FANDOM


Αστρογένεσις

Star formation


Big-Bang-01-goog

Συμπαντογένεση. Πρώτες Κοσμικές Εποχές.

Genesis-01-goog

Γένεση Γενέσεις
Θεολογία Θεογένεση Θεογονία Οντογένεση Ανθρωπογένεση
Κοσμολογία Πολυσυμπαντογένεση Συμπαντογένεση Κοσμογένεση Κοσμογονία Αστρογένεση Πλανητογένεση Γαλαξιογένεση
Φυσική Υλογένεση Ενεργειογένεση Βαρυογένεση Λεπτογένεση
Γεωλογία Ορογένεση Ηπειρογένεση Ωκεανογένεση
Βιολογία Οντογένεση Βιογένεση Εμβιογένεση Αβιογένεση Παρθενογένεση Κυτταρογένεση Ιστογένεση Μονογονία Αμφιγονία Ετερογονία Ενδογονία Επιγονία

Astronomy-02-goog

Συμπαντογένεση
Καλλιτεχνική Αναπαράσταση

Cosmological-Timeline-01-goog

Κοσμολογική Εξέλιξη

Star-Lifecycle-goog

Κύκλος Ζωής Αστέρων

Είναι η διαδικασία δημιουργίας αστέρων.

ΕτυμολογίαEdit

Η ονομασία "Αστρογένεση" σχετίζεται ετυμολογικά με την λέξη "αστέρας".

ΕισαγωγήEdit

Το Κοσμολογικό Καθιερωμένο Πρότυπο του Big Bang προϋποθέτει ότι το Σύμπαν ήταν σχεδόν ομοιογενές και η θερμοκρασία της ύλης και της ακτινοβολίας μειώθηκε καθώς το Σύμπαν διαστελλόταν. Η εξέλιξη της δομής οδήγησε τα νέφη του υδρογόνου, που ήταν το μοναδικό σχεδόν στοιχείο ολόκληρου του πρώιμου Σύμπαντος, σε μια βαρυτική κατάρρευση.

Έτσι, άρχισαν να σχηματίζονται τα πρώτα άστρα αποκλειστικά από υδρογόνο και λίγο ήλιο. Τα πρώτα άστρα γεννήθηκαν σε κάποια πρώιμη φάση στην ιστορία του Σύμπαντος και εμπλούτισαν, μετά το τέλος της σύντομης ζωής τους, το διαστρικό μέσο με βαρέα στοιχεία για να εμφανισθεί η επόμενη γενεά με πολλά βαρέα στοιχεία.

Δυστυχώς, επειδή χάθηκαν τα ίχνη των πρώτων άστρων δεν γνωριζουμε πότε και πώς ακριβώς γεννήθηκαν τα πρώτα άστρα. Αλλά υπάρχουν κάποιες νεότερες σκέψεις για το πως μπορούμε να βρούμε αυτά τα ίχνη. Θα δούμε παρακάτω αυτές τις σκέψεις που συνδέονται με τη νέα γενεά διαστημικών και ράδιο-παρατηρητηρίων.

Παρατηρήσεις που έγιναν το 2003 ορισμένων quasars με τη βοήθεια του τηλεκοπίου Hubble έδειξαν ότι τα πρώτα άστρα πιθανόν να σχηματίστηκαν 200 εκατομμύρια έτη μετά το Big Bang, νωρίτερα δηλαδή από ό,τι νόμιζαν παλαιότερα οι αστρονόμοι. Τα αρχαία κβάζαρ έδειξαν την παρουσία σιδήρου στο εσωτερικό τους κάτι που δείχνει ότι ήδη είχαν γίνει οι κολοσσιαίες υπερκαινοφανείς εκρήξεις της πρώτης γενεάς των άστρων, που διασκόρπισαν στο διάστημα τα βαρέα στοιχεία.

Ένα απλό μοντέλο λέει ότι στο πρώιμο Σύμπαν υπήρχαν κυρίως άτομα υδρογόνου και σε μικρότερη ποσότητα ηλίου. Υπό την επίδραση της βαρύτητας νέφη των αερίων αυτών υπέστησαν κατάρρευση μέχρι το σημείο που οι πυρήνες ήταν αρκετά κοντά και στην κατάλληλη θερμοκρασία για την εκκίνηση αντιδράσεων σύντηξης, όπως δύο πυρήνες δευτερίου δημιουργούν ένα πυρήνα ηλίου. Έτσι γεννήθηκαν τα πρώτα άστρα σύμφωνα με το απλό μοντέλο.

Βέβαια ο σχηματισμός των άστρων στις πρώτες εποχές του Σύμπαντος δεν είναι ιδιαίτερα κατανοητός, αλλά φαίνεται ότι σπουδαίο ρόλο έπαιξε η ήδη συσσωρευμένη Σκοτεινή Ύλη. Γιατί όμως θα έπρεπε ένα αρχέγονο νέφος σκόνης να καταρρεύσει αιφνίδια για να σχηματίσει έναν αστέρα;

Η μία θεωρία είναι ότι συμπαγείς μάζες από Σκοτεινή Ύλη δημιουργούν βαρυτικά φρεάτια δυναμικού μέσα στα οποία τα νέφη της σκόνης καταρρέουν.

Αλλά γιατί η Σκοτεινή Ύλη πρέπει να είναι σε συμπαγή μορφή;

Τελευταία, μερικοί επιστήμονες λένε ότι η σκοτεινή ύλη μπορεί εξίσου να υπάρχει και στη μορφή των νηματοειδών δομών. Οπότε σε αυτή την περίπτωση τα πρώτα αστέρια θα είχαν σχηματιστεί ως μακριές ίνες παρά σαν μεγάλες σφαίρες, όπως στην πρώτη θεωρία.

Σύμφωνα με την πρώτη θεωρία τα πρώτα άστρα στον Κόσμο σχηματίστηκαν όταν το χημικά πρωτόγονο αέριο υδρογόνο θερμάνθηκε καθώς έπιπτε μέσα σε πηγάδια δυναμικού της σκοτεινής ύλης. Ακολούθως το αέριο ψύχεται ακτινοβολώντας λόγω του σχηματισμού του μοριακού υδρογόνου, και αποκτά μια ιδιο-βαρύτητα. Αν τώρα η Σκοτεινή Ύλη έχει μια δομή μικρής κλίμακας τότε τα πρώτα αστέρια διαμορφώνονται σε ίνες μήκους της τάξεως των 3 kpc, και βαρυονική μάζα ίση με 10 εκατομμύρια ηλιακές μάζες. Το μοντέλο αυτό ισχύει για το μοντέλο της θερμής σκοτεινής ύλης.

Ο τεμαχισμός των ινών σχηματίζει αστέρες με ένα εύρος μαζών, που μπορεί να εξηγήσει πολύ καλά τις ποσότητες των στοιχείων που παρατηρούμε σήμερα σε άστρα εξαιρετικά πτωχά σε μέταλλα. Ενώ ο συνασπισμός από τμήματα αυτών ινών και άστρων μαζί, κατά τη διάρκεια της τελευταίας κατάρρευσης της ίνας, μπορεί να "σπείρει" τις υπερ-βαρείες μαύρες τρύπες που κρύβονται στα κέντρα των περισσότερων μεγάλων Γαλαξιών.

Όσο για την εποχή εκείνη οι επιστήμονες πιστεύουν ότι πέρασαν τουλάχιστον 200 εκατομμύρια έτη μετά το Big Bang για να δημιουργηθούν τα πρώτα άστρα και να τερματιστεί έτσι το απόλυτο σκότος ή ο Κοσμικός Μεσαίωνας που επικρατούσε στο Σύμπαν. Επίσης, θεωρείται ότι τα άστρα αυτά ανήκουν στον Πληθυσμό III, μια Αστρική Κλάση, που σχηματίστηκαν πριν από όλα τα άλλα και περιέχουν μόνο υδρογόνο και ήλιο. Ο Πληθυσμός I και II αναφέρεται σε άστρα, που βλέπουμε σήμερα στον ουρανό και ονομάστηκαν έτσι από τη σειρά της ανακάλυψης τους.

Υπάρχει ένα μεγάλο ερώτημα στην Αστρονομία σήμερα. Ποιά δημιουργήθηκαν πρώτα, οι Αστέρες ή οι Γαλαξίες;

Μερικοί μπορούν να αναρωτηθούν πώς είναι δυνατόν οι Γαλαξίες, που αποτελούνται από άστρα, να μπορούσαν ενδεχομένως να προηγηθούν των άστρων. Φαίνεται ως παράδοξο, αλλά δεν είναι. Οι πρώτοι Γαλαξίες μπορεί να έχουν διαμορφωθεί ως μεγάλες δίνες του αερίου από τις οποίες συμπυκνώθηκαν οι Αστέρες. Ή ίσως οι αστέρες να σχηματίστηκαν πρώτα, και συσσωρεύτηκαν αργότερα ως Γαλαξίες.

Η σημαντική αυτή ερώτηση περιμένει ακόμα την απάντηση της.

Οι πρώτες νηματοειδείς δομές στο Σύμπαν σύμφωνα με προσομοιώσεις

Οι επιστήμονες είναι αδύνατον να δουν σήμερα τα πρώτα άστρα γιατί η διάρκεια της ζωής τους ήταν πολύ σύντομη, μόλις λίγα εκατομμύρια χρόνια. Όμως κατάφεραν με προσομοιώσεις σε υπερυπολογιστές να μελετήσουν το σχηματισμό της πρώτης γενεάς των άστρων. Οι προσομοιώσεις αυτές μοντελοποιούν τις διάφορες φυσικές διαδικασίες, όπως είναι οι χημικές αντιδράσεις και η μεταφορά ακτινοβολίας που είναι απαραίτητες για να ακολουθήσει η εξέλιξη ενός αρχέγονου αερίου, καθώς επίσης και τη δυναμική της βαρύτητας που κυριαρχείται από τη σκοτεινή ύλη.

Τα υπολογιστικά μοντέλα όμως δείχνουν ότι υπάρχει μια σύνδεση μεταξύ των δομών, που υποτίθεται πως οδήγησαν στα πρώτα αστέρια, και της θερμοκρασίας ή του είδους της σκοτεινής ύλης. Έτσι, βρέθηκε για πρώτη φορά ότι η φύση της σκοτεινής ύλης είναι κρίσιμη και για τη φύση των πρώτων αστεριών.

Αν η σκοτεινή ύλη είναι ψυχρή τότε τα σωματίδια της κινούνται πολύ αργά και οι αστρικές δομές που σχηματίζονται είναι μεγάλες, περίπου, 100 ηλιακές μάζες οπότε επειδή καίνε με τρομερό ρυθμό τα καύσιμα τους, έσβησαν πολύ γρήγορα μέσα σε μια μεγαλειώδη υπερκαινοφανή έκρηξη, και φυσικά δεν επιζεί κανένα τέτοιο άστρο μέχρι την Σύγχρονη Εποχή.

Αν όμως είναι θερμή η Σκοτεινή Ύλη τότε τα σωματίδια της κινούνται ταχύτατα και τα πρώτα άστρα διαμορφώνονται σε πολύ μακριές, λεπτές ίνες ύλης. Οι νηματοειδείς αυτές δομές έχουν μήκος περίπου το 1/4 του μήκους του Τοπικού Γαλαξία και περιέχουν τόση ύλη και αέριο όσο 10 εκατομμύρια Ήλιοι, και έτσι η ύλη αυτή αρκεί να σχηματιστούν πολλά Άστρα.

Ενώ τα πρώτα άστρα θεωρούνται ότι ήταν πολύ βαριά, κάποια από τα πρώτα άστρα που σχηματίστηκαν μέσα σε αυτές τις νηματοειδείς δομές (με το μοντέλο μιας θερμής σκοτεινής ύλης) μπορεί να είχαν μια σχετικά μικρή μάζα και μεγάλη διάρκεια ζωής. Οπότε όπως νομίζουν ορισμένοι αστροφυσικοί είναι δυνατόν να επιζούν και μέχρι την Σύγχρονη Εποχή.

Η γέννηση ενός πρωτο-άστρουEdit

Μόλις άρχισαν να σχηματίζονται ουδέτερα άτομα υδρογόνου σε ορισμένες περιπτώσεις δημιουργήθηκαν συσσωματώματα που απετέλεσαν τα σημεία συσσώρευσης σκοτεινής και κανονικής ύλης. Λειτούργησαν δηλαδή ως θεμέλιοι λίθοι για τη δημιουργία κοσμικών αντικειμένων. Οι αρχικές αυτές αναταράξεις στην ομοιόμορφη κατανομή των υλικών σωματιδίων σταδιακά εξελίχθηκαν σε νέφη αερίων, που όπως είδαμε πριν, δημιουργώντας ένα χωροδικτύωμα από νημάτια στον χώρο των οποίων συνέχισε να εισρέει αέριο. Μετά τη συγκέντρωση αρκετά μεγάλης μάζας στις περιοχές αυτές, τα νέφη άρχισαν να υφίστανται συστολή λόγω της εσωτερικής τους βαρύτητας με αποτέλεσμα την αύξηση της θερμοκρασίας τους σε τιμές μεγαλύτερες των 1.000 βαθμών Κέλβιν.

Ένας μικρός αριθμός ατόμων υδρογόνου άρχισαν να συνδυάζονται δημιουργώντας μόρια υδρογόνου, μια διαδικασία ιδιαίτερα σημαντική καθώς συνετέλεσε αποφασιστικά στη δημιουργία κατάλληλων συνθηκών για την εξέλιξη των φυσικών αυτών συστημάτων σε άστρα. Χαρακτηριστικό των μορίων του υδρογόνου αποτελεί η δυνατότητα που έχουν να εκπέμπουν υπέρυθρη ακτινοβολία (μετά την κατάλληλη διέγερση τους), με αποτέλεσμα να συμβάλλουν στην ψύξη του χώρου στον οποίο βρίσκονται.

Οι φυσικές διαδικασίες που οδηγούν στη μορφοποίηση ενός άστρου βασίζονται σε μια ευαίσθητη ισορροπία ανάμεσα στη βαρυτική αλληλεπίδραση που οδηγεί τη μάζα από την οποία θα δημιουργηθεί το άστρο σε βαρυτική κατάρρευση και στην πίεση της ακτινοβολίας που παράγεται από την ολοένα και πιο θερμή ύλη η οποία έχει την τάση να αποτρέψει τη διαδικασία της κατάρρευσης.

Η παρουσία των μορίων υδρογόνου και η δυνατότητα που προσφέρουν για απαγωγή ενέργειας μέσω της εκπομπής υπέρυθρης ακτινοβολίας, επέτρεψαν την περαιτέρω βαρυτική κατάρρευση των νεφών για τη δημιουργία των πρώτων άστρων. Η διαδικασία της ψύξης, όμως, είχε και άλλο ένα καίριο αποτέλεσμα: τον διαχωρισμό της κανονικής ύλης από τη Σκοτεινή Ύλη.

Καθώς για τη σκοτεινή ύλη δεν υπήρχε κάποιος μηχανισμός ακτινοβολίας ενέργειας όπως η υπέρυθρη ακτινοβολία από τα μόρια του υδρογόνου για την κανονική ύλη, δεν μπόρεσε να συμπτυχθεί περισσότερο και παρέμεινε διεσπαρμένη σε όλο τον όγκο των νεφών της εποχής. Σε αντίθεση, η κανονική ύλη που βρισκόταν στα πυκνότερα σημεία των νεφών συμπυκνώθηκε τελικά σε τέτοιο βαθμό που επέτρεψε την έναρξη πυρηνικών αντιδράσεων σύντηξης των πυρήνων των αερίων που την αποτελούσαν. Τα πρώτα άστρα είχαν μόλις γεννηθεί.

Στο πρώιμο σύμπαν οι όγκοι των αερίων από τους οποίους προέκυψαν τα πρώτα άστρα ήταν κατά πολύ θερμότεροι από τους σημερινούς. Επίσης, θα έπρεπε να είναι και πολύ μεγαλύτεροι έτσι ώστε η βαρύτητα να μπορέσει να υπερνικήσει την εσωτερική πίεση του θερμότερου αερίου. Για τους παραπάνω λόγους πιστεύεται πως οι όγκοι αερίων από τους οποίους προέκυψαν τα πρώτα άστρα είχαν μάζα αρκετές εκατοντάδες φορές μεγαλύτερη από τη μάζα του ήλιου.

Σε όλα τα μοντέλα της προσομοίωσης φαίνεται πως τα πρώτα άστρα χαρακτηρίζονται από πολύ μεγάλη μάζα και φωτεινότητα. Οι εκτιμήσεις για το άνω όριο της μάζας των πρώτων άστρων κυμαίνονται από 300 έως 1000 ηλιακές μάζες ενώ η φωτεινότητα τους θα μπορούσε να είναι μέχρι και μερικά εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από την ηλιακή.

Δεξιά: Η πρωτοποριακή προσομοίωση μπορεί να παρακολουθήσει τη βαρυτική κατάρρευση ενός πρώτου αντικειμένου.

Η εικόνα παρουσιάζει την κατανομή του αερίου γύρω από ένα πρόσφατα σχηματισμένο πρωτο-αστέρι. Η προσομοίωση μπορεί να εμφανίσει τις δομές ακόμη και στην κλίμακα της μιας αστρονομικής μονάδας, όπως φαίνεται κάτω αριστερά.

Η εξέλιξη του προ-αστρικού νέφους του αερίου παρακολουθήθηκε μέσω της προσομοίωσης για πρώτη φορά μέχρι το προχωρημένο στάδιο του σχηματισμού ενός πρωτο-άστρου.

Ο κεντρικός πρωτο-αστρικός "σπόρος" αυξάνει πολύ γρήγορα το περιβάλλον αέριο. Στην τελική του μορφή το άστρο θα έχει 100 ηλιακές μάζες.

Το πρώτο φως των πρωτο άστρων

Μόλις δημιουργήθηκαν αυτά τα αρχέγονα άστρα το φως τους τερμάτισε και τον Κοσμικό Μεσαίωνα, μια σκοτεινή εποχή.

Οι πρόσφατες θεωρητικές μελέτες και οι προσομοιώσεις σε υπερυπολογιστές προτείνουν ότι τα πρώτα άστρα ήταν αρκετά βαριά, με τη μάζα τους να κυμαίνεται από μερικές δεκάδες έως εκατοντάδες ηλιακές μάζες. Τέτοια βαριά άστρα εκπέμπουν φωτόνια υψηλής ενέργειας που είναι σε θέση να ιονίσουν το υδρογόνο και το ήλιο στο περιβάλλον διαστρικό μέσο, διαμορφώνοντας τις περιοχές HII. (Το HII σημαίνει ιονισμένο υδρογόνο.). Συγχρόνως, τα πρώτα άστρα θερμαίνουν επίσης το σύμπαν για πρώτη φορά μετά από το Big Bang.

Τα πρώτα άστρα ήταν πολύ βαριά (η θεωρία προβλέπει ότι ήσαν 30 έως και 300 φορές πιο βαριά από τον ήλιο μας) και εκατομμύρια φορές πιο φωτεινά, ενώ έζησαν λίγα εκατομμύρια μόνο χρόνια. Η υπεριώδης ακτινοβολία τους όμως διέσπασε τα άτομα του υδρογόνου πάλι σε ηλεκτρόνια και πρωτόνια (δηλαδή τα ιόνισε ξανά). Οι παρατηρήσεις των μακρινών κβάζαρ δείχνουν ότι αυτό συνέβη όταν το σύμπαν ήταν ηλικίας σχεδόν ενός δισεκατομμυρίων ετών.

Αριστερά: Η εκόνα δείχνει πώς ένα βαρύ άστρο στο πρώιμο σύμπαν ιονίζει και θερμαίνει το περιβάλλον αέριο. Τα βαριά άστρα ζουν πολύ λίγο, μερικά εκατομμύρια χρόνια. Η κάτω αριστερή εικόνα παρουσιάζει την έκταση της περιοχής HII, όταν το κεντρικό αστέρι τελειώνει τη ζωή του.

Οι πρώτες εκρήξεις υπερκαινοφανών Edit

Τα πρώτα άστρα θεωρούνται επίσης σαν η πρώτη πηγή των βαρέων στοιχείων (βαρύτερα από το λίθιο) στο σύμπαν. Τα βαριά στοιχεία πρέπει να έχουν επεξεργαστεί στο εσωτερικό των μεγάλων άστρων και να έχουν αποβληθεί στο διαστρικό μέσο με τις υπερκαινοφανείς εκρήξεις, για να επιτρέψουν το σχηματισμό των σημερινών αστρικών πληθυσμών, πλούσιων σε βαριά στοιχεία.

Οι σουπερνόβες ελευθερώνουν τεράστια ενέργεια αλλά και βαριά στοιχεία που συνέθεσαν, όπως είναι το πυρίτιο, το οξυγόνο, και ο σίδηρος. Χωρίς αυτά τα στοιχεία, ο ήλιος, η γη, και τελικά εμείς οι ίδιοι δεν θα μπορούσαν να υπάρχουν.

Δεξιά Η εικόνα παρουσιάζει την διαστολή ενός κατά προσέγγιση σφαιρικού εκρηκτικού κύματος που παράγεται από την έκρηξη του πρώτου υπερκαινοφανούς. Επεκτείνεται με μια ταχύτητα 100-1000 km/sec Αυτές οι ενεργητικές εκρήξεις εμφανίστηκαν σε διάφορες θέσεις στην πρώιμη εποχή του σύμπαντος, σπέρνοντας γρήγορα τον Κόσμο με τις ουσίες της ζωής.

Οι τρεις πληθυσμοί των άστρωνEdit

Κατά τη διάρκεια των συσκοτίσεων στο Λος Άντζελες την περίοδο του Β! Παγκόσμιου Πολέμου, ο Γερμανός αστρονόμος και μετανάστης Walter Baade, χρησιμοποιώντας το παρατηρητήριο του όρους Wilson, έκανε μια μεγάλη ανακάλυψη. Παρατηρώντας με λεπτομέρεια τον γαλαξία της Ανδρομέδας (Μ31), ταυτοποίησε δύο βασικά είδη άστρων: τα κυανά και νέα σε ηλικία άστρα στο επίπεδο του δίσκου του Γαλαξία, και τα κόκκινα μεγαλύτερης ηλικίας άστρα στον κεντρικό όγκο του. Ο Baade χαρακτήρισε τα πρώτα ως άστρα πληθυσμού II (Polpulation II ή Ρορ II) και τα δεύτερα ως άστρα πληθυσμού Ι (Ρορ Ι).

Οι αστρονόμοι αντιλήφθηκαν αργότερα πως οι διαφοροποιήσεις αυτές σχετίζονται με τη βαθμιαία συσσώρευση βαρέων στοιχείων κατά την εξελικτική πορεία του Σύμπαντος. Τα άστρα Ρορ II πρακτικά άρχισαν να μορφοποιούνται πριν τα άστρα Ρορ Ι από νέφη τα οποία δεν είχαν ακόμα εμπλουτιστεί σε μεγάλο βαθμό από στοιχεία βαρύτερα από το ήλιο καθώς αυτά δεν υπήρχαν ακόμα σε μεγάλες ποσότητες στο Σύμπαν. Σε αντίθεση, τα άστρα Ρορ Ι, στα οποία συγκαταλέγεται και ο ήλιος, μορφοποιήθηκαν από νέφη πλούσια σε βαριά στοιχεία. Σταδιακά όμως έγινε μια σημαντική διαπίστωση. Τα άστρα Ρορ II παρόλο που παρουσιάζουν «έλλειψη» σε βαριά στοιχεία, περιέχουν μικρές ποσότητες από αυτά.

Η ύλη από την οποία δημιουργήθηκαν στο πρώιμο Σύμπαν τα πρώτα άστρα δεν υπήρχε ούτε ίχνος από βαριά στοιχεία. Κατ' επέκταση θα πρέπει να υπήρχε και ένα ακόμα είδος αστρικού πληθυσμού το οποίο μορφοποιήθηκε στα αρχικά στάδια της αστρογένεσης χωρίς καθόλου βαριά στοιχεία. Στις αρχές τις δεκαετίας 1980 - 1990 ο αστρονόμος Howard Bond, με την υποστήριξη και άλλων ερευνητών, χαρακτήρισε τα άστρα της πρώτης γενιάς ως άστρα πληθυσμού III (Ρορ III).

ΥποσημειώσειςEdit

Εσωτερική ΑρθρογραφίαEdit

ΒιβλιογραφίαEdit

  • Astrophysical Journal
  • Περισκόπιο Επιστήμης

ΙστογραφίαEdit


Ikl Κίνδυνοι ΧρήσηςIkl

Αν και θα βρείτε εξακριβωμένες πληροφορίες
σε αυτήν την εγκυκλοπαίδεια
ωστόσο, παρακαλούμε να λάβετε σοβαρά υπ' όψη ότι
η "Sciencepedia" δεν μπορεί να εγγυηθεί, από καμιά άποψη,
την εγκυρότητα των πληροφοριών που περιλαμβάνει.

"Οι πληροφορίες αυτές μπορεί πρόσφατα
να έχουν αλλοιωθεί, βανδαλισθεί ή μεταβληθεί από κάποιο άτομο,
η άποψη του οποίου δεν συνάδει με το "επίπεδο γνώσης"
του ιδιαίτερου γνωστικού τομέα που σας ενδιαφέρει."

Πρέπει να λάβετε υπ' όψη ότι
όλα τα άρθρα μπορεί να είναι ακριβή, γενικώς,
και για μακρά χρονική περίοδο,
αλλά να υποστούν κάποιο βανδαλισμό ή ακατάλληλη επεξεργασία,
ελάχιστο χρονικό διάστημα, πριν τα δείτε.



Επίσης,
Οι διάφοροι "Εξωτερικοί Σύνδεσμοι (Links)"
(όχι μόνον, της Sciencepedia
αλλά και κάθε διαδικτυακού ιστότοπου (ή αλλιώς site)),
αν και άκρως απαραίτητοι,
είναι αδύνατον να ελεγχθούν
(λόγω της ρευστής φύσης του Web),
και επομένως είναι ενδεχόμενο να οδηγήσουν
σε παραπλανητικό, κακόβουλο ή άσεμνο περιεχόμενο.
Ο αναγνώστης πρέπει να είναι
εξαιρετικά προσεκτικός όταν τους χρησιμοποιεί.

- Μην κάνετε χρήση του περιεχομένου της παρούσας εγκυκλοπαίδειας
αν διαφωνείτε με όσα αναγράφονται σε αυτήν

IonnKorr-System-00-goog



>>Διαμαρτυρία προς την wikia<<

- Όχι, στις διαφημίσεις που περιέχουν απαράδεκτο περιεχόμενο (άσεμνες εικόνες, ροζ αγγελίες κλπ.)


Community content is available under CC-BY-SA unless otherwise noted.