cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Σφαιρωτό σμήνος
Παρότι φαίνεται ότι τα σφαιρωτά σμήνη περιέχουν κάποιους από τους αρχαιότερους αστέρες στο Σύμπαν, η προέλευση και ο ρόλος τους στη γαλαξιακή εξέλιξη δεν έχουν ακόμη ξεκαθαριστεί. Τα σφαιρωτά σμήνη είναι πολύ διαφορετικά από τους νάνους ελλειπτικούς γαλαξίες και δημιουργήθηκαν ως μέρος της δημιουργίας αστέρων του μητρικού τους γαλαξία, όχι ως ξεχωριστός μικρός γαλαξίας. Ωστόσο, πρόσφατες εικασίες κάποιων αστρονόμων θέλουν τα σφαιρωτά σμήνη και τους νάνους σφαιροειδείς γαλαξίες συγγενικούς τύπους αστρικών σχηματισμών.
Ιστορία παρατηρήσεων
Το πρώτο σφαιρωτό σμήνος, που ανακαλύφθηκε ήταν το M22. Η ανακάλυψή του έγινε το 1665 από τον Γερμανό ερασιτέχνη αστρονόμο Άμπραχαμ Ίχλε (Abraham Ihle). Ωστόσο, εξαιτίας των μικρών διαμετρημάτων των τηλεσκοπίων της εποχής, οι αστέρες των σφαιρωτών σμηνών δεν ξεχώριζαν, μέχρι που ο Σαρλ Μεσιέ παρατήρησε το M4. Τα πρώτα 8 σφαιρωτά σμήνη που ανακαλύφθηκαν παρατίθενται στον πίνακα. Μεταγενέστερα, ο ντε Λακάιγ ανέφερε τα 47 Τουκάνας, NGC 4833, M55, M69 και NGC 6397 στον κατάλογό του το 1751-1752. Το γράμμα M πριν από αριθμό σημαίνει ότι ο τελευταίος είναι ο αύξοντας αριθμός του σμήνους στον κατάλογο του Σαρλ Μεσιέ, ενώ τα αρχικά NGC παραπέμπουν στον New General Catalogue του Ντρέγιερ.
Ο Ουίλιαμ Χέρσελ άρχισε μία επισκόπηση του ουρανού με μεγαλύτερα τηλεσκόπια το 1782 και μπόρεσε να διακρίνει ξεχωριστούς αστέρες και στα 33 τότε γνωστά σφαιρωτά σμήνη, ενώ ανακάλυψε και 37 νέα τέτοια σμήνη. Στον κατάλογό του το 1789 υπήρξε ο πρώτος που χρησιμοποίησε τον όρο «σφαιρωτό σμήνος» (globular cluster) για την περιγραφή τους.
Ο αριθμός των σφαιρωτών σμηνών που είχαν ανακαλυφθεί συνέχισε να αυξάνεται, φθάνοντας τα 83 το 1915, τα 93 το 1930 και τα 97 το 1947. Μέχρι σήμερα έχουν ανακαλυφθεί 152 σφαιρωτά σμήνη στον Γαλαξία μας, ο οποίος εκτιμάται ότι πρέπει να έχει συνολικά 180 ± 20. Οι λίγες δεκάδες σμήνη που παραμένουν άγνωστα πιστεύεται ότι κρύβονται πίσω από το αέριο και τη σκόνη του Γαλαξία.
Το 1914 ο Αμερικανός αστρονόμος Χάρλοου Σάπλεϋ άρχισε μία συστηματική μελέτη των σφαιρωτών σμηνών που απέληξε σε περίπου 40 επιστημονικές δημοσιεύσεις. Εξέτασε τους μεταβλητούς αστέρες τύπου RR Λύρας στα σφαιρωτά σμήνη, αυτούς τους «μίνι-κηφείδες» τους οποίους θεώρησε κλασικούς κηφείδες, και χρησιμοποίησε τη σχέση περιόδου-λαμπρότητας για εκτιμήσεις των αποστάσεων των σμηνών στα οποία ανήκαν. Αργότερα ωστόσο ανακαλύφθηκε ότι οι μεταβλητοί τύπου RR Λύρας είναι αμυδρότεροι από τους κηφείδες, πράγμα που είχε οδηγήσει τον Σάπλεϋ στο να υπερεκτιμήσει τις αποστάσεις.
Από τα σφαιρωτά σμήνη του Γαλαξία μας η μεγάλη πλειονότητα βρίσκεται προς την πλευρά του γαλαξιακού πυρήνα, όπως φαίνονται από τη Γη. Το 1918 αυτή η έντονη ασυμμετρία στην κατανομή τους χρησιμοποιήθηκε από τον Σάπλεϋ για μία εκτίμηση των διαστάσεων του Γαλαξία: Υποθέτοντας μία περίπου σφαιρική κατανομή των σφαιρωτών σμηνών γύρω από το κέντρο του Γαλαξία, προσδιόρισε τη θέση μας σε σχέση με το γαλαξιακό κέντρο. Παρότι η εκτίμησή του ήταν αρκετά ανακριβής, απέδειξε ορθώς ότι οι διαστάσεις του Γαλαξία μας ήταν κατά πολύ μεγαλύτερες από ό,τι νομιζόταν ως τότε. Το σφάλμα στον υπολογισμό του οφειλόταν στο ότι η σκόνη του διαστρικού χώρου του Γαλαξία μείωνε το φως που φθάνει στη Γη από ένα σφαιρωτό σμήνος, κάνοντάς το να «φαίνεται» δύο-τρεις φορές πιο μακρινό.
Οι μετρήσεις αυτές έδειξαν επίσης ότι βρισκόμαστε σχετικώς μακριά από το κέντρο του Γαλαξία, αντίθετα με ό,τι είχε θεωρηθεί με βάση παρατηρήσεις της σχεδόν ομοιόμορφης κατανομής των αστέρων προς όλες τις διευθύνσεις. Στην πραγματικότητα, οι συνηθισμένοι αστέρες βρίσκονται μέσα στον γαλαξιακό δίσκο, με αποτέλεσμα οι πιο μακρινοί να αποκρύπτονται πίσω από το αέριο και τη σκόνη του, ενώ τα σφαιρωτά σμήνη του Γαλαξία μας βρίσκονται έξω από τον δίσκο και μπορούν να γίνουν ορατά (με κάποια μείωση του φωτός τους όπως αναφέρθηκε παραπάνω) σε πολύ μεγαλύτερες αποστάσεις.
Αργότερα, το 1927-1929, ο Σάπλεϋ και η Έλεν Σόγιερ (Helen Sawyer) άρχισαν να ταξινομούν τα σφαιρωτά σμήνη σύμφωνα με τον βαθμό συγκεντρώσεως των αστέρων προς τον πυρήνα. Τα μεγαλύτερης επιφανειακής λαμπρότητας σμήνη με τους πλέον «συνωστισμένους» αστέρες ταξινομήθηκαν ως «τάξης Ι», με διαδοχικούς βαθμούς αραιώσεως μέχρι την τάξη XII ή 12. Αυτή είναι η Τάξη συγκεντρώσεως κατά Σάπλεϋ-Σόγιερ (Shapley–Sawyer Concentration Class), που χρησιμοποιείται μέχρι σήμερα.
Σύσταση
Τα σφαιρωτά σμήνη συνήθως αποτελούνται από μερικές εκατοντάδες χιλιάδες ως 2 εκατομμύρια αστέρες μεγάλης ηλικίας και χαμηλής περιεκτικότητας σε μέταλλα. Ο τύπος αστέρων που παρατηρούμε σε ένα σφαιρωτό σμήνος είναι παρόμοιος με εκείνο του κεντρικού εξογκώματος του Γαλαξία μας ή άλλου σπειροειδούς γαλαξία, αλλά στο σμήνος συνωστίζονται σε ένα όγκο της τάξεως των εκατό κυβικών ετών φωτός, χωρίς ενδιάμεσο αέριο και σκόνη: υποτίθεται ότι όλη η διαστρική ύλη έχει μετατραπεί σε αστέρες εδώ και πολλά εκατομμύρια χρόνια.
Στα σφαιρωτά σμήνη η αριθμητική πυκνότητα αστέρων μπορεί να είναι μεγαλύτερη από οπουδήποτε αλλού στο Σύμπαν: κατά μέσο όρο στην περιφέρεια είναι 14 αστέρες ανά κυβικό έτος φωτός, αλλά στην κεντρική περιοχή αυτή η πυκνότητα αυξάνεται σε 4.000 ως 35.000 αστέρες ανά κυβικό έτος φωτός. Τέτοια περιβάλλοντα δεν θεωρούνται ευνοϊκά για την ύπαρξη σταθερών πλανητικών συστημάτων. Οι τροχιές πλανητών θα είναι δυναμικά ασταθείς στην κεντρική περιοχή ενός πυκνού σφαιρωτού σμήνους εξαιτίας των βαρυτικών διαταραχών από την κοντινή διέλευση άλλων αστέρων. Ένας πλανήτης σε τροχιά των διαστάσεων της γήινης τροχιάς γύρω από κάποιο αστέρα στον πυρήνα ενός σμήνους όπως το 47 Τουκάνας θα έμενε στην τροχιά του για περίπου 108 έτη. Υπάρχει ένα πλανητικό σύστημα γύρω από ένα πάλσαρ (τον PSR B1620−26 με τον πλανήτη PSR B1620-26 b σε τροχιά) που ανήκει στο σφαιρωτό σμήνος M4 στον Σκορπιό, αλλά αυτοί οι πλανήτες σχηματίζονται πιθανότατα μετά το γεγονός που δημιούργησε τον πάλσαρ.
Σε πολλά σφαιρωτά σμήνη οι περισσότεροι αστέρες βρίσκονται στο ίδιο περίπου στάδιο αστρικής εξελίξεως, υποδεικνύοντας ότι γεννήθηκαν περίπου την ίδια εποχή. Ωστόσο, η αστρική γένεση έχει διαφορετική ιστορία από σμήνος σε σμήνος: ορισμένα σμήνη παρουσιάζουν διακριτούς αστρικούς πληθυσμούς, όπως τα σφαιρωτά σμήνη στο Μέγα Νέφος του Μαγγελάνου (LMC), στα οποία παρατηρούνται δύο πληθυσμοί. Πριν από εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια, τα σφαιρωτά σμήνη του LMC ίσως να συνάντησαν γιγάντια μοριακά νέφη που πυροδότησαν ένα δεύτερο γύρο σχηματισμού αστέρων. Δεν είναι γνωστό κάποιο σφαιρωτό σμήνος που να παρουσιάζει ενεργό σχηματισμό αστέρων, πράγμα που συμφωνεί με την άποψη ότι τα σφαιρωτά σμήνη είναι τα παλαιότερα αντικείμενα στον Γαλαξία, από τις πρώτες συγκεντρώσεις αστέρων που σχηματίσθηκαν. Πολύ μεγάλες περιοχές σχηματισμού νέων αστέρων που είναι γνωστές ως αστρικά υπερσμήνη, όπως το Westerlund 1 στον Γαλαξία, ίσως να είναι πρόδρομοι σφαιρωτών σμηνών.
Ορισμένα σφαιρωτά σμήνη, όπως το Ωμέγα Κενταύρου στον Γαλαξία μας και το G1 στον Γαλαξία της Ανδρομέδας, έχουν εξαιρετικά μεγάλη μάζα, ίση με πολλά εκατομμύρια ηλιακές μάζες και διακριτούς αστρικούς πληθυσμούς. Αμφότερα μπορούν να θεωρηθούν ως μία ένδειξη ότι τα μεγαλύτερα σφαιρωτά σμήνη αποτελούν στην πραγματικότητα τους πυρήνες νάνων γαλαξιών που «απορροφώνται» από μεγαλύτερους γαλαξίες. Περί το 1/4 των σφαιρωτών σμηνών του Γαλαξία μας ίσως να έχουν «προσαρτηθεί» από τον Γαλαξία μαζί με τους περιβάλλοντες αυτά νάνους γαλαξίες.
Αρκετά σφαιρωτά σμήνη, όπως το M15, διαθέτουν πυρήνες πολύ μεγάλης μάζας που ίσως να φιλοξενούν μαύρες τρύπες, παρότι προσομοιώσεις σε υπολογιστές υποδεικνύουν ότι μία μαύρη τρύπα, μία κεντρική συγκέντρωση αστέρων νετρονίων ή περισσότερων λευκών νάνων μπορούν να εξηγήσουν τις παρατηρήσεις εξίσου καλά.
Περιεκτικότητα σε μέταλλα
Τα σφαιρωτά σμήνη κανονικά αποτελούνται από αστέρες του αστρικού πληθυσμού ΙΙ, δηλαδή σώματα μεγάλης ηλικίας με πολύ χαμηλή περιεκτικότητα σε «μέταλλα», δηλαδή στοιχεία άλλα εκτός του υδρογόνου και του ηλίου, σε σύγκριση με αστέρες του πληθυσμού ΙΙ όπως είναι ο Ήλιος. Αυτά τα βαρύτερα στοιχεία παράγονται μόνο στο εσωτερικό των αστέρων και ανακυκλώνονται μετά τον θάνατό τους στη διάχυτη διαστρική ύλη, από την οποία παράγονται νέες γενεές αστέρων εμπλουτισμένες πλέον σε αυτά. Επομένως η περιεκτικότητα σε μέταλλα είναι μία ένδειξη της ηλικίας ενός αστέρα, με τους γηραιότερους αστέρες να έχουν πολύ μικρές τέτοιες περιεκτικότητες.
Ο Ολλανδός αστρονόμος Pieter Oosterhoff πρόσεξε ότι υπάρχουν δύο πληθυσμοί σφαιρωτών σμηνών, που αποκαλούνται από το όνομά του «Ομάδες Oosterhoff». Στα σμήνη της δεύτερης ομάδας ανευρίσκονται μεταβλητοί αστέρες τύπου RR Λύρας με λίγο μεγαλύτερες περιόδους. Αμφότερες οι ομάδες έχουν ασθενείς φασματικές γραμμές μεταλλικών στοιχείων, αλλά οι γραμμές στα σμήνη τύπου Oosterhoff I (OoI) είναι εντονότερες από ό,τι σε αυτά του τύπου II (OoII). Για τον λόγο αυτό, τα σφαιρωτά σμήνη τύπου OoI αναφέρονται ως «πλούσια σε μέταλλα», ενώ τα τύπου OoII αναφέρονται ως «πτωχά σε μέταλλα».
Αμφότεροι οι τύποι έχουν παρατηρηθεί σε πολλούς γαλαξίες, ιδίως σε μεγάλης μάζας ελλειπτικούς, και έχουν την ίδια πολύ μεγάλη ηλικία, συγκρίσιμη με την ηλικία του ίδιου του Σύμπαντος, αλλά διαφέρουν στην περιεκτικότητα σε μέταλλα. Αρκετές θεωρίες έχουν προταθεί για την εξήγηση αυτών των «υποπληθυσμών», όπως βίαιες συγχωνεύσεις γαλαξιών πλούσιων σε αέριο, απορρόφηση νάνων γαλαξιών και πολλαπλές φάσεις αστρικής γενέσεως σε ένα γαλαξία. Στον Γαλαξία μας τα φτωχότερα σε «μέταλλα» σφαιρωτά σμήνη βρίσκονται στη γαλαξιακή άλω, δηλαδή σε μεγάλες αποστάσεις από το κέντρο, ενώ τα σχετικώς πλουσιότερα σε μέταλλα κοντά στο κεντρικό εξόγκωμα.
Στον Γαλαξία μας έχει ανακαλυφθεί ότι η μεγάλη πλειονότητα των φτωχότερων σε μέταλλα σφαιρωτών σμηνών, είναι ευθυγραμμισμένα κατά μήκος ενός επιπέδου στην εξωτερική άλω, γεγονός που υποστηρίζει την άποψη ότι τα σφαιρωτά σμήνη τύπου Oosterhoff II στον Γαλαξία αποσπάσθηκαν από κάποιο γαλαξία-δορυφόρο του δικού μας και δεν αποτελούν τα αρχαιότερα μέλη του συστήματος σφαιρωτών σμηνών του Γαλαξία, όπως αρχικά είχε νομισθεί.
Ασυνήθιστα μέλη
Με δεδομένη τη μεγάλη πυκνότητα σε αστέρες των σφαιρωτών σμηνών, κοντινές αλληλεπιδράσεις και παρά λίγο συγκρούσεις αστέρων μεταξύ τους συμβαίνουν σχετικώς συχνά εκεί. Εξαιτίας αυτών των τυχαίων συναντήσεων, κάποιες «εξωτικές» κατηγορίες αστέρων, όπως οι «κυανοί αποκομμένοι», οι υπερταχείς πάλσαρ και τα διπλά συστήματα ακτίνων Χ είναι πολύ πιο συνηθισμένες στα σφαιρωτά σμήνη. Ένας «κυανός αποκομμένος» δημιουργείται από τη συγχώνευση δύο αστέρων. Ο αστέρας που προκύπτει έχει υψηλότερη επιφανειακή θερμοκρασία από τα παρόμοια άστρα ίσης λαμπρότητας στο σμήνος και έτσι εμφανίζεται «αποκομμένος» από την Κύρια Ακολουθία των αστέρων που δημιουργήθηκαν μαζί με το ίδιο το σμήνος.
right|thumb|Το σφαιρωτό αστρικό σμήνος [[Μεσιέ 15|M15 ίσως να φιλοξενεί μία μαύρη τρύπα μέσης μάζας στο κέντρο του. Εικόνα της NASA]] Οι αστρονόμοι αναζητούν μαύρες τρύπες μέσα σε σφαιρωτά σμήνη από τη δεκαετία του 1970. Χρειάζεται όμως υψηλή διακριτική ικανότητα για αυτή την προσπάθεια και μόνο με το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Χαμπλ έγιναν οι πρώτες σχετικές ανακαλύψεις. Σε ανεξάρτητα προγράμματα μία μαύρη τρύπα μεσαίας μάζας (4.000 ηλιακών μαζών) έχει προταθεί ότι υπάρχει στο σφαιρωτό σμήνος M15 και μία μεγαλύτερη (20.000 ηλιακών μαζών) στο σμήνος Mayall II του Γαλαξία της Ανδρομέδας. Οι εκπομπές τόσο ακτίνων Χ όσο και ραδιοκυμάτων από το Mayall II εμφανίζονται συμβατές με μία μαύρη τρύπα μεσαίας μάζας.
Αυτές οι μαύρες τρύπες παρουσιάζουν ιδιαίτερο ενδιαφέρον επειδή είναι οι πρώτες με μεσαία μάζα που ανακαλύπτονται, ανάμεσα στις μαύρες τρύπες με αστρική μάζα και στις υπερμεγέθεις που βρίσκονται στα κέντρα πολλών γαλαξιών. Στην περίπτωση των μεσαίας μάζας, η μάζα της κάθε μαύρης τρύπας είναι ανάλογη της μάζας του σφαιρωτού σμήνους που τη φιλοξενεί, ακολουθώντας μία παρόμοια σχέση που έχει ανακαλυφθεί ανάμεσα στις υπερμεγέθεις μαύρες τρύπες και στους γαλαξίες που τις περιβάλλουν.
Υπάρχουν αντιρρήσεις στον ισχυρισμό περί υπάρξεως μεσαίας μάζας μελανών οπών στα κέντρα σφαιρωτών σμηνών. Τα πυκνότερα σώματα σε ένα σφαιρωτό σμήνος αναμένεται ότι «μεταναστεύουν» προς το κέντρο του σμήνους, και αυτά θα είναι λευκοί νάνοι και αστέρες νετρονίων σε ένα γηραιό αστρικό πληθυσμό. Καθώς υποδεικνύουν σε δύο εργασίες τους ο H. Baumgardt και συνεργάτες του, ο λόγος μάζας προς λαμπρότητα θα πρέπει να αυξάνεται απότομα προς το κέντρο του σμήνους ακόμη και χωρίς να υπάρχει μαύρη τρύπα, τόσο στο M15 όσο και στο Mayall II.
Διάγραμμα χρώματος-μεγέθους
Το Διάγραμμα Hertzsprung-Russell (διάγραμμα HR) παρέχει μία μέθοδο για τον υπολογισμό των αποστάσεων των σφαιρωτών σμηνών. Επειδή όλοι οι αστέρες ενός σμήνους απέχουν περίπου το ίδιο από τη Γη, τα απόλυτα μεγέθη τους διαφέρουν από τα φαινόμενα μεγέθη τους κατά το ίδιο ποσό. Οι αστέρες της Κύριας Ακολουθίας στο σμήνος θα βρίσκονται πάνω στην ίδια γραμμή με τους αντίστοιχους αστέρες στη γειτονιά μας. Η ακρίβεια αυτής της παραδοχής επιβεβαιώνεται από αποτελέσματα συγκρίσεων των μεγεθών κοντινών παλλόμενων μεταβλητών τύπου RR Λύρας και κηφείδων με αυτά των μεταβλητών σε σφαιρωτά σμήνη. Ταυτίζοντας λοιπόν τις συγκεντρώσεις της Κύριας Ακολουθίας στο διάγραμμα HR μπορούμε να προσδιορίσουμε το απόλυτο μέγεθος αστέρων της Κύριας Ακολουθίας στο σφαιρωτό σμήνος. Αυτό με τη σειρά του δίνει μία εκτίμηση για την απόσταση του σμήνους, βασισμένη στο φαινόμενο μέγεθος των αστέρων του.
Στο διάγραμμα HR ενός σφαιρωτού σμήνους συνήθως σχεδόν όλοι οι αστέρες «πέφτουν πάνω» σε μία καλά διαμορφωμένη καμπύλη. Αυτό διαφέρει από το αντίστοιχο διάγραμμα αστέρων στη γειτονιά του Ηλίου, στο οποίο μετέχουν αστέρες διαφορετικών ηλικιών και προελεύσεων. Το σχήμα της καμπύλης για ένα σφαιρωτό σμήνος είναι χαρακτηριστικό μιας ομάδας αστέρων που γεννήθηκαν περίπου την ίδια εποχή και από το ίδιο υλικό, και που διαφέρουν μόνο στην αρχική τους μάζα. Καθώς η θέση του κάθε αστέρα στο διάγραμμα αλλάζει με την αύξηση της ηλικίας του, το σχήμα της καμπύλης για κάποιο σφαιρωτό σμήνος μπορεί να χρησιμοποιηθεί για τον υπολογισμό της ηλικίας του αστρικού του πληθυσμού.
Επιπροσθέτως, τα σφαιρωτά σμήνη μπορούν να χρονολογηθούν από τις θερμοκρασίες των ψυχρότερων λευκών νάνων. Τυπικές ηλικίες σφαιρωτών σμηνών είναι από 5 ως 12,7 δισεκατομμύρια έτη, σε αντίθεση με τις ηλικίες των ανοικτών σμηνών, που μετριούνται σε δεκάδες εκατομμύρια έτη.
Οι ηλικίες των σφαιρωτών σμηνών θέτουν κάτω όρια στην ηλικία του ίδιου του Σύμπαντος, μία σημαντική περιοριστική συνθήκη στην κοσμολογία, αφού το Σύμπαν δεν ήταν δυνατόν να είναι νεότερο από τα παλαιότερα σφαιρωτά του σμήνη. Κατά τα έτη 1990-1995 οι αστρονόμοι βρέθηκαν πραγματικά μπροστά σε αυτή την αντίφαση με βάση τις τότε εκτιμήσεις για την ηλικία σφαιρωτών σμηνών και του Σύμπαντος. Ωστόσο, βελτιωμένες μετρήσεις των κοσμολογικών παραμέτρων από επισκοπήσεις του ουρανού και από δορυφόρους όπως ο COBE έχουν διευθετήσει το θέμα.
Οι εξελικτικές μελέτες σφαιρωτών σμηνών μπορούν να επιλύσουν και θέματα πάνω στην αστρική εξέλιξη γενικότερα, όπως η επίδραση της περιεκτικότητας σε βαρύτερα του ηλίου στοιχεία πάνω στην εξελικτική πορεία στο διάγραμμα HRκαι στην εξέλιξη του Γαλαξία γενικότερα.
Μορφολογία
Σε αντίθεση με τα ανοικτά σμήνη, τα περισσότερα σφαιρωτά παραμένουν συνεκτικά εξαιτίας της βαρύτητάς τους για χρόνο συγκρίσιμο με τη διάρκεια ζωής όλων σχεδόν των αστέρων τους. Μία πιθανή εξαίρεση είναι η περίπτωση ισχυρών παρέλξεων από κοντινές μεγάλες μάζες, οπότε το σμήνος μπορεί να διαλυθεί.
Προς το παρόν ο τρόπος σχηματισμού των σφαιρωτών σμηνών παραμένει αδιευκρίνιστος σε πολλά σημεία του, όπως το εάν οι αστέρες τους δημιουργούνται σε ένα μόνο κύμα αστρικού σχηματισμού ή μέσα σε αρκετές εκατοντάδες εκατομμύρια έτη, χρονικό διάστημα το οποίο είναι σύντομο σε σύγκριση με την ηλικία των σφαιρωτών σμηνών. Οι παρατηρήσεις υποδεικνύουν ότι η πυκνότητα της διαστρικής ύλης πρέπει να είναι μεγαλύτερη για να γεννηθούν αστέρες σε τόσο πυκνή διάταξη, από ό,τι χρειάζεται για τη συνηθισμένη αστρική γένεση. Ο σχηματισμός σφαιρωτών σμηνών πρέπει να κυριαρχεί σε αλληλεπιδρώντες γαλαξίες και σε περιοχές έντονης δραστηριότητας αστρικού σχηματισμού.
Παρά το γεγονός ότι τα σφαιρωτά σμήνη εμφανίζουν σφαιροειδές σχήμα, αυτό μπορεί να αποκλίνει προς το ελλειψοειδές εξαιτίας παλιρροϊκών βαρυτικών δυνάμεων από γειτονικές μεγάλες μάζες. Τα σφαιρωτά σμήνη του Γαλαξία μας και του Γαλαξία της Ανδρομέδας είναι συνήθως ελαφρώς πεπλατυσμένα σφαιροειδή στο σχήμα (μέση εκκεντρότητα 0,07 και 0,09 αντιστοίχως), ενώ αυτά των Νεφών του Μαγγελάνου είναι πιο ελλειψοειδή (εκκεντρότητες 0,16 και 0,19).
Ακτίνες
Οι αστρονόμοι περιγράφουν τη μορφολογία ενός σφαιρωτού σμήνους με τη βοήθεια χαρακτηριστικών ακτίνων. Αυτές είναι η ακτίνα του πυρήνα (core radius, rc), η ακτίνα μισού φωτός (half-light radius, rh) και η παλιρροϊκή ακτίνα (tidal radius, rt). Η συνολική λαμπρότητα ανά μονάδα επιφάνειας του σμήνους μειώνεται συνεχώς καθώς προχωρούμε από τον πυρήνα προς τα έξω. Ως ακτίνα του πυρήνα ορίζεται η απόσταση από το κέντρο στην οποία η επιφανειακή αυτή λαμπρότητα έχει πέσει στο μισό της κεντρικής, ενώ ως ακτίνα μισού φωτός ορίζεται η απόσταση από το κέντρο μέσα από την οποία εκπέμπεται το μισό της συνολικής λαμπρότητας του σμήνους. Η rh είναι συνήθως μεγαλύτερη της ακτίνας του πυρήνα.
Μέσα στην ακτίνα μισού φωτός προσμετρούνται και αστέρες της περιφέρειας του σμήνους που τυχαίνει να βρίσκονται κατά μήκος της διεύθυνσης των παρατηρήσεων. Γι' αυτό οι θεωρητικοί χρησιμοποιούν και την ακτίνα μισής μάζας (half-mass radius, rm), δηλαδή την ακτίνα μέσα στην οποία περιέχεται το μισό της συνολικής μάζας του σμήνους. Αν η ακτίνα μισής μάζας ενός σμήνους είναι μικρή σε σχέση με τις ολικές του διαστάσεις, τότε το σμήνος έχει πυκνό πυρήνα, όπως συμβαίνει στην περίπτωση του Μ3, το οποίο έχει ορατές διαστάσεις που αντιστοιχούν σε φαινόμενη διάμετρο περίπου 18 λεπτών του τόξου και ακτίνα μισής μάζας μόλις 1,12 λεπτό του τόξου.
Διαχωρισμός μαζών και λαμπρότητες
Η καμπύλη λαμπρότητας ενός σφαιρωτού σμήνους ως συνάρτηση της αποστάσεως από το κέντρο δείχνει ότι η επιφανειακή λαμπρότητα αυξάνεται σταθερά καθώς προχωρούμε προς το κέντρο μέχρι μία ορισμένη απόσταση από αυτό, οπότε η καμπύλη γίνεται οριζόντια. Συνήθως αυτή η απόσταση είναι 1 ως 2 παρσέκ από το κέντρο. Ωστόσο, περί το 20% των σφαιρωτών σμηνών έχουν υποστεί αυτό που αποκαλείται «κατάρρευση πυρήνα». Σε αυτές τις περιπτώσεις η αύξηση της επιφανειακής λαμπρότητας συνεχίζεται σταθερά μέχρι το κέντρο. Παράδειγμα σφαιρωτού σμήνους με κατάρρευση πυρήνα είναι το M15.
left|thumb|240px|Το [[47 Τουκάνας είναι το δεύτερο λαμπρότερο σφαιρωτό σμήνος του Γαλαξία μας μετά το Ωμέγα Κενταύρου]] Η κατάρρευση πυρήνα πιστεύεται ότι συμβαίνει όταν οι μεγαλύτερης μάζας αστέρες σε ένα σφαιρωτό σμήνος περνούν πολύ κοντά από αστέρες με μικρότερη μάζα. Ως αποτέλεσμα αυτών των συναντήσεων οι μεγαλύτερης μάζας αστέρες τείνουν να απωλέσουν κινητική ενέργεια, οπότε «εγκαθίστανται» μόνιμα στον πυρήνα του σμήνους. Μετά από δισεκατομμύρια χρόνια αυτή η διαδικασία οδηγεί στη συγκέντρωση των μεγαλύτερης μάζας αστέρων του σμήνους στον πυρήνα του, ένα φαινόμενο που ονομάζεται διαχωρισμός μαζών. Οι μικρότερης μάζας αστέρες αντιθέτως επιταχύνονται από τέτοιες συναντήσεις με βαρύτερους αστέρες, κλέβοντας τους κινητική ενέργεια, οπότε τείνουν να περνούν περισσότερο χρόνο στην περιφέρεια του σμήνους. Το σφαιρωτό σμήνος 47 Τουκάνας, που περιέχει περίπου 1 εκατομμύριο αστέρες, είναι ένα από τα πυκνότερα στο Νότιο Ημισφαίριο και η φωτογραφική του επισκόπηση επέτρεψε στους αστρονόμους να ακολουθήσουν τις κινήσεις των αστέρων του. Ακριβείς ταχύτητες υπολογίσθηκαν για σχεδόν 15.000 αστέρες αυτού του σμήνους.
Τα διαφορετικά στάδια μιας καταρρεύσεως πυρήνα είναι τρία: Κατά την «εφηβεία» ενός σφαιρωτού σμήνους, η διαδικασία αρχίζει με αστέρες κοντά στον πυρήνα, αλλά οι αλληλεπιδράσεις ανάμεσα σε συστήματα διπλών αστέρων αποτρέπουν παραπέρα κατάρρευση καθώς το σμήνος πλησιάζει προς την ώριμη ηλικία του. Στο τέλος τα διπλά αστρικά συστήματα του πυρήνα διαλύονται ή εκτοξεύονται μακριά από το κέντρο, οπότε η συγκέντρωση των απλών αστέρων μεγάλης μάζας πυκνώνει πολύ στον πυρήνα του σμήνους.
Μία μελέτη 13 σφαιρωτών σμηνών του Γαλαξία μας από τον John Fregeau το 2008 έδειξε ότι τα τρία από αυτά διαθέτουν ασυνήθιστα υψηλό αριθμό πηγών ακτίνων Χ ή διπλά συστήματα ακτίνων Χ, πράγμα που αντιστοιχεί σε μία μέση ηλικία. Σε προγενέστερες μελέτες αυτά τα σμήνη είχαν ταξινομηθεί ως γηραιά, επειδή είχαν πολύ πυκνές συγκεντρώσεις αστέρων στα κέντρα τους. Το συμπέρασμα είναι ότι τα περισσότερα σφαιρωτά σμήνη, όπως τα άλλα δέκα που μελέτησε ο Fregeau, δεν βρίσκονται σε μέση ηλικία, αλλά στην «εφηβεία» τους.
Οι ολικές λαμπρότητες των σφαιρωτών σμηνών στον Γαλαξία μας και στον Γαλαξία της Ανδρομέδας μπορούν να ταιριάξουν σε μία γκαουσιανή καμπύλη με βάση ένα μέσο απόλυτο μέγεθος Mv και μία απόκλιση σ2. Αυτή η κατανομή λαμπροτήτων των σφαιρωτών σμηνών ονομάζεται Συνάρτηση Λαμπρότητας Σφαιρωτών Σμηνών (GCLF). Για τον Γαλαξία μας Mv = −7,20 ± 0,13 και σ = 1.1 ± 0.1 μέγεθος. Η GCLF έχει χρησιμοποιηθεί και ως πρότυπο για τη μέτρηση των αποστάσεων άλλων γαλαξιών με την παραδοχή ότι τα σφαιρωτά σμήνη μακρινών γαλαξιών έχουν την ίδια κατανομή με αυτά του Γαλαξια μας.
Προσομοιώσεις N σωμάτων
Ο αναλυτικός υπολογισμός των αλληλεπιδράσεων ανάμεσα στους αστέρες μέσα σε ένα σφαιρωτό σμήνος απαιτεί την επίλυση ενός προβλήματος Ν σωμάτων. Δηλαδή ο κάθε αστέρας του σμήνους αλληλεπιδρά βαρυτικά συνεχώς με τους υπόλοιπους N−1 αστέρες του σμήνους (αν Ν είναι ο ολικός αριθμός αστέρων του σμήνους). Ο αριθμός στοιχειωδών υπολογισμών για μια τέτοια δυναμική προσομοίωση είναι ανάλογος του Ν3, οπότε οι υπολογιστικές απαιτήσεις για την ακριβή προσομοίωση ενός σφαιρωτού σμήνους μπορεί να είναι τεράστιες. Μία αποτελεσματική μέθοδος για τη μαθηματική αυτή προσομοίωση ενός σφαιρωτού σμήνους είναι με την υποδιαίρεσή του σε μικρούς όγκους και τάξεις ταχυτήτων και με τη χρήση πιθανοτήτων για την περιγραφή των θέσεων των αστέρων. Στη συνέχεια οι κινήσεις περιγράφονται από μία σχέση που ονομάζεται Εξίσωση Fokker-Planck. Η εξίσωση αυτή μπορεί να επιλυθεί με αναγωγή σε μία απλοποιημένη της μορφή ή με προσομοίωση Μόντε Κάρλο με χρήση τυχαίων τιμών. Πάντως η προσομοίωση δυσκολεύει όταν περιλαμβάνει τις επιδράσεις των διπλών αστέρων και εξωτερικών βαρυτικών δυνάμεων (όπως από τον Γαλαξία).
Τα αποτελέσματα δυναμικών προσομοιώσεων Ν σωμάτων έχουν καταδείξει ότι οι αστέρες μπορεί να ακολουθούν ασυνήθιστες τροχιές μέσα στο σμήνος, «πέφτοντας» συχνά προς το κέντρο πιο απότομα από ό,τι ένας μεμονωμένος αστέρας που περιφέρεται γύρω από μία κεντρική μάζα. Επιπροσθέτως, εξαιτίας αλληλεπιδράσεων με άλλους αστέρες που αυξάνουν την ταχύτητα, κάποιοι αστέρες αποκτούν αρκετή κινητική ενέργεια για να διαφύγουν από το σμήνος (ταχύτητα διαφυγής του σμήνους). Με την πάροδο δισεκατομμυρίων ετών αυτό το φαινόμενο θα διαλύσει τελικά το σμήνος, μία διαδικασία γνωστή και ως «εξάτμιση». Η χρονική κλίμακα για την «εξάτμιση» ενός σφαιρωτού σμήνους είναι 10 δισεκατομμύρια έτη.
Τα συστήματα διπλών αστέρων αποτελούν ένα σημαντικό ποσοστό ενός πληθυσμού αστέρων, με πάνω από τους μισούς αστέρες να είναι μέλη διπλών συστημάτων. Αριθμητικές προσομοιώσεις σφαιρωτών σμηνών έχουν αποδείξει ότι τα διπλά συστήματα είναι σε θέση να παρεμποδίσουν ή ακόμη και να αντιστρέψουν την «κατάρρευση πυρήνα» σε σφαιρωτά σμήνη. Σε μία βαρυτική «συνάντηση» ενός μεμονωμένου αστέρα του σμήνους με ένα διπλό σύστημα αστέρων ένα πιθανό αποτέλεσμα είναι ότι τα μέλη του διπλού αστέρα έρχονται πιο κοντά το ένα στο άλλο και η δυναμική τους ενέργεια γίνεται κινητική ενέργεια του μεμονωμένου αστέρα. Όταν οι αστέρες μεγάλης μάζας του σμήνους επιταχύνονται από αυτή τη διαδικασία, το γεγονός αυτό μειώνει τη συγκέντρωσή τους στον πυρήνα του σμήνους, με άλλα λόγια περιορίζει την «κατάρρευση πυρήνα».
Η τελική κατάσταση ενός σφαιρωτού σμήνους πρέπει να περιλαμβάνει είτε τη συσσώρευση αστέρων στο κέντρο του, οπότε το σμήνος ως σύνολο συρρικνώνεται σε διαστάσεις, είτε η βαθμιαία απώλεια αστέρων από την περιφέρειά του.
Ενδιάμεσες μορφές
Η διάκριση ανάμεσα σε τύπους αστρικών σμηνών δεν είναι πάντα ξεκάθαρη και έχουν βρεθεί σμήνη που δύσκολα κατατάσσονται σε μία από τις δύο βασικές κατηγορίες. Π.χ. το BH 176 στο νότιο μέρος του Γαλαξία έχει ιδιότητες τόσο ανοικτού όσο και σφαιρωτού σμήνους. Το 2005 ανακαλύφθηκε ένας τελείως νέος τύπος αστρικού σμήνους στην άλω του Γαλαξία της Ανδρομέδας (Μ31), παρόμοιος σε πολλά με σφαιρωτό σμήνος, όπως στον αριθμό αστέρων (εκατοντάδες χιλιάδων), στον αστρικό πληθυσμό και στην περιεκτικότητα σε μέταλλα. Εκείνο που διακρίνει τον νέο αυτό τύπο αστρικού σμήνους από τα σφαιρωτά σμήνη είναι ότι έχουν πολύ μεγαλύτερες διαστάσεις, αρκετές εκατοντάδες έτη φωτός, και είναι εκατοντάδες φορές αραιότερα. Οι αποστάσεις μεταξύ των αστέρων τους είναι, επομένως, πολύ μεγαλύτερες κατά μέσο όρο από αυτές μεταξύ αστέρων σε σφαιρωτά σμήνη. Παραμετρικώς, αυτά τα σμήνη είναι κάτι ενδιάμεσο μεταξύ σφαιρωτού σμήνους και νάνου σφαιροειδούς γαλαξία.
Το πώς σχηματίζονται αυτά τα σμήνη δεν είναι ακόμη γνωστό, αλλά ο σχηματισμός τους πιθανότατα να σχετίζεται με τον σχηματισμό των σφαιρωτών σμηνών. Το γιατί ο M31 διαθέτει τέτοια σμήνη, ενώ ο δικός μας Γαλαξίας όχι δεν είναι ακόμη γνωστό. Είναι επίσης άγνωστο αν άλλοι γαλαξίες περιέχουν τέτοια σμήνη, αλλά θα ήταν πολύ απίθανο ο M31 να είναι ο μοναδικός γαλαξίας με τέτοια εκτεταμένα σμήνη.
Παλιρροϊκές συναντήσεις
Οι παλιρροϊκές δυνάμεις προσθέτουν κινητική ενέργεια στους αστέρες ενός σφαιρωτού σμήνους, αυξάνοντας δραματικά τον ρυθμό με τον οποίο διαλύεται και συρρικνώνοντας τις διαστάσεις του σμήνους. Το παλιρροϊκό σοκ δεν απογυμνώνει απλώς το σμήνος από τους περιφερειακούς του αστέρες, αλλά η αυξημένη αυτή «εξάτμιση» επιταχύνει τη διαδικασία της κατάρρευσης πυρήνα για το σμήνος. Ο ίδιος μηχανισμός μπορεί να δρα και σε νάνους σφαιροειδείς γαλαξίες όπως ο Νάνος του Τοξότη, ο οποίος φαίνεται ότι διαλύεται από παλιρροϊκές δυνάμεις εξαιτίας της μεγάλης του εγγύτητας στον Γαλαξία μας.
Υπάρχουν πολλά σφαιρωτά σμήνη με ανάδρομη τροχιά γύρω από τον Γαλαξία μας.
Διεθνής Σύμβαση για την Κατάργηση Κάθε Μορφής Φυλετικών Διακρίσεων
Η Διεθνής Σύμβαση για την Κατάργηση κάθε Μορφής Φυλετικών Διακρίσεων είναι μία σύμβαση των Ηνωμένων Εθνών. Εργαλείο για την προστασία ανθρωπίνων δικαιωμάτων τρίτης γενιάς, η Σύμβαση δεσμεύει τα μέλη της στην εξάλειψη των φυλετικών διακρίσεων και την προώθηση της αλληλοκατανόησης όλων των φυλών. Η Σύμβαση απαιτεί επίσης από τα μέρη της να θέσουν εκτός νόμου τη Ρητορική μίσους και να ποινικοποιήσουν τη συμμετοχή σε ρατσιστικές οργανώσεις.
Η Σύμβαση επίσης περιλαμβάνει ένα μηχανισμό ατομικών καταγγελιών, που την καθιστά εκτελεστή εναντίον των μερών της. Αυτό έχει οδηγήσει στη δημιουργία ορισμένης νομολογίας σχετικά με την ερμηνεία και την εφαρμογή της Σύμβασης.
Η σύμβαση υιοθετήθηκε από τη Γενική Συνέλευση των Ηνωμένων Εθνών και «ανοίχτηκε» για υπογραφές στις 21 Δεκεμβρίου 1965, και τέθηκε σε ισχύ στις 4 Ιανουαρίου 1969. Τον Απρίλιο του 2013 είχε 87 υπογράφοντες και 177 μέρη.
Κιόνι Ιθάκης
Γενικά και ιστορικά στοιχεία
Το χωριό είναι χτισμένο στο βάθος ενός όρμου. Στην είσοδό του υπάρχουν τρεις ερειπωμένοι ανεμόμυλοι. Στο φυσικό του λιμάνι βρίσκουν το αραξοβόλι τους θερινούς μήνες τα κότερα των επισκεπτών του νησιού.
Διεθνής Σύμβαση για την Κατάργηση Κάθε Μορφής Φυλετικών Διακρίσεων
Η Ελλάδα έχει υπογράψει και επικυρώσει τη Σύμβαση με νομοθετικό διάταγμα (Ν.Δ. 494/1970 ΦΕΚ Α΄, 77, 3 Απριλίου 1970).
Κιόνι Ιθάκης
Γενικά και ιστορικά στοιχεία
Η δημιουργία του οικισμού χρονολογείται κατά τον 16ο αιώνα, όταν εγκαταστάθηκαν στην περιοχή κάτοικοι από την Ανωγή. Ορισμένες μάλιστα κατοικίες εκείνης της εποχής διατηρούνται ακόμα. Ο οικισμός έχει χαρακτηριστεί διατηρητέος χάρη σε αυτές τις καλοδιατηρημένες κατοικίες, οι οποίες μάλιστα επέζησαν και των ισχυρών σεισμικών δονήσεων, που συγκλόνισαν κατά καιρούς τα Επτάνησα.
Το 1953 με τον μεγάλο σεισμό της Κεφαλλονιάς, πολλά σπίτια στο Κιόνι καταστράφηκαν ολοσχερώς αλλά ορισμένα που επέζησαν μαρτυρούν την αρχιτεκτονική επιρροή τόσο των Ενετών όσο και των Άγγλων.
Εκκλησίες
Πέρα από τις καλοδιατηρημένες κατοικίες, το χωριό είναι γνωστό και για τους τρεις ιστορικούς ναούς του. Η εκκλησία του Αγίου Νικολάου, στο Μαυρωνά, της Ευαγγελίστριας και του Αγίου Ιωάννη του Λομπαρδιάρη. Οι δύο τελευταίες διαθέτουν εξαιρετική αγιογράφηση, ενώ ο Άγιος Ιωάννης διαθέτει επιπλέον ξυλόγλυπτο τέμπλο.
Εξωτερικοί σύνδεσμοι
Κατηγορία:Χωριά της Ιθάκης
Τζόζεφ Μέρικ
thumb|right|Τζόζεφ Μέρικ Ο Τζόζεφ Μέρικ (Joseph Carey Merrick, 5 Αυγούστου 1862 – 11 Απριλίου 1890), γνωστός και ως ο Άνθρωπος Ελέφαντας, ήταν ένας Άγγλος πολίτης που απασχόλησε την επιστήμη και την κοινή γνώμη της Βικτοριανής Αγγλίας εξαιτίας μίας σπάνιας ασθένειας από την οποία έπασχε, προκαλώντας δυσμορφίες του σώματός του. Η σύγχρονη διάγνωση έδειξε ότι ο Μέρικ έπασχε από τη σπάνια διαταραχή που ονομάζεται Σύνδρομο του Πρωτέα.
Βιογραφία
Γεννήθηκε στο Λέστερ της Αγγλίας, γιος της Μαίρη Τζέην και του Άνταμ Ρόκλεϋ Μέρικ. Το πλήρες όνομά του ήταν Τζόζεφ Κάρεϊ Μέρικ και είχε έναν μικρότερο αδελφό (Ουίλλιαμ Άρθουρ) και μία αδελφή (Μάριον Ελάιζα). Από την ηλικία των δύο ή πέντε ετών, εμφάνισε δείγματα δυσμορφιών στο σώμα του και ανάπτυξης όγκων, που σταδιακά επεκτάθηκαν ώστε μέχρι την περίοδο της εφηβείας του ήταν πλήρως παραμορφωμένος. Σε κάποια χρονική περίοδο, το δεξί του χέρι και ο βραχίονας του επίσης αχρηστεύτηκαν. Η μητέρα του πέθανε από πνευμονία όταν ήταν έντεκα ετών και σύμφωνα με μαρτυρίες μελών της οικογένειας έπασχε και η ίδια από κάποια μορφή δυσμορφίας ή παράλυσης, ωστόσο καμία φωτογραφία της δεν έχει διασωθεί ώστε να επιβεβαιωθεί αυτό το ενδεχόμενο. Μετά το θάνατό της, ο πατέρας του παντρεύτηκε για δεύτερη φορά, ωστόσο η παραμορφωμένη εμφάνιση του Μέρικ αποτέλεσε την αιτία να γίνει ανεπιθύμητος στους κόλπους της οικογένειάς του.
Για ένα διάστημα εργάστηκε ως πλανόδιος πωλητής, πριν καταλήξει για λόγους βιοπορισμού να γίνει θέαμα σε περιπλανώμενο τσίρκο (freak show). Την ίδια περίπου περίοδο, προκάλεσε το ιατρικό ενδιαφέρον του χειρούργου Φρέντερικ Τριβς (Frederick Treves), ο οποίος παρουσίασε τον Μέρικ στην Παθολογική Εταιρεία του Λονδίνου το 1884. Μετά την απαγόρευση τέτοιου είδους θεαμάτων στην Αγγλία, το 1886, ταξίδεψε στο Βέλγιο, προς αναζήτηση εργασίας. Εκεί αντιμετωπίστηκε με μεγαλύτερη σκληρότητα και τελικά έπεσε θύμα κλοπής και εγκατάλειψης. Μεταφέρθηκε στο νοσοκομείο του Λονδίνου (Whitechapel Hospital) όπου τον ανέλαβε ο Τριβς και σύντομα έγινε ο διασημότερος ασθενής του. Το νοσοκομείο φρόντισε να του παραχωρηθεί μία ειδικά διαμορφωμένη μόνιμη κατοικία, σε μία από τις πτέρυγες του νοσκομείου, καθώς σύμφωνα με την πολιτική που ίσχυε απαγορευόταν η κατάληψη κρεβατιών από ασθενείς που έπασχαν από ανίατες ασθένειες. Εκεί έζησε μέχρι το θάνατό του, στις 11 Απριλίου 1890.
Ασθένεια
Σε ένα διαφημιστικό φυλλάδιο της περιόδου που ο Μέρικ εργαζόταν στο τσίρκο, ο ίδιος αναφέρει πως η παραμόρφωσή του οφειλόταν σε φοβία της μητέρας του για τους ελέφαντες, την οποία είχε αναπτύξει κατά τη διάρκεια της εγκυμοσύνης της. Οι πρώτες επιστημονικές ερμηνείες για τη δυσμορφία του αναφέρονταν σε πιθανή ελεφαντίαση, μία νόσο του λεμφικού συστήματος προκαλούμενη από παρασιτικούς σκώληκες. Το 1971, ο ανθρωπολόγος Άσλεϊ Μόνταγκιου πρότεινε πως ο Μέρικ έπασχε από νευροϊνωμάτωση τύπου 1, μία γενετική ανωμαλία - γνωστή και ως σύνδρομο von Recklinghausen - που προκαλεί ανάπτυξη όγκων.
Το 1979, ο Μάικλ Κοέν ανακάλυψε μία νέα σπάνια νόσο που αργότερα έλαβε το όνομα σύνδρομο του Πρωτέα. Το 1986, υποστηρίχθηκε για πρώτη φορά πως το σύνδρομο αυτό ήταν η αιτία της δυσμορφίας του Μέρικ. Λεπτομερέστερες αναλύσεις του γενετικού υλικού του Μέρικ, που έγιναν σε δείγματα τριχών και οστών του τον Ιούλιο του 2003, κατέληξαν πως είναι κλινικά βέβαιο πως έπασχε από το σύνδρομο του Πρωτέα και πιθανόν να έπασχε ταυτόχρονα από νευροινωμάτωση.
Ο Άνθρωπος Ελέφαντας στην τέχνη
Η ζωή του Μέρικ αποτυπώθηκε στην κινηματογραφική ταινία The Elephant Man (Ο Άνθρωπος Ελέφαντας) του σκηνοθέτη Ντέιβιντ Λιντς, καθώς και στο ομώνυμο θεατρικό έργο του Μπέρναρντ Πόμερανς, το οποίο απέσπασε το βραβείο Tony καλύτερου θεατρικού έργου για το 1979.
Εξωτερικοί σύνδεσμοι
Μέρικ Τζόζεφ
Επαρχία Ζαρκάιν
Η επαρχία Ζαρκάιν (Жарқайың ауданы) είναι μια επαρχία στην περιφέρεια Ακμόλα στο βόρειο Καζακστάν. Το διοικητικό κέντρο της επαρχίας είναι το Ντερζαβίνσκ. Πληθυσμός: 24,326 (απογραφή 2009) 15,423 (απογραφή 1999).
Παραπομπές
Ζαρκαιν
Ράιαν Γούλριτζ
Ο Ράιαν Γούλριτζ (γεννήθηκε στις 16 Νοεμβρίου 1996) είναι Αμερικανός επαγγελματίας καλαθοσφαιριστής του Ηρακλή της Ελληνικής Α1 Κατηγορία. Έπαιξε κολεγιακό μπάσκετ με τους Νορθ Τέξας Μην Γκριν και τους Γκονζάγκα Μπουλντόγκς. Έχει ύψος 1,91 μέτρων και βάρος 79 κιλών και παίζει στη θέση του πόιντ γκαρντ.
Πρώιμη ζωή και σταδιοδρομία στο γυμνάσιο
Στην πέμπτη ή την έκτη δημοτικού, ο Γούλριτζ έπαιξε στην ίδια ομάδα της Ερασιτεχνικής Αθλητικής Ένωσης (AAU) ως μελλοντικός συμπαίκτης του Γκονζάγκα με Άντμον Γκίλντερ. Ο Γούλριτζ φοίτησε στο Λύκειο Λέιτ Ριντζ στο Μάνσφιλντ του Τέξας. Όταν ήταν στο γυμνάσιο, η μητέρα του διαγνώστηκε με καρκίνο του μαστού. Δεν έπαιξε σε μια εξέχουσα ομάδα της AAU καθώς είχε κάποιες κακές εμπειρίες με το πρόγραμμα. Ο Γούλριτζ έλαβε ενδιαφέρον για ένταξη από πολλά προγράμματα των Big 12 και σκόπευε να υπογράψει με το Τέξας πριν αλλάξει προπονητή. Αντίθετα, ο Γούλριτζ υπέγραψε με το Σαν Ντιέγκο.
Γκονζάγκα
Για την ανώτερη χρονιά του, ο Γούλριτζ αποφάσισε να μεταγραφεί στη Γκονζάγκα ως μεταπτυχιακή μεταγραφή, επιλέγοντας τους Μπουλντόγκς από την Οκλαχόμα, τη Μινεσότα, το Αρκάνσας και την Αριζόνα. Κέρδισε έπαινο για την αμυντική του δεινότητα στο Γκονζάγκα, κρατώντας τον Νίκο Μάνιον από την Αριζόνα στους επτά πόντους. Ο Γούλριτζ είχε μέσο όρο 10,1 πόντους, 4,6 ριμπάουντ και 4,5 ασίστ ανά αγώνα ως ανώτερος.
Επαγγελματική Σταδιοδρομία
Στις 12 Ιουλίου 2020, ο Γούλριτζ υπέγραψε με τη Μέντι Μπαϊρόιτ της 1ης Γερμανίας. Ο Γούλριτζ έφυγε από την ομάδα στις 29 Δεκεμβρίου 2020 έχοντας κατά μέσο όρο 7,7 πόντους και 3,1 ασίστ σε επτά παιχνίδια. Στη συνέχεια κατέφθασε στους Οκλαχόμα Σίτι Μπλου του NBA G League, κάνοντας την πρώτη εμφάνισή του για την ομάδα στις 11 Φεβρουαρίου 2021. Σε 14 αγώνες είχε κατά μέσο όρο 6,6 πόντους, 4,1 ριμπάουντ, 4,0 ασίστ και 1,3 κλεψίματα ανά αγώνα. Στις 24 Ιουλίου 2021, ο Γούλριτζ υπέγραψε με τον Ηρακλή της Ελληνικής Α1 Κατηγορία.
Προσωπική ζωή
Ο Γούλριτζ είναι γιος του Κολύμπους και της Ροσέλ Γούλριτζ. Έχει μια μεγαλύτερη αδερφή, την Χάντερ.
Εξωτερικοί σύνδεσμοι
Κατηγορία:Πόιντ γκαρντ Κατηγορία:Καλαθοσφαιριστές Οκλαχόμα Σίτι Μπλου Κατηγορία:Καλαθοσφαιριστές Μέντι Μπαϊρόιτ Κατηγορία:Αμερικανοί καλαθοσφαιριστές
M3GAN
Το M3GAN (προφέρεται Megan) είναι μια αμερικανική ταινία τρόμου επιστημονικής φαντασίας του 2022 σε σκηνοθεσία Τζέραλντ Τζόνστουν από σενάριο της Αλέκα Κούπερ και μια ιστορία των Κούπερ και Τζέιμς Γουάν. Η υπόθεση του M3GAN ακολουθεί την Τζέμα (Άλισον Γουίλιαμς), μια ρομποτικός σε μια εταιρεία παιχνιδιών που δημιουργεί μια τεχνητά ευφυή κούκλα που ονομάζεται M3GAN. Όταν η M3GAN συνδέεται με την ορφανή ανιψιά της Τζέμα, Κέιντι (Βάιολετ Μακγκρόου), αναπτύσσει αυτογνωσία και γίνεται εχθρική με όποιον μπαίνει ανάμεσα σε αυτήν και την Κέιντι. Η εμφάνιση της M3GAN είναι ένας συνδυασμός φυσικής ερμηνείας της Έιμι Ντόναλντ, πρακτικού μακιγιάζ και ψηφιακών οπτικών εφέ, ενώ η Τζένα Ντέιβις κάνει την φωνή του χαρακτήρα.
Το M3GAN έκανε την παγκόσμια πρεμιέρα του στο Λος Άντζελες στις 7 Δεκεμβρίου 2022 και κυκλοφόρησε στις κινηματογραφικές αίθουσες στις Ηνωμένες Πολιτείες στις 6 Ιανουαρίου 2023, από την Universal Pictures. Η ταινία ήταν μια εισπρακτική επιτυχία, έχοντας εισπράξει πάνω από 176 εκατομμύρια δολάρια. Η ταινία απέσπασε σε μεγάλο βαθμό θετικές κριτικές από τους κριτικούς, οι οποίοι επαίνεσαν το μείγμα τρόμου και χιούμορ, καθώς και τα σατιρικά στοιχεία και τις ερμηνείες του καστ.
Μία συνέχεια, με τίτλο M3GAN 2.0, είναι προγραμματισμένη να κυκλοφορήσει στις 17 Ιανουαρίου του 2025, με την Γουίλιαμς και την Μακγκρόου να επιστρέφουν στους ρόλους τους και την Κούπερ να επιστρέφει για να γράψει το σενάριο.
Πλοκή
Η Τζέμα, μία ρομποτικός σε μια εταιρεία παιχνιδιών, χρησιμοποιεί τεχνητή νοημοσύνη για να αναπτύξει την M3GAN (συντομία για το Model 3 Generative Android), μια ζωντανή κούκλα που έχει προγραμματιστεί να είναι ο μεγαλύτερος σύντροφος ενός παιδιού και ο μεγαλύτερος σύμμαχος ενός γονέα. Αφού κέρδισε απροσδόκητα την επιμέλεια της ανιψιάς της Κέιντι όταν οι γονείς του παιδιού πεθαίνουν σε αυτοκινητιστικό δυστύχημα, η Τζέμα ζητά τη βοήθεια του πρωτότυπου M3GAN, μια απόφαση που έχει τρομακτικές συνέπειες όταν η κούκλα συνειδητοποιεί τον εαυτό της και υπερπροστατεύει την Κέιντι, οδηγώντας την στο να σκοτώσει οποιονδήποτε και οτιδήποτε ενοχλεί στο εννιάχρονο.
Παραπομπές
Κατηγορία:Ταινίες παραγωγής Universal Pictures Κατηγορία:Ταινίες γυρισμένες στο Λος Άντζελες Κατηγορία:Ταινίες συσχετιζόμενες με ορφανά Κατηγορία:Ταινίες με θέμα την τεχνητή νοημοσύνη Κατηγορία:Αμερικανικές ταινίες τρόμου - επιστημονικής φαντασίας Κατηγορία:Αμερικανικές θρίλερ ταινίες τρόμου Κατηγορία:Ταινίες του 2022 Κατηγορία:Σελίδες με μη επιθεωρημένες μεταφράσεις Κατηγορία:Ταινίες της Blumhouse Productions
Μαυρίδης
Το ελληνικό επώνυμο Μαυρίδης μπορεί να αναφέρεται σε κάποιο από τα παρακάτω πρόσωπα:
Θερμοπίδακας
thumb|right|300px|Θερμοπίδακας στο Εθνικό Πάρκο του Γιέλοουστοουν στις Η.Π.Α., η φωτογραφία είναι στατική, στη πραγματικότητα ο σημειούμενος ιριδισμός δεν είναι μόνο στην άκρη αλλά πηγαινοέρχεται σε όλο το εύρος του »καταρράκτη« λόγω ανόμοιας πτώσης, προσφέροντας ένα φυσικό υπερθέαμα Οι θερμοπίδακες είναι ένα είδος θερμών πηγών που, περιοδικά, «εκρήγνυνται» και εκτοξεύουν στήλες θερμού νερού, γι' αυτό και αποκαλούνται επίσημα και «διαλείπουσες θέρμες». Οι θερμοπίδακες ονομάζονται και γκέιζερ, από την ονομασία του μεγαλύτερου θερμοπίδακα στην Ισλανδία που ερμηνεύεται ως «αναβλύζων με ορμή » στην τοπική γλώσσα. Ήταν γνωστοί στους αρχαίους Έλληνες, ο Στράβων αναφέρει τέτοιους στη Σικελία, που λέγονταν «δέλλοι».
Περιγραφή
Οι συνθήκες για επιβίωση οργανισμών στους θερμοπίδακες είναι ιδιαίτερα δύσκολες, ωστόσο υπάρχουν ορισμένοι Προκαρυωτικοί οργανισμοί που επιβιώνουν σ' αυτούς.
Για τη δημιουργία ενός θερμοπίδακα απαιτούνται πολύ ιδιαίτερες γεωλογικές συνθήκες και γι' αυτό το λόγο υπάρχουν σχετικά λίγοι σε όλο τον κόσμο, γύρω στους 1000.
Οι περισσότεροι θερμοπίδακες στον κόσμο βρίσκονται κυρίως σε τρεις περιοχές της Γης: Οι δύο πρώτες περιοχές συνδέονται με ενεργά ηφαίστεια, που δίνουν λαβή για ερμηνεία της δημιουργίας τους, ενώ η τρίτη περιοχή με σβησμένα ηφαίστεια από την τριτογενή διάπλαση και νωρίτερα. Βέβαια έχουν παρατηρηθεί και περιορισμένης έκτασης μέχρι μεμονωμένες περιπτώσεις στις περιοχές:
Σπουδαιότεροι και μεγαλύτεροι όμως όλων είναι εκείνοι του πάρκου Γιέλοουστοουν που εξ αυτών ονομάζεται και «χώρα των θαυμάτων» ακριβώς για τα θαυμάσια φυσικά φαινόμενα που συνοδεύουν τους θερμοπίδακες. Το Γιέλοουστοουν βρίσκεται σε οροπέδιο των Βραχωδών ορέων δυτικά του ποταμού Μιζούρι πολύ κοντά στις πηγές του ομώνυμου ποταμού Γιέλοουστοουν. Αποτελεί δημόσιο κτήμα των ΗΠΑ, είναι έκτασης 5.500 τ.χλμ. και είναι κατάφυτο από πυκνά πευκοδάση. Βρίσκεται σε υψόμετρο 2700 μ. από επιφάνεια θαλάσσης και παρουσιάζει κλίμα σχεδόν πολικό, που αρχίζει από τον Σεπτέμβριο και διαρκεί 9 μήνες. Στο χώρο αυτό αναβλύζουν περισσότεροι από 50 θερμοπίδακες που εξακοντίζουν στήλη ζέοντος ύδατος ύψους 85 μ. Έτσι οι θερμοπίδακες αυτοί έλαβαν διάφορα ονόματα όπως ο μέγας, ο γίγας κλπ.
Ο μέγας θερμοπίδακας
Ο αποκαλούμενος μέγας θερμοπίδακας ή «γερο-πιστό» (old faithful) είναι ο μεγαλύτερος όλων και αναβλύζει από μια τεράστια οπή εντός βράχου διαμέτρου 8 μ. και βάθους 35 μ. Η οπή αυτή γεμίζει αιφνίδια κατά ορισμένα χρονικά διαστήματα με κοχλάζον νερό. Κάποια στιγμή το έδαφος γύρω αρχίζει να σείεται και ν΄ ακούγεται ένας υπόκωφος βρυχηθμός και αμέσως εκσφενδονίζονται πυκνά μεγάλα νέφη ατμού που φθάνουν πολλές φορές σε ύψος 165 μ. Στη συνέχεια το κοχλάζον νερό αιφνίδια αναπηδά από την οπή και σχηματίζει γιγάντιο πίδακα διαμέτρου 8 μ. και ύψους 30 μ. από τη κορυφή του οποίου αναβλύζουν μικρότερες σε διάμετρο κορυφές που φθάνουν μέχρι και τα 85 μ. απ΄ όπου και πέφτουν στη γη ως λαμπροί καταρράκτες προσφέροντας ένα υπερθέαμα ιριδίζοντος στον ήλιο νερού. Το εξαιρετικό αυτό θέαμα διαρκεί 20 λεπτά της ώρας. Ύστερα, η δύναμη του νερού αρχίζει να εξασθενίζει, μέχρι που το νερό «χωνεύει» στο βάθος της οπής σαν να μην είχε συμβεί τίποτε προηγουμένως.
Ερμηνεία φαινομένου
Την ερμηνεία του φαινομένου των θερμοπιδάκων έδωσε ο χημικός Μπούφσεν υποστηρίζοντας ότι το θερμό νερό που ανέρχεται από τα έγκατα της Γης διαμοιράζεται εντός του σωλήνος του πίδακα και της υπόγειας λεκάνης του. Λόγω της φύσεως του σωλήνα η θερμοκρασία και η εξ αυτής δημιουργούμενη πίεση της μάζας του νερού δεν παρουσιάζει ομοιομορφία σε όλα τα σημεία του. Αυτό έχει ως συνέπεια στα κατώτερα στρώματα να παρουσιάζουν μεγαλύτερες τιμές απ΄ ότι στα ανώτερα*. Έτσι όταν η θερμοκρασία βρασμού φθάσει (ανέλθει), στο κατώτερο σημείο του σωλήνα του πίδακα τα κατώτερα στρώματα αναβράζουν, δια του βρασμού τους αυτού παράγονται ατμοί που αυξάνουν την πίεση των υπερκειμένων στρωμάτων νερού. Αυτή μεταδιδόμενη συνέχεια στα υπερκείμενα πολλαπλασιάζεται με αποτέλεσμα να συντελέι στην εκτίναξη του νερού από της υπόγειας λεκάνης δια του σωλήνος σε μεγάλο ύψος.
Παραπομπές
Κατηγορία:Γεωλογικά φαινόμενα Κατηγορία:Πηγές Κατηγορία:Ηφαιστειολογία
Τορίνο
Το Τορίνο ή Τουρίνο (ιταλικά: Torino, λατινικά: Augusta Taurinorum) είναι πόλη της Ιταλίας, πρωτεύουσα του Πεδεμόντιου και της ομώνυμης επαρχίας, με πληθυσμό της ευρύτερης μητροπολιτικής περιοχής περίπου 1.700.000 κατοίκους. Ο πληθυσμός του δήμου του Τορίνο ανέρχεται σε 1.100.000 περίπου εκ των οποίων 100.000 περίπου είναι αλλοδαποί, ενώ οι φοιτητές αγγίζουν τους 50.000.
Γενικά
Είναι κτισμένο σε πεδιάδα στους πρόποδες των Άλπεων και βρίσκεται 138 χλμ. δυτικά από το Μιλάνο. Ένα μεγάλο μέρος της πόλης βρέχεται κυρίως από τον ποταμό Πάδο, πέρα από τον οποίο βρίσκονται οι λόφοι με τα ακριβά προάστια. Τα μέρη της πόλης εκατέρωθεν του ποταμού, συνδέονται μεταξύ τους με μεγάλες, πέτρινες γέφυρες, από τις οποίες μπορεί κανείς να θαυμάσει το φυσικό κάλλος του ποταμού, τις πάπιες, τα τουριστικά ποταμόπλοια, κωπηλατικούς αγώνες κλπ. Άλλα ποτάμια που βρέχουν την πόλη είναι ο Στούρα ντι Λάντσο, ο Σανγκόνε και η Ντόρα Ριπάρια.
Το Τορίνο διαθέτει 51 πάρκα, το μεγαλύτερο των οποίων είναι το Πάρκο Πελερίνα, έκτασης 837 στρεμμάτων, ενώ το γνωστότερο είναι το Πάρκο Βαλεντίνο. Το πάρκο αυτό διατρέχει αρκετά χιλιόμετρα από το ανατολικό άκρο της πόλης μέχρι το κέντρο της και είναι γεμάτο πράσινο, λουλούδια, δέντρα κλπ. Μέσα στο πάρκο, το οποίο διασχίζεται από τον Πάδο, υπάρχει ένα πιστό αντίγραφο μεσαιωνικού κάστρου (χτίστηκε τον 19ο αιώνα) το οποίο είναι ανοιχτό στο κοινό, υπάρχει το περίφημο εστιατόριο San Giorgio, η Βοτανική Σχολή κλπ.
Το κλίμα είναι ηπειρωτικό, με κρύους χειμώνες (συχνά η θερμοκρασία είναι υπό το μηδέν) και ζεστά καλοκαίρια με πολλή υγρασία.
Οι ντόπιοι είναι ευγενικοί αλλά εσωστρεφείς και προσεκτικοί στη δημιουργία φιλικών σχέσεων, πέραν των τυπικών της καθημερινότητας.
Η πόλη διαθέτει αεροδρόμιο (Σάντρο Περντίνι - Κασέλε), έχει 3 σιδηροδρομικούς σταθμούς για το κοινό, ενώ διαθέτει δίκτυο τραμ και μετρό.
Ιστορία
Το Τορίνο είναι αρχαιότατη πόλη. Υπάρχουν ενδείξεις ότι ήδη από τον 3ο αιώνα π.Χ. η περιοχή κατοικούνταν από κελτικές φυλές. Η πόλη ιδρύθηκε επισήμως το 29 μ.Χ. από τον Ιούλιο Καίσαρα με το όνομα Αουγούστα Τζούλια Ταουρινόρουμ, από όπου προέρχεται και το σημερινό της όνομα.
Τον 16ο αιώνα, ο Δούκας της Σαβοία έγινε κύριος της πόλης, ενώ τον 17ο αιώνα οι απόγονοί του απέκτησαν τον τίτλο του Βασιλιά της Σικελίας και της Σαρδηνίας και η πόλη έγινε πρωτεύουσα του βασιλείου.
Το 19ο αιώνα η πόλη αποτελούσε το πνευματικό και πολιτικό κέντρο του κινήματος για την απελευθέρωση της Ιταλίας. Από το 1860 μέχρι το 1864 υπήρξε πρωτεύουσα του βασιλείου της Ιταλίας. Για τον λόγο αυτό, είναι μια από τις ωραιότερες πόλεις της Ιταλίας, αφού δόθηκε ιδιαίτερη προσοχή στην αρχιτεκτονική της, τη ρυμοτομία της, τη διακόσμησή της με ανδριάντες και προτομές κλπ. μικρογραφία|Η πιάτσα Καστέλο και ο Πύργος Λιτόρια
Πολιτιστικά Στοιχεία
Το Τορίνο είναι αξιόλογο πολιτιστικό κέντρο, με πανεπιστήμιο, πολυτεχνείο, βιβλιοθήκες, διάφορες ακαδημίες, ωδείο, μουσεία, πινακοθήκες, πολλά θέατρα κ.ά. Από τα μνημεία που υπάρχουν αξιόλογα είναι το ανάκτορο Μαντάμα, η εκκλησία Σαν Ντομένικο (και τα δύο μνημεία είναι από το μεσαίωνα), ο καθεδρικός ναός του Σαν Τζοβάνι, το ανάκτορο Καρινιάνο κ.ά.
Η Mole Antonelliana (Μόλε του Αντονέλλι) είναι το κτήριο-σύμβολο της πόλης. Κτίσθηκε από τον αρχιτέκτονα Αντονέλλι (από τον οποίο πήρε και το όνομα), αρχικά με σκοπό να στεγάσει την Εβραϊκή Συναγωγή. Τελικά, ο σκοπός αυτός δεν εκπληρώθηκε ποτέ καθώς, πριν ολοκληρωθεί το έργο και λόγω υπέρβασης της αρχικής πρόβλεψης κόστους, η εβραϊκή κοινότητα αντάλλαξε το κτίριο με ένα οικόπεδο του δήμου και η συναγωγή τελικά κτίσθηκε εκεί. Σήμερα το κτίριο στεγάζει το Μουσείο του Κινηματογράφου.
Η πόλη διαθέτει 4 εθνικά μουσεία: το Μουσείο του Κινηματογράφου, το Μουσείο του Αυτοκινήτου, το Μουσείο του Βουνού και το Μουσείο της Αναγέννησης. Σημειώνεται ότι στο Τορίνο υπάρχει Αιγυπτιακό Μουσείο, το οποίο είναι το μεγαλύτερο αιγυπτιακό μουσείο στον κόσμο σε αξία εκθεμάτων και το δεύτερο μεγαλύτερο αιγυπτιακό μουσείο στον κόσμο (μετά αυτό του Καΐρου) σε αριθμό εκθεμάτων.
Αρχιτεκτονική
Το Τορίνο διαθέτει μια εμφανή παρουσία κτιρίων Λίμπερτι που χτίστηκαν μεταξύ του τέλους του 19ου και των αρχών του 20ου αιώνα, κυρίως στις συνοικίες Τσιτά Τορίνο και Σαν Ντονάτο. Η Οικία Φενόλιο-Λαφλέρ στην περιοχή Σαν Ντονάτο θεωρείται ένα από τα αριστουργήματα του στυλ Λίμπερτι (Ιταλικό Αρ Νουβό) στην Ιταλία.
Οικονομία
Το Τορίνο, είναι ένα από τα σημαντικότερα βιομηχανικά κέντρα της Ιταλίας. Κυριότερες βιομηχανίες είναι των αυτοκινήτων, μηχανών, όπλων, υφαντουργίας, χημικών προϊόντων, σοκολατοποιίας, ειδών τυπογραφίας κ.ά. Η σύγχρονη ιστορία και η οικονομία της πόλης είναι άρρηκτα συνδεδεμένα με την βιομηχανία αυτοκινήτων Φίατ (FIAT) και την οικογένεια Ανιέλι, η οποία είναι και ιδιοκτήτης μίας εκ των δύο μεγάλων ποδοσφαιρικών ομάδων, της Γιουβέντους. Ως βιομηχανική πόλη, ήταν στο παρελθόν προορισμός πολλών μεταναστευτικών κυμάτων Ιταλών μεταναστών από τη νότια Ιταλία, οι οποίοι έρχονταν στην πόλη με σκοπό να εργαστούν στην τοπική βιομηχανία.
Αθλητισμός
Το Τορίνο διαθέτει δύο μεγάλες ποδοσφαιρικές ομάδες, τη Γιουβέντους (έτος ίδρυσης 1897) και την Τορίνο (έτος ίδρυσης 1906). Και οι δύο ομάδες έχουν κατακτήσει εθνικά πρωταθλήματα στο παρελθόν. Η Γιουβέντους είναι περισσότερο δημοφιλής στην αστική τάξη της πόλης και στους οικονομικούς μετανάστες, ενώ η Τορίνο είναι η ομάδα που υποστηρίζουν κυρίως οι εγχώριοι τορινέζοι της εργατικής τάξης.
Υπάρχουν δύο μεγάλα ποδοσφαιρικά γήπεδα: το Γιουβέντους Αρίνα, χωρητικότητας 41.000 θεατών και το Στάντιο Κομουνάλε, χωρητικότητας 27.000 θεατών περίπου.
Η πόλη φιλοξένησε τους Χειμερινούς Ολυμπιακούς Αγώνες του 2006.