Fandom

Science Wiki

Στείρο Νετρίνο

63.273pages on
this wiki
Add New Page
Talk1 Share

Ad blocker interference detected!


Wikia is a free-to-use site that makes money from advertising. We have a modified experience for viewers using ad blockers

Wikia is not accessible if you’ve made further modifications. Remove the custom ad blocker rule(s) and the page will load as expected.

Στείρον Νετρίνον

Sterile Neutrino , Άγονο νετρίνο


Particles-Zoo-goog.jpg

Μοριακή Φυσική, Ατομική Φυσική
Πυρηνική Φυσική, Σωματιδιακή Φυσική
Κβαντική Φυσική
Σώμα, Σωμάτιο, Σωματίδιο
Μόριο, Άτομο, Ατομικός Πυρήνας
Σωματίδια
Θεμελιώδη Σωματίδια
Στοιχειώδη Σωματίδια
Βοσόνιο (boson)
Φερμιόνιο (fermion)
Μικρόκοσμος

Είναι ένα υποατομικό σωματίδιο και συγκεκριμένο ένα Λεπτόνιο.

ΕτυμολογίαEdit

Η ονομασία "στείρο" σχετίζεται ετυμολογικά με την λέξη " ".


ΟρισμόςEdit

Ένα άγονο νετρίνο είναι ένα υποθετικό είδος νετρίνου που δεν αλληλεπιδρά με καμιά από τις θεμελιώδεις δυνάμεις του Καθιερωμένου Μοντέλου.

ΕισαγωγήEdit

Μέχρι το 1998 οι φυσικοί θεωρούσαν ότι το νετρίνο δεν είχε μάζα γι αυτό και ήταν αριστερόστροφο. Όταν όμως, προσδιορίσθηκε πειραματικά ότι το νετρίνο έχει μάζα, έγινε αναγκαστικό να υπάρχει μια 4η (άγνωστη ως τώρα) μορφή του, το "άγονο νετρίνο", και μάλιστα να είναι δεξιόστροφο ενώ το αντινετρίνο του να είναι αριστερόστροφο.

Ένα τέτοιο σωματίδιο είναι φυσικά στοιχειώδες όσον αφορά την ισχυρή και την Ασθενή αλληλεπίδραση, ενώ έχει μηδενικό ασθενές υπερφορτίο (hypercharge), μηδενική ασθενή ισοϊδιοστροφορμή (Isospin) και μηδενικό Ηλεκτρικό Φορτίο.

Τα άγονα νετρίνα θα μπορούσαν να αλληλεπιδράσουν ακόμα και μέσω της βαρύτητας, εάν είναι αρκετά βαρέα, και τότε θα μπορούσαν να εξηγήσουν την ψυχρή ή την θερμή Σκοτεινή Ύλη.

Αν υπάρχουν τα άγονα νετρίνα τότε η ανίχνευση τους θα είναι ακόμα πιο δύσκολη σε σχέση με τα τρία είδη νετρίνων, που προτάθηκαν θεωρητικά το 1930 και ανιχνεύθηκαν πειραματικά μόλις το 1955.

Η μάζα των νετρίνωνEdit

Το 1998 ανακαλύφθηκε ότι είναι δυνατή η μετατροπή ενός είδους νετρίνου σε άλλο είδος, που στη γλώσσα των φυσικών λέγεται ταλάντωση των νετρίνων. Αυτή η διαδικασία γίνεται εφικτή μόνο όταν τα νετρίνα έχουν μάζα καθώς η μετατροπή τους πραγματοποιείται μέσω της αλληλεπίδρασης τους με το Σωματίδιο Higgs, γεγονός που τους προσδίδει πρόσθετη μάζα.

Τα πειράματα έδειξαν πως η μάζα των νετρίνων δεν είναι μεγαλύτερη από 0,3 ηλεκτρονιοβόλτ, ή λιγότερο από το ένα εκατομμυριοστό της μάζας του ηλεκτρονίου. *Η ύπαρξη των άυλων νετρίνων στο καθιερωμένο μοντέλο δεν αποτελούσε πρόβλημα διότι δεν απαιτούσε καμιά εξήγηση ως μηχανισμός.

  • Το αντίθετο, η ύπαρξη της μάζας πρέπει να εξηγείται με κάποιο μηχανισμό καθώς και η αιτία για τις διαφορές της κλίμακας μεταξύ τους.

Και οι τρεις γνωστοί τύποι νετρίνων εκτός του ότι διέρχονται "απαρατήρητοι" μέσω της ύλης, γιατί "αισθάνονται" μόνο την Ασθενή Αλληλεπίδραση, έχουν και μια άλλη περίεργη ιδιότητα: εμφανίζονται στη Φύση μόνο με αριστερόστροφη Ιδιοστροφορμή (spin), γι αυτό και οι ερευνητές υποστηρίζουν ότι πρέπει να υπάρχει άλλος ένας τύπος νετρίνου με δεξιόστροφο spin. Είναι το άγονο ή σείρο νετρίνο, που θεωρείται ότι:

  • πρώτον αλληλεπιδρά με την κανονική ύλη μόνο μέσω της βαρύτητας, σε περίπτωση που είναι βαρύ, και
  • δεύτερον ότι έχει μεγαλύτερη μάζα από τα συνηθισμένα νετρίνα.

Ως σήμερα τα κοσμολογικά στοιχεία δείχνουν ότι η μάζα του άγονου νετρίνου να είναι λιγότερη από 0,23 eV. Στις Μεγάλες Θεωρίες Ενοποίησης, όπως είναι το μοντέλο Georgi-Glashow, τα άγονα νετρίνα αλληλεπιδρούν επίσης μέσω αλληλεπιδράσεων βαθμίδας, που είναι εξαιρετικά μικρές στις συνηθισμένες ενέργειες, επειδή το βοσόνιο βαθμίδας τους έχει εξαιρετικά μεγάλη μάζα.

Εάν τα άγονα νετρίνα είχαν μια μάζα τρισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από τα κανονικά αριστερόστροφα εξαδέλφια τους, τότε θα είχαν διασπαστεί σε αυτά τα ελαφρύτερα νετρίνα, μέσα στο πρώτο δευτερόλεπτο μετά από τη Μεγάλη Έκρηξη. Αλλά εάν η μάζα τους είναι μόνο 100.000 φορές μεγαλύτερη από τη μάζα των κανονικών νετρίνων - ή της τάξεως των kev - τα περισσότερα από αυτά ακόμα θα υπάρχουν, με κάποια από αυτά να έχουν διασπαστεί περιστασιακά σε ελαφρύτερα νετρίνα, αλλά και σε φωτόνια ακτίνων X.

Το 1994 ερευνητές πρότειναν ότι τέτοια σχετικά χαμηλής μάζας άγονα νετρίνα θα μπορούσαν να αποτελέσουν τη Σκοτεινή Ύλη, που εμφανίζεται να υπερβαίνει σε βάρος την κανονική ύλη στο Σύμπαν κατά έναν παράγοντα έξι.

Αργότερα, ο Alexander Kusenko υπολόγισε ότι τα άγονα νετρίνα που παρήχθησαν στις εκρήξεις των υπερκαινοφανών θα μπορούσαν να προσδώσουν μεγάλες ταχύτητες στους αστέρες νετρονίων (που δημιουργήθηκαν από τις εκρήξεις των υπερκαινοφανών) της τάξης των 1.000 χιλιομέτρων ανά δευτερόλεπτο, ένα φαινόμενο που ήταν προηγουμένως ανεξήγητο.

Συν τοις άλλοις, οι Peter Biermann και Alexander Kusenko έχουν δείξει ότι όταν τα άγονα νετρίνα διασπώνται, επιταχύνεται η δημιουργία του μοριακού υδρογόνου. Γι αυτό πιστεύεται ότι αυτή η διαδικασία βοήθησε στο να δημιουργηθούν οι πρώτοι αστέρες 20 έως 100 εκατομμύρια έτη μετά το Big Bang. Η πρώτη γενεά αυτών των άστρων ιόνισε το αέριο γύρω τους, κάπου 150 έως 400 εκατομμύρια χρόνια μετά το big bang.

ΚοσμολογίαEdit

Σύσταση του ΣύμπαντοςEdit

  1. Σκοτεινή Ενέργεια 73%
  2. Σκοτεινή Ύλη 23%
  3. Ελεύθερο Υδρογόνο και Ήλιο 3.5%
  4. Αστρέρες 0.4%
  5. Νετρίνα < 0.3%
  6. Βαρέα στοιχεία 0.03%

Ελλείπουσα Συμαντική ΜάζαEdit

Η εισαγωγή του άγονου νετρίνου στον πίνακα των στοιχειωδών σωματιδίων προσπαθεί να δώσει λύση σε αρκετές περιπτώσεις στην Κοσμολογία εκεί όπου τα θεωρητικά μοντέλα, αλλά και τα πειραματικά δεδομένα οδηγούσαν σε αδιέξοδο.

Στις τρεις παρακάτω περιπτώσεις η διαφορά βρίσκεται στη μάζα των άγονων νετρίνων.

Μεγάλη ΜάζαEdit

Τα άγονα νετρίνα είναι υπέρβαρα, όπως πιστεύει ο Boris Kayser του Fermilab, και υποστηρίζει πως οι μάζες τους είναι της τάξης των 10^20 ηλεκτρονιοβόλτ ή 10^11 φορές τη μάζα του ενός πρωτονίου. Η μάζα αυτή αντιστοιχεί μάλιστα στη μάζα ορισμένων από τα πιο ελαφρά βακτήρια. Ο κυριότερος λόγος που οι θεωρητικοί ευνοούν την ύπαρξη μεγάλης μάζας έχει να κάνει με τον μηχανισμό που προσδίδει μάζα στα σωματίδια γενικότερα, δηλαδή την αλληλεπίδραση με το Σωματίδιο Higgs. Η αλληλεπίδραση αυτή, εφόσον λαμβάνει χώρα, θα έπρεπε κανονικά να προσδίδει στα κανονικά νετρίνα μάζες παραπλήσιες με αυτές των άλλων θεμελιωδών σωματιδίων (του ηλεκτρονίου για παράδειγμα). Τα πειραματικά δεδομένα δείχνουν όμως ότι τα νετρίνα έχουν μεν μάζα αλλά είναι πάρα πολύ μικρή, κι αυτό περιπλέκει την κατάσταση.

Ένας τρόπος επίλυσης του προβλήματος αυτού, είναι ο διαμοιρασμός της μάζας μεταξύ των κανονικών νετρίνων και των υπέρβαρων άγονων νετρίνων, τα οποία μερικοί ερευνητές θεωρούν ότι είναι ιδιαίτερα βραχύβια. Επιλέγοντας τα άγονα νετρίνα ως υπέρβαρα, μπορεί να εξηγηθεί εύκολα η πολύ μικρή μάζα των κανονικών νετρίνων. Οι υποστηρικτές της ιδέας αυτής θα πρέπει πάντως να πείσουν τους συναδέλφους τους για το πώς τα τόσο βαρέα αυτά σωματίδια, που αναμένεται ότι στην πλειοψηφία τους θα είχαν αποσυντεθεί κατά το πρώτο δευτερόλεπτο μετά το Big Bang, θα ήταν προτιμητέα σε σχέση με άλλες ελαφρότερες εκδόσεις των ίδιων, που φαίνεται να επιλύουν περισσότερα προβλήματα των σημερινών κοσμολογικών θεωριών.

Μικρή μάζαEdit

Αν δεχθούμε ότι τα άγονα νετρίνα είναι ελαφρά τούτο σχετίζεται με την ποσότητα των βαρέων στοιχείων στο Σύμπαν, όπως ο μόλυβδος ή το ουράνιο. Τα στοιχεία αυτά δημιουργούνται κατά κανόνα από τις εκρήξεις σουπερνόβα που χαρακτηρίζουν το τέλος της ζωής των υπέρβαρων άστρων. Οι συνθήκες θερμοκρασίας και πίεσης που επικρατούν κατά την έκρηξη ενός άστρου πιστεύεται ότι οδηγούν στη δημιουργία βαρέων στοιχείων μέσω του συνδυασμού νετρονίων για τη δημιουργία των εν λόγω πυρήνων.

Στις πυρηνικές αντιδράσεις, όμως, παράγονται τεράστιες ποσότητες ηλεκτρονιακών νετρίνων τα οποία έχουν τη δυνατότητα να αντιδρούν με τα νετρόνια παράγοντας πρωτόνια και ηλεκτρόνια.

Στην περίπτωση μάλιστα ενός σουπερνόβα, ο αριθμός των νετρίνων ηλεκτρονίου θα ήταν τόσο μεγάλος που σύμφωνα με τους θεωρητικούς υπολογισμούς θα απέτρεπε τη δημιουργία βαρέων στοιχείων.

Για τη λύση του συγκεκριμένου προβλήματος προτάθηκε η ύπαρξη του άγονου νετρίνου με μάζα περίπου ίση με ένα ηλεκτρονιοβόλτ (λίγο μεγαλύτερη δηλαδή από την τυπική μάζα των κανονικών νετρίνων), στο οποίο θα μπορούσαν να μετασχηματίζονται τα νετρίνα ηλεκτρονίου τα οποία παράγονται κατά τις πυρηνικές αντιδράσεις του άστρου.

Καθώς τα άγονα νετρίνα δεν αλληλεπιδρούν με άλλα σωματίδια παρά μόνο μέσω της βαρυτικής αλληλεπίδρασης, η δυνατότητα σύνθεσης βαρέων πυρήνων θα παρέμενε ανέπαφη. Για τη συγκεκριμένη μάλιστα προσέγγιση υπάρχουν και κάποια πειραματικά δεδομένα που θα μπορούσαν να ερμηνευθούν ως συνήγοροι της.

Το πείραμα LSND (ανιχνευτής νετρίνων υγρού σπινθηριστή) το οποίο έλαβε χώρα κατά τη διάρκεια της δεκαετίας 1990 - 2000 στο εργαστήριο Los Alamos στο Νέο Μεξικό των ΗΠΑ είχε ως αντικείμενο την ανίχνευση και καταμέτρηση των μετατροπών μιονικά νετρίνα σε ηλεκτρονιακά νετρίνα.

Το πρόβλημα όμως με τα δεδομένα του πειράματος LSND ήταν ότι μετρήθηκαν πολύ περισσότερες μετατροπές από ό,τι αναμενόταν, σύμφωνα με τις παραμέτρους της πειραματικής διάταξης αλλά και των θεωρητικών προβλέψεων καθώς και δεδομένων από άλλα πειράματα.

Η ύπαρξη ενός τουλάχιστον είδους ελαφρού άγονου νετρίνου θα μπορούσε να εξηγήσει τα αποτελέσματα μέσω και των δικών του μετατροπών σε ηλεκτρονιακά νετρίνα, αν και κάτι τέτοιο δεν μπορεί να αποδειχθεί βάσει των επίμαχων δεδομένων του πειράματος LSND και μόνον, τα οποία γενικότερα αντιμετωπίζονται με αρκετό σκεπτικισμό από την επιστημονική κοινότητα.

Ως επέκταση όμως του πειράματος LSND, έχει ήδη τεθεί σε λειτουργία το πείραμα MiniBoone στο εργαστήριο Fermilab στο Σικάγο των ΗΠΑ όπου μετρώντας τη διαφορά μάζας ανάμεσα σε δύο είδη νετρίνων θα μπορέσει να γίνει αποδοχή ή απόρριψη των πορισμάτων του πειράματος LSND.

Όμως, στις 11 Απριλίου 2007, ερευνητές στο πείραμα MiniBooNE στο εργαστήριο Fermilab ανήγγειλαν ότι δεν είχαν βρει οποιαδήποτε απόδειξη για την ύπαρξη του άγονου νετρίνου. Το MiniBooNE είναι ένα πείραμα στο Fermilab που έχει σκοπό να παρατηρήσει τις ταλαντώσεις των γνωστών μορφών του νετρίνου.

Ενδιάμεση μάζαEdit

Η ενδιάμεση μάζα για τα άγονα νετρίνα είναι κάτι που υποστηρίζεται από πολλούς αστροφυσικούς και κοσμολόγους. Ένα άγονο νετρίνο με μάζα της τάξης του ενός εκατοστού της μάζας του ηλεκτρονίου, εφόσον επιβεβαιωθεί και πειραματικά η ύπαρξη του, θα μπορούσε να αποτελέσει την απάντηση για πληθώρα αναπάντητων ερωτημάτων, που το πιο σημαντικό είναι η Σκοτεινή Ύλη που συγκεντρώνεται στην άλω ή κεντρική περιοχή των Γαλαξιών.

Σύμφωνα με θεωρητικά μοντέλα, εάν κατά τη Μεγάλη Έκρηξη είχαν δημιουργηθεί σημαντικές ποσότητες άγονων νετρίνων ενδιάμεσης μάζας, αυτά θα είχαν επιβιώσει μέχρι σήμερα και θα μπορούσαν να αποτελούν το συστατικό της Σκοτεινής Ύλης.

Αυτό το είδος των νετρίνων μάλιστα δεν θα ταξίδευε με ιδιαίτερα μεγάλες ταχύτητες, γεγονός που ενισχύει την υπόθεση ότι τα συσσωματώματα της Σκοτεινής Ύλης, που προβλέπονται από τα κοσμολογικά μοντέλα, θα μπορούσαν εύκολα να έχουν δημιουργηθεί από άγονα νετρίνα ενδιάμεσης μάζας στον χρόνο που έχει μεσολαβήσει.

Ένα άλλο ζήτημα που απαντάται με την ύπαρξη των άγονων νετρίνων ενδιάμεσης μάζας είναι αυτό της δημιουργίας των πρώτων άστρων στο Σύμπαν τόσο γρήγορα μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Τα πειραματικά δεδομένα του δορυφόρου παρατήρησης ακτινοβολίας υποβάθρου WMAP υποδηλώνουν ότι ο σχηματισμός των άστρων άρχισε να λαμβάνει χώρα πολύ ενωρίς, περίπου, 400 εκατομμύρια έτη μετά τη Μεγάλη Έκρηξη.

Καμία όμως από τις θεωρίες αστρικής δημιουργίας δεν μπορεί να εξηγήσει τον τόσο γρήγορο σχηματισμό των πρώτων άστρων. Η παρουσία όμως των άγονων νετρίνων ενδιάμεσης μάζας θα μπορούσε να εξηγήσει το παράδοξο αυτό μέσω της διάσπασης μικρού μέρους τους σε κανονικά νετρίνα και Ακτινοβολία Χ. Η ακτινοβολία Χ θα προκαλούσε τον ιονισμό του ατομικού υδρογόνου και ως δευτερεύον αποτέλεσμα θα είχε την ταχύτερη δημιουργία μορίων υδρογόνου που αποτελούν ακριβώς το απαραίτητο συστατικό για τη δημιουργία άστρων. Σχετικοί υπολογισμοί θεωρητικών φυσικών, όπως ο Bierman και ο Kusenco, που βασίσθηκαν στην υπόθεση των άγονων νετρίνων ενδιάμεσης μάζας, προβλέπουν την αρχική δημιουργία άστρων στα 400 εκατομμύρια έτη μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, ακριβώς όπως υποδεικνύουν τα πειραματικά δεδομένα.

Μάλιστα τα νετρίνα αυτής της κατηγορίας εξηγούν επίσης και το μηχανισμό δημιουργίας υπερ-βαρέων Μαύρων Οπών μόλις 800 εκατομμύρια έτη μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, όπως υποδεικνύεται από αντίστοιχα δεδομένα με τα παραπάνω. Η δημιουργία υπέρπυκνων συσσωματωμάτων Σκοτεινής Ύλης από τα νετρίνα αυτά θα μπορούσε να έχει αποτελέσει τον κατάλληλο καταλύτη για τη δημιουργία των Μαύρων Οπών που σήμερα πιστεύεται ότι βρίσκονται στο κέντρο σχεδόν κάθε Γαλαξία.

Τέλος, οι θεωρητικοί Kusenco και Gino Segre απέδειξαν ότι η παρουσία άγονων νετρίνων θα μπορούσε, επίσης, να εξηγήσει και την τεράστια ταχύτητα των άστρων νετρονίων που συχνά φθάνει στην τάξη των 1000 χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο, δηλαδή κατά πολύ μεγαλύτερη από τις ταχύτητες των άστρων σε ένα Γαλαξία.

Όπως διαφαίνεται από τις παραπάνω περιπτώσεις, η ύπαρξη άγονων νετρίνων στο Σύμπαν θα μπορούσε να εξηγήσει πολλά από τα μυστήρια που έχουν προβληματίσει τους ερευνητές τα τελευταία χρόνια.

Λείπει όμως η πειραματική απόδειξη της ύπαρξης τους. Τα άγονα νετρίνα, από την ίδια τη φύση τους δεν μπορούν να ανιχνευθούν άμεσα καθώς ουσιαστικά δεν αλληλεπιδρούν.

Ήδη βρίσκονται σε εξέλιξη έμμεσες μέθοδοι ανίχνευσης τους, που εκμεταλλεύονται την εμπειρία των ερευνητών για ανίχνευση των κανονικών νετρίνων.

Η μη ανίχνευση στο πείραμα MiniBooNEEdit

Στο πείραμα MiniBooNE, που έγινε στο Fermilab, η ερευνητική ομάδα δημιούργησε μια δέσμη μιονικών νετρίνων βομβαρδίζοντας ένα στόχο βηρυλλίου με μια δέσμη πρωτονίων.

Ήθελε να ανιχνεύσει κατά πόσον σε απόσταση 440 μέτρων ορισμένα από τα μιονικά νετρίνα θα είχαν μετατραπεί σε ηλεκτρονιακά νετρίνα. Η ανάλυση των πειραματικών δεδομένων θα μπορούσε να οδηγήσει στον προσδιορισμό της διαφοράς μάζας ανάμεσα σε αυτά τα δύο είδη νετρίνων και κατ' επέκταση στην επιβεβαίωση της ύπαρξης και των άγονων νετρίνων.

Τα πρώτα αποτελέσματα του πειράματος, που είδαν το φως της δημοσιότητας στις 11 Απριλίου του 2007, δεν υποστηρίζουν την παρουσία άγονων νετρίνων καθώς δεν έγινε παρατήρηση μετατροπής μιονικών νετρίνων μιονίου σε ηλεκτρονιακά νετρίνα.

Προκαλεί όμως απορία το γεγονός ότι σε σχετικά χαμηλές ενέργειες παρατηρήθηκε μεγαλύτερος αριθμός ηλεκτρονιακών νετρίνων από ότι αναμενόταν (369 έναντι 273). Το φαινόμενο αυτό δεν μπορεί να αποδοθεί σε μετατροπές μιονικών νετρίνων σε ηλεκτρονιακά νετρίνα, διότι σε μια τέτοια περίπτωση ανάλογη περίσσεια ηλεκτρονιακών νετρίνων θα έπρεπε να παρατηρηθεί σε όλο το φάσμα ενεργειών της δέσμης, και όχι μόνο στο κατώτερο 18%.

Ίσως υπεύθυνες για το εν λόγω φαινόμενο να είναι δευτερεύουσες αλληλεπιδράσεις (σκέδαση) των μιονικών νετρίνων με τα άτομα άνθρακα του ελαίου του ανιχνευτή, κατά τις οποίες παράγονται φωτεινές λάμψεις που ο ανιχνευτής εκλαμβάνει λανθασμένα ως ηλεκτρονιακά νετρίνα.

Ορισμένοι θεωρητικοί ήδη αρχίζουν να αναφέρονται σε περισσότερο εξωτικές λύσεις παρουσίας άγονων νετρίνων τα οποία κινούνται με ταχύτητες μεγαλύτερες από αυτή του φωτός μέσω προσθέτων διαστάσεων, αν και η επιστημονική κοινότητα αντιμετωπίζει με ιδιαίτερο σκεπτικισμό τέτοιες προσεγγίσεις όταν μάλιστα οι περισσότερο συντηρητικές απόψεις για την ερμηνεία των πειραματικών δεδομένων δεν έχουν ακόμα εξαντληθεί.

Λεπτομερέστερη ανάλυση των δεδομένων καθώς και προσεκτικότερος έλεγχος της πειραματικής διάταξης σε συνδυασμό και με άλλα πειράματα που βρίσκονται σε εξέλιξη αναμένεται να διαλευκάνουν το θέμα στο εγγύς μέλλον.

Ίσως η λύση να είναι περισσότερο περίπλοκη από ότι είχαν αρχικά φανταστεί οι ερευνητές και οι απαντήσεις στα καυτά κοσμολογικά προβλήματα να βρίσκονται αλλού.

Εσωτερική ΑρθρογραφίαEdit

ΒιβλιογραφίαEdit

ΙστογραφίαEdit


Ikl.jpg Κίνδυνοι ΧρήσηςIkl.jpg

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.png



>>Διαμαρτυρία προς την wikia<<

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


Also on Fandom

Random Wiki