμα της τάσης V όπου φαίνεται και το σημείο μηδενισμού της (ισορροπία γέφυρας) στην κλασική γέφυρα Wheatstone, απ’ όπου προκύπτει η άγνωστη αντίσταση Rx. (γ) Η κβαντική γέφυρα Wheatstone που αποτελείται από τέσσερα σπιν που αλληλεπιδρούν με τρεις γνωστές εντάσεις σύζευξης JC, J και J23 και μια άγνωστη Jx. Τα σπιν 1 και 4 αλληλεπιδρούν με δύο δεξαμενές θερμότητας διαφορετικής θερμοκρασίας και δύο μαγνητικά πεδία ισχύος h1 και h2 που εφαρμόζονται στα σπιν 1 και 2, αντίστοιχα. (δ) Στο διάγραμμα της εξάρτησης του ρεύματος σπιν που χρησιμοποιείται στη κβαντική γέφυρα Wheatstone, προκύπτει μεγάλη ευαισθησία στo σημείο που καθορίζει την άγνωστη ένταση σύζευξης Jx
Μπορεί όπως και στην κλασική γέφυρα, μια ρυθμιζόμενη σύζευξη σπιν, JC, να μεταβάλλεται μέχρι να ικανοποιηθούν κάποια κριτήρια (το αντίστοιχο σημείο ισορροπίας), αλλά η μελέτη της κβαντικής γέφυρας Wheatstone όπως αναμένεται είναι πολύ δυσκολότερη σε σχέση με την κλασική. Όποιος ενδιαφέρεται να κάνει ένα βήμα παραπάνω μπορεί να μελετήσει την δημοσίευση των Poulsen et al και τις σχετικές αναφορές που περιέχονται σ’ αυτή: https://arxiv.org/pdf/2108.11397.pdf
Το ρομποτικό σκάφος Gaia του Ευρωπαϊκού Οργανισμού Διαστήματος (ESA) κατέγραψε χιλιάδες αστροσεισμούς, αλλά και το λεγόμενο «αστρικό DNA», δηλαδή τη χημική σύνθεση των άστρων στον γαλαξία μας.
Πρόκειται για την τρίτη μεγάλη δημοσίευση στοιχείων της ευρωπαϊκής αποστολής, η οποία είχε εκτοξευθεί το 2013. Τα νέα στοιχεία παρέχουν μία πληθώρα δεδομένων για τη χημική σύνθεση των άστρων, τη θερμοκρασία, την ταχύτητα, το χρώμα, τη μάζα και τις κινήσεις τους.
Ο γενικός διευθυντής της ESA, Γιόζεφ Ασμπάχερ, ανακοίνωσε ότι τα νέα φασματοσκοπικά και άλλα δεδομένα προέρχονται από περίπου 1,8 δισεκατομμύρια άστρα, σχεδόν το 1% των συνολικών άστρων του γαλαξία μας, γεγονός που θα φωτίσει καλύτερα τη δομή και την εξέλιξη του γαλαξία μας στην πορεία δισεκατομμυρίων ετών.
Από τις πιο απρόσμενες ανακαλύψεις ήταν ότι το Gaia, παρ’ όλο που δεν είχε φτιαχτεί για κάτι τέτοιο, μπόρεσε να ανιχνεύσει σεισμούς στα άστρα, δηλαδή κατακλυσμικές κινήσεις τύπου τσουνάμι στην επιφάνειά τους, καθώς τα άστρα αλλάζουν σχήμα, συρρικνώνονται ή διογκώνονται. Οι αστρικές δονήσεις ωθούν τα αστρικά αέρια σε ανοδικές και καθοδικές κινήσεις, αλλάζοντας και τη φωτεινότητα των άστρων περιοδικά. Αυτοί οι αστροσεισμοί επιτρέπουν στους επιστήμονες να μάθουν περισσότερα πράγματα για το τι συμβαίνει στο εσωτερικό των άστρων.
Το βάρους δύο τόνων Gaia, το οποίο βρίσκεται σε σταθερή απόσταση από τη Γη και σε τροχιά γύρω από τον Ήλιο, κάνει διαδοχικές μετρήσεις των ίδιων άστρων από ελαφρώς διαφορετικές οπτικές γωνίες, δημιουργώντας έτσι σταδιακά τον πιο ακριβή και ολοκληρωμένο πολυδιάστατο «χάρτη» του γαλαξία μας μέχρι σήμερα. Διαθέτει μία κάμερα με ανάλυση ενός δισεκατομμυρίου πίξελ, τη μεγαλύτερη που έχει σταλεί στο διάστημα και η οποία έχει πάνω από 100 ηλεκτρονικούς αισθητήρες.
Μεταξύ άλλων, οι νέες παρατηρήσεις δείχνουν ότι μερικά άστρα του γαλαξία μας αποτελούνται από πρωταρχικά υλικά, ενώ άλλα, όπως ο Ήλιος μας, από υλικά που έχουν εμπλουτιστεί διαχρονικά. Τα κοντινότερα στο γαλαξιακό κέντρο άστρα είναι πλουσιότερα σε μέταλλα από ό,τι τα άστρα στις παρυφές του γαλαξία. Το Gaia εντόπισε, επίσης, άστρα που έχουν εισχωρήσει στον γαλαξία μας προερχόμενα από άλλους γαλαξίες, γι’ αυτό έχουν διαφορετική χημική σύνθεση. Ακόμη, εντόπισε έως τώρα περίπου 800.000 διπλά αστρικά συστήματα, που φαίνονται ως ένα άστρο από μακριά, αλλά στην πραγματικότητα είναι δύο. Επιπλέον, αποκάλυψε τη χημική σύνθεση περίπου 60.000 αστεροειδών του ηλιακού συστήματός μας, έναντι μόνο 4.500 που ήταν γνωστή έως τώρα.
Η αποστολή του Gaia αναμένεται να συνεχιστεί έως το 2024 ή 2025, οπότε θα εξαντληθούν τα καύσιμα.
… σύμφωνα με τις παρατηρήσεις του διαστημικού τηλεσκοπίου Hubble
Το μέγεθος που μας λέει πόσο γρήγορα διαστέλλεται το σύμπαν είναι η σταθερά του Hubble H0. Όμως από το μακρινό 1929, όταν έγινε πρώτη δημοσίευση του Edwin Hubble σχετικά με τον ορισμό και την τιμή του H0, μέχρι τον πιο πρόσφατο υπολογισμό των ερευνητών Adam Riess et al που θα δημοσιευθεί στο περιοδικό Astronomical Journal, οι αστρονόμοι αδυνατούν να συμφωνήσουν σε μια συγκεκριμένη τιμή.
Το παραπάνω διάγραμμα οδήγησε (!!) τον Edwin Hubble στην διατύπωση του νόμου Hubble: η ταχύτητα απομάκρυνσης ενός γαλαξία από εμάς είναι ανάλογη της απόστασής του από μας. Χονδρικά δηλαδή ισχύει, υ=H∙d όπου υ η ταχύτητα απομάκρυνσης του γαλαξία d η απόσταση του γαλαξία και Η η σταθερά του Hubble.Η τιμή της σταθεράς που υπολόγισε ο ίδιος ο Hubble ήταν 500 km∙s−1Mpc−1, επτά φορές μεγαλύτερη από τις τιμές που υπολογίζονται σήμερα
Η πιο πρόσφατη εκτίμηση της σταθεράς Hubble απο τους ερευνητές Adam Riess et al καταλήγει στην τιμή: H0=73.04±1.04 km∙s−1Mpc−1, που επιβεβαιώνει τις παλαιότερες εκτιμήσεις του ρυθμού διαστολή του σύμπαντος με βάση τις παρατηρήσεις του διαστημικού τηλεσκοπίου Hubble. Όμως, η τιμή αυτή διαφέρει εκκωφαντικά με εκείνη που υπολογίζεται χρησιμοποιώντας τις μετρήσεις κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου από τον δορυφόρο Planck (67.4±0.5 km∙s−1Mpc−1). Οι μικρές τιμές των σφαλμάτων σ’ αυτές τις ανεξάρτητες μετρήσεις δείχνουν ότι η πιθανότητα να είναι η διαφορά τους τυχαία είναι μία στο εκατομμύριο.
Η πηγή αυτής της σημαντικής ασυμφωνίας μεταξύ των δυο μεθόδων για τον προσδιορισμό της σταθεράς Hubble, προς το παρόν, παραμένει άγνωστη.
Σύμφωνα με τον νομπελίστα φυσικό Adam Riess πρέπει να υπολογίσουμε τον ρυθμό διαστολής του σύμπαντος, όχι γιατί έχει κάποια σημασία αυτή καθαυτή η τιμή της, αλλά για τις επιπτώσεις της όταν χρησιμοποιείται για να κατανοήσουμε το σύμπαν.
Περισσότερες μετρήσεις αναμένεται να γίνουν τα επόμενα 20 χρόνια από το διαστημικό τηλεσκόπιο James Webb. Το Webb σύμφωνα με τη NASA, θα εξετάσει Κηφείδες και σουπερνόβα τύπου Ια «σε μεγαλύτερες αποστάσεις ή με μεγαλύτερη ευκρίνεια από ό,τι μπορεί να δει το Hubble».
ή 
, και λύνοντας ως προς την ταχύτητα διαφυγής: 
)
και αυθαίρετα θέσουμε 
όπου Η 
.
, όπου 
η μάζα που περικλείεται στην σφαιρική επιφάνεια ακτίνας r. Έτσι η ολική ενέργεια θα είναι:
και της συν-κινούμενης απόστασης 
, μπορεί να γραφεί: 
που εξαρτάται από τον χρόνο ονομάζεται παράγοντας κλίμακας και μετράει τον καθολικό ρυθμό διαστολής του σύμπαντος. Μας δείχνει πως αυξάνονται με τον χρόνο οι φυσικές αποστάσεις, αφού οι αποστάσεις στο σύστημα συντεταγμένων 
, σημαίνει ότι το σύμπαν έχει διασταλεί σε μέγεθος κατά έναν παράγοντα δυο, και θα μας έπαιρνε δυο φορές περισσότερο χρόνο να φτάσουμε από τον ένα γαλαξία στον άλλο.
ή αναδιατάσσοντας τους όρους: 
, αφού τα αντικείμενα παραμένουν σταθερά στις συν-κινούμενες συντεταγμένες.
τότε συγκρίνοντας με τον νόμο του Hubble 
, προκύπτει ότι 
.
για να πάρουμε την ‘εξίσωση της διαστολής του σύμπαντος‘ ή 
(όπου 
η ταχύτητα του φωτός και 
μια σταθερά αμετάβλητη στον χώρο και στον χρόνο).
και την εξίσωση της κρίσιμης πυκνότητας 
, η εξίσωση Friedmann γράφεται: 
.
, που καθορίζουν την γεωμετρία και την εξέλιξη του σύμπαντος.
