Οι φυσικοί σχεδιάζουν να μεταφέρουν αντιύλη έξω από το εργαστήριο για πρώτη φορά

Υπάρχει ένα παλιό ρητό: «Εάν το βουνό δεν πάει στον Μωάμεθ, τότε ο Μωάμεθ πρέπει να πάει στο βουνό», αλλά τώρα έχουμε μια φανταστική νέα έκδοση: «Αν τα ραδιενεργά σωματίδια είναι πολύ βραχύβια για να φτάσουν στην αντιύλη, τότε η αντιύλη πρέπει να πάει στα ραδιενεργά σωματίδια».
[alert title="Ειδοποίηση:" icon="info-circle"]
Με πάτημα σε τίτλο στ΄αριστερά, ανοίγει το αντίστοιχο θέμα
[/alert]
[vtab]
[content title="1ον -Οι φυσικοί σχεδιάζουν να μεταφέρουν αντιύλη έξω από το εργαστήριο για πρώτη φορά "]
Οι φυσικοί σχεδιάζουν να μεταφέρουν αντιύλη έξω από το εργαστήριο για πρώτη φορά

Υπάρχει ένα παλιό ρητό: «Εάν το βουνό δεν πάει στον Μωάμεθ, τότε ο Μωάμεθ πρέπει να πάει στο βουνό», αλλά τώρα έχουμε μια φανταστική νέα έκδοση: «Αν τα ραδιενεργά σωματίδια είναι πολύ βραχύβια για να φτάσουν στην αντιύλη, τότε η αντιύλη πρέπει να πάει στα ραδιενεργά σωματίδια». Έτσι το πρότζεκτ PUMA στο CERN αναμένεται να στείλει περίπου ένα δισεκατομμύριο αντιπρωτόνια σε ένα πολύ ιδιαίτερο οδικό ταξίδι, οδηγώντας έτσι σε μια συναρπαστική φυσική. Γιατί η σύγκρουση των αντιπρωτονίων με τα κανονικά πρωτόνια μεγάλων πυρήνων, είναι ένας τρόπος για να μπορούμε να προσδιορίσουμε τη διάταξη των σωματιδίων στον πυρήνα τους. Αυτό ακριβώς προτίθεται να κάνει και το project PUMA.

Η συγκέντρωση αυτών των σωματιδίων θα μπορούσε να μας βοηθήσει να έχουμε μια πολύ καλύτερη κατανόηση της φυσικής βαρέων καθηκόντων που πηγαίνει στα βαθιά μέσα αστέρια.

Η αντιύλη υπήρξε βασικό όπλο στις ταινίες επιστημονικής φαντασίας και των διαστημικών κινητήρων, δεδομένου ότι απελευθερώνει μια εντυπωσιακή ποσότητα ενέργειας όταν ενώνεται με την κατοπτρική της δίδυμη – κανονική ύλη.

Οι φυσικοί έχουν κατασκευάσει και μελετήσει σωματίδια αντιύλης από τα μέσα του 20ου αιώνα , χρησιμοποιώντας επιταχυντές σωματιδίων όπως είναι αυτός στο CERN . Ενώ μπορούμε να συγκρατήσουμε εύκολα μεγάλο αριθμό σωματιδίων αντιύλης για μεγάλα χρονικά διαστήματα με τη χρήση ειδικών συσκευών, όπως είναι οι παγίδες Penning , κανείς δεν μπόρεσε έως τώρα να τις κλείσει σε μια μαγνητική φιάλη και να τις μεταφέρει από το ένα μέρος στο άλλο.

Όμως τώρα κάποιος βρήκε τελικά έναν καλό λόγο να το κάνει. Η μοντελοποίηση των ατόμων και το πώς αυτά αλληλεπιδρούν είναι μάλλον δύσκολο, ειδικά καθώς αρχίζετε να κοιτάτε μέσα σε μεγαλύτερα άτομα με όλο και περισσότερα πρωτόνια και νετρόνια.

Η κατανόηση του τρόπου με τον οποίο όλα τα υποατομικά σωματίδια τακτοποιούνται για να φτιάξουν τα στοιχεία που βρίσκονται στον περιοδικό πίνακα, βρίσκεται σήμερα σε ένα πολύ δύσκολο κόμβο. Μερικοί ερευνητές υποπτεύονται ότι τα νετρόνια μπορούν να σχηματίσουν κάτι σαν λεπτό δέρμα στο εξωτερικό τμήμα του πυρήνα. Οι βαρείς πυρήνες δηλαδή που έχουν συνήθως μια πλούσια σε νετρόνια εξωτερική στρώση και οι φυσικοί την ονομάζουν «δέρμα νετρονίων» . Αλλά αυτό το δέρμα είναι συνήθως μαλακό και φτιάχνει ένα διάχυτο φωτοστέφανο υπό ορισμένες συνθήκες. Δηλαδή το εξωτερικό στρώμα του πυρήνα που κυριαρχείται από νετρόνια είναι μάλλον μαλακό και όχι σκληρό και καλά καθορισμένο.


Αυτά τα ερωτήματα δεν είναι μόνο ακαδημαϊκά, αλλά έχουν εφαρμογές σε διάφορους τομείς της επιστήμης, από τη χημεία έως την αστρονομία.

«Ένας από τους λόγους για τους οποίους η κατανόηση του δέρματος των νετρονίων και των “φωτοστέφανων” είναι τόσο σημαντική, είναι για να αξιοποιήσουμε στο έπακρο τις αστροφυσικές παρατηρήσεις» , δήλωσε η πυρηνική φυσικός Παναγιώτα Παπακωνσταντίνου από το Ινστιτούτο Βασικών Επιστημών στο Daejeon της Νότιας Κορέας .

Καθώς οι πυρήνες των σούπερ πυκνών άστρων περιέχουν αυτά τα βαριά στοιχεία, το να γνωρίζουμε πώς σχηματίζονται μας λέει πολλά για τη συμπεριφορά αυτών των τεράστιων αστεριών.

Το πρόβλημα είναι μεγάλο, τα πυκνά άτομα με πολλά νετρόνια είναι μάλλον ραδιενεργά. Αν θέλετε να μελετήσετε ένα δέρμα από νετρόνια, πρέπει να είστε γρήγοροι – γιατί τα άτομα καταρρέουν πρακτικά μόλις φτιαχτούν. Το λίθιο-11, για παράδειγμα, έχει χρόνο ημιζωής μόλις 8,6 χιλιοστά του δευτερολέπτου .

Η σύγκρουση αντιπρωτονίων με τα κανονικά πρωτόνια αυτών των μεγάλων στοιχείων, είναι ένας τρόπος για να μπορούμε να προσδιορίσουμε τη διάταξη των σωματιδίων στον πυρήνα τους. Αυτό ακριβώς προτίθεται να κάνει και το project PUMA.

Ο επιβραδυντής αντιπρωτονίων του CERN φτιάχνει αντιπρωτόνια. Και η μονάδα Isotope Mass Separator On-Line (ISOLDE) φτιάχνει τους ραδιενεργούς πυρήνες. Αλλά υπάρχει μια ενοχλητική απόσταση λίγων εκατοντάδων μέτρων μεταξύ των δύο εγκαταστάσεων.

Έτσι, οι ερευνητές έχουν φτιάξει ένα σχέδιο να φορτώσουν ένα νέφος, περίπου, ενός δισεκατομμυρίου αντιπρωτόνων μέσα σε μια ειδική παγίδα και στη συνέχεια να τα αποθηκεύσουμε σε θερμοκρασία περίπου 4 βαθμούς πάνω από το απόλυτο μηδέν. Ο αριθμός αυτός των αντιπρωτονίων είναι πολύ μεγάλος. περισσότερες από τέσσερις φορές τον αριθμό που έχουμε φτιάξει έως τώρα.

Έτσι θα φορτώσουν αυτή τη περίπλοκη μαγνητική θερμο-φιάλη σε ένα φορτηγό, θα μεταφέρουν το φορτηγό σε μια μικρή απόσταση και θα μεταφέρουν τα σωματίδια στη συσκευή ISOLDE, όπου θα στοχεύσουν στα ισότοπα του λιθίου.

Σε περίπτωση που το φορτηγό κτυπήσει κάπου στον δρόμο, δεν θα έχουμε τίποτα να φοβόμαστε. Ακόμη και αν το νέφος των αντιπρωτόνων έρθει σε επαφή με την πραγματική ύλη, ένα δισεκατομμύριο θα ήταν ακόμα αρκετά για να ανατινάξει ένα μήλο, πόσο μάλλον μια ερευνητική μονάδα.

«Είναι σχεδόν ιστορία επιστημονικής φαντασίας να βάλουμε την αντιύλη σε ένα φορτηγό», λέει ο θεωρητικός πυρηνικός φυσικός Charles Horowitz. «Είναι μια υπέροχη ιδέα.»

Πηγή
[/content]
[content title="2ον - Δοκιμάζοντας τη θεωρία του Αϊνστάιν σε ένα τριπλό σύστημα άστρων"]
Δοκιμάζοντας τη θεωρία του Αϊνστάιν σε ένα τριπλό σύστημα άστρων

Το τριπλό σύστημα PSR J0337+1715 που επιβεβαίωσε τον Αϊνστάιν άλλη μια φορά

Η θεωρία της βαρύτητας του Αϊνστάιν έχει δοκιμαστεί με πολλούς τρόπους, από την αργή μετατόπιση του περιηλίου του Ερμή έως τον εντοπισμό των βαρυτικών κυμάτων. Μέχρι στιγμής η θεωρία έχει περάσει κάθε δοκιμασία, αλλά αυτό δεν σημαίνει απαραίτητα ότι είναι απόλυτα αληθής. Όπως κάθε θεωρία, η γενική σχετικότητα βασίζεται σε ορισμένες υποθέσεις σχετικά με τον τρόπο λειτουργίας του σύμπαντος. Η μεγαλύτερη υπόθεση στην σχετικότητα είναι η αρχή της γενικής ισοδυναμίας .

Η αρχή της ισοδυναμίας προτάθηκε τόσο από τον Γαλιλαίο όσο και από τον Νεύτωνα και ουσιαστικά δηλώνει ότι δύο τυχαία αντικείμενα θα πέσουν με τον ίδιο ρυθμό κάτω από την επίδραση της βαρύτητας. Αφαιρώντας την αντίσταση του αέρα, το μπαλάκι του τένις και ένα φτερό πρέπει να πέφτουν με τον ίδιο ρυθμό. Τα πειράματα που έχουν δοκιμάσει την Αρχή της Ισοδυναμίας δείχνουν ότι ισχύει με μια πολύ μεγάλη ακρίβεια.

Στη Νευτώνεια βαρύτητα, αυτό σημαίνει απλώς ότι η βαρυτική δύναμη ενός αντικειμένου είναι ανάλογη με τη μάζα του, έτσι ακόμα κι αν η αρχή της ισοδυναμίας είναι κατά προσέγγιση μόνο, μπορούμε και τότε ακόμα να χρησιμοποιήσουμε τη Νευτώνεια βαρύτητα. Αλλά στη θεωρία της σχετικότητας του Αϊνστάιν, η βαρύτητα δεν είναι δύναμη, αλλά απλώς η επίδραση της κατάλληλης “ύφανσης” του χωροχρόνου . Προκειμένου αυτή η θεωρία να ισχύει στην πραγματικότητα, η αρχή της ισοδυναμίας δεν μπορεί να είναι σχεδόν αληθής, πρέπει να είναι τελείως ακριβής. Αν τα αντικείμενα «πέφτουν» λόγω της κάμψης του ίδιου του χωρόχρονου, τότε όλα τα σώματα πρέπει να πέφτουν με τον ίδιο ρυθμό, επειδή όλα βρίσκονται στον ίδιο χωρόχρονο.

Αλλά υπάρχει μια ενδιαφέρουσα ιδέα σε αυτήν την Αρχή. Ένα από τα πράγματα που προβλέπει η σχετικότητα είναι ότι η μάζα και η ενέργεια σχετίζονται. Αυτό μας λέει η πιο γνωστή και διάσημη εξίσωση του Einstein, E = mc 2. Κανονικά η «σχετικιστική μάζα» ενός αντικειμένου είναι ουσιαστικά η ίδια με την κανονική του μάζα, αλλά αντικείμενα όπως τα αστέρια νετρονίων έχουν τόσο ισχυρά βαρυτικά και ηλεκτρομαγνητικά πεδία που η σχετικιστική τους μάζα είναι λίγο μεγαλύτερη από τη μάζα της ύλης τους. Εάν η βαρυτική δύναμη ενός αντικειμένου είναι ανάλογη με τη υλοενέργεια, τότε ένα αστέρι νετρονίων πρέπει να πέφτει ελαφρώς ταχύτερα από τα ελαφρύτερα αντικείμενα. Εάν λοιπόν ο Αϊνστάιν έχει δίκιο, τότε ένα αστέρι νετρονίων πρέπει να πέφτει με τον ίδιο ρυθμό όπως οποιοδήποτε άλλο.

Πριν από μερικά χρόνια, οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ένα σύστημα τριών άστρων που περιστρέφονται μαζί. Δύο από αυτά είναι λευκοί νάνοι άστρα , ενώ το τρίτο είναι άστρο νετρονίων, το PSR J0337+1715. Το αστέρι νετρονίων είναι επίσης και πάλσαρ , που σημαίνει ότι εκπέμπει κανονικούς ραδιοφωνικούς παλμούς ενέργειας. Ο χρονισμός αυτών των παλμών καθορίζεται από την περιστροφή του αστέρα νετρονίων, ο οποίος χρονισμός είναι βασικά σταθερός. Οποιαδήποτε μεταβολή στον χρονισμό των παλμών οφείλεται επομένως στην κίνηση του αστέρα νετρονίων στην τροχιά του. Με άλλα λόγια, μπορούμε να χρησιμοποιήσουμε τους ραδιοφωνικούς παλμούς για να μετρήσουμε με ακρίβεια την κίνηση του αστέρα νετρονίων.

Κάθε ένα από τα αστέρια σε αυτό το σύστημα κάνει βασικά στην πραγματικότητα μια «πτώση» στο βαρυτικό πεδίο των άλλων δύο. Πρόσφατα μια ομάδα αστρονόμων παρατηρούσε αυτό το σύστημα για να δει αν το αστέρι νετρονίων πέφτει σε διαφορετικό ρυθμό από την πρόβλεψη του Αϊνστάιν. Το αποτέλεσμα ήταν ένας θρίαμβος της θεωρίας του Αϊνστάιν. Μέσα σε 0,16 χιλιοστά του 1% (το όριο παρατήρησης των δεδομένων τους) το αστέρι νετρονίων πέφτει με τον ίδιο ρυθμό όπως ένας λευκός νάνος.

Για άλλη μια φορά, η θεωρία της βαρύτητας του Αϊνστάιν δεν μας απογοήτευσε. Είναι όντως σωστή.

Πηγή: Testing general relativity with a millisecond pulsar in a triple system[/content]
[content title="3ον - Τα βαρυτικά κύματα μας αποκαλύπτουν την σταθερά Hubble και το πόσο γρήγορα διαστέλλεται το σύμπαν"]
Τα βαρυτικά κύματα μας αποκαλύπτουν την σταθερά Hubble και το πόσο γρήγορα διαστέλλεται το σύμπαν

Καλλιτεχνική απεικόνιση δύο συγχωνευμένων άστρων νετρονίων

Το 2016 οι αστρονόμοι πραγματοποίησαν την πρώτη ανίχνευση των βαρυτικών κυμάτων εξ αιτίας της συγχώνευσης δύο μαύρων οπών. Και έτσι μας έδωσε έναν εντελώς νέο τρόπο να δούμε τον Κόσμο. Τώρα πια δεν περιοριζόμαστε από την εκπομπή και την απορρόφηση του φωτός από την ύλη. Μπορούμε να εξερευνήσουμε το σύμπαν μέσα από κυματισμούς στον ιστό του ίδιου του χωροχρόνου. Μέσα δε από πρόσφατες παρατηρήσεις μπορούμε να μελετήσουμε την πιο μυστηριώδη άποψη του χωροχρόνου, γνωστή και ως σκοτεινή ενέργεια.

Η σκοτεινή ενέργεια είναι αυτό που προκαλεί την διαστολή του ίδιου του σύμπαντος. Αποτελεί περίπου το 70% του σύμπαντος, αλλά δεν γνωρίζουμε πραγματικά τι είναι. Ένας λόγος γι ‘αυτό είναι ότι δεν γνωρίζουμε με ακρίβεια πόσο διαστέλλεται το σύμπαν. Η κοσμική διαστολή τυπικά καθορίζεται από την παράμετρο – σταθερά Hubble H 0 . Επειδή το σύμπαν διαστέλλεται, οι πιο μακρινοί γαλαξίες φαίνεται να απομακρύνονται από εμάς γρηγορότερα από τους κοντινότερους γαλαξίες. Η ταχύτητα ενός μακρινού γαλαξία σχετίζεται με την απόσταση του, από τον γνωστό τύπο v = H 0 d. Μπορούμε, ως γνωστόν, να μετρήσουμε την ταχύτητα ενός γαλαξία μέσω της ερυθρής μετατόπισης του φωτός του (redshift). Όσο μεγαλύτερη είναι η ταχύτητα του γαλαξία, τόσο περισσότερο το φως μετατοπίζεται προς μεγαλύτερα (ερυθρά) μήκη κύματος.

Γνωρίζοντας λοιπόν την απόσταση ενός γαλαξία και την παρατηρούμενη ερυθρή μετατόπιση του φωτός του (redshift), μπορούμε να προσδιορίσουμε την παράμετρο Hubble. Όταν το κάνουμε αυτό για πολλούς γαλαξίες, βρίσκουμε μια τιμή περίπου H 0 = 67,6 (km / s) / Mpc. Αλλά υπάρχει ένα πρόβλημα. Δεν μπορούμε να μετρήσουμε άμεσα τις αποστάσεις σ τους πιο μακρινούς γαλαξίες. Χρησιμοποιούμε γι αυτούς τη γνωστή ως κλίμακα κοσμικής απόστασης , όπου χρησιμοποιούμε έναν τύπο μέτρησης για να προσδιορίσουμε την απόσταση των κοντινών άστρων και χρησιμοποιούμε αυτό το αποτέλεσμα σε άλλες παρατηρήσεις για να μετρήσουμε τις αποστάσεις σε κοντινούς γαλαξίες και μετά χρησιμοποιούμε αυτό το αποτέλεσμα για να μετρήσουμε πιο απομακρυσμένους γαλαξίες κοκ. Κάθε βήμα στην κλίμακα έχει τα πλεονεκτήματα και τα μειονεκτήματά του, και εάν ένα σκαλοπάτι στην κλίμακα δεν είναι ακριβής, γίνεται λάθος σε όλα τα άλλα.


Διάφορες μέθοδοι που χρησιμοποιούνται στη σκάλα κοσμικής απόστασης

Ευτυχώς, έχουμε και άλλους τρόπους μέτρησης της παραμέτρου –σταθεράς Hubble. Ένας από αυτούς είναι μέσα από το Κοσμικό Μικροκυματικό Υπόβαθρο . Αυτή η εναπομένουσα ηχώ του Big Bang έχει μικρές διακυμάνσεις της θερμοκρασίας. Το μέγεθος αυτών των διακυμάνσεων μας αποκαλύπτει μεταξύ των άλλων και το ρυθμό της κοσμικής διαστολής. Παρατηρήσεις από τον δορυφόρο Planck έδωσαν μία τιμή της σταθεράς Hubble περίπου H 0 = 67,7 (km / s) / Mpc.

Όμως άλλες μέθοδοι μέτρησης της σταθεράς Hubble δίνουν ελαφρώς διαφορετικά αποτελέσματα. Για παράδειγμα, μια μέθοδος εξέτασε το πώς το φως βγαίνει με τη βοήθεια βαρυτικού φακού από μακρινούς γαλαξίες. Ο βαρυτικός φακός μπορεί να δημιουργήσει πολλές εικόνες απομακρυσμένων υπερκαινοφανών, και καθώς κάθε εικόνα κάνει μια διαφορετική διαδρομή γύρω από τον γαλαξία, φθάνουν σε διαφορετικούς χρόνους. Ο χρονισμός αυτών των εικόνων μπορεί να χρησιμοποιηθεί για τον προσδιορισμό της σταθεράς Hubble και το αποτέλεσμα δίνει, περίπου, H 0 = 71,9 (km / s) / Mpc. Μια άλλη διαφορετική μέθοδος χρησιμοποιεί τους μακρινούς σουπερνόβα και δίνει ένα αποτέλεσμα πολύ υψηλό, H 0 = 73 (km / s) / Mpc. Ποια είναι λοιπόν η πραγματική τιμή της παραμέτρου Hubble;

Εδώ έρχονται προς βοήθεια μας τα κύματα βαρύτητας. Όλες οι μετρήσεις της σταθεράς Hubble H 0 μέχρι στιγμής βασίζονται σε παρατηρήσεις φωτός. Τα κύματα βαρύτητας όμως μας παρέχουν μια εντελώς νέα μέθοδο μέτρησης των κοσμικών αποστάσεων. Καθώς αρχίζουν να συγχωνεύονται δύο μαύρες τρύπες ή άστρα νετρονίων, κάνουν μια σπειροειδή κίνηση όλο και περισσότερο μεταξύ τους, δημιουργώντας κύματα βαρύτητας που μπορούμε να εντοπίσουμε. Η συχνότητα αυτών των κυμάτων εξαρτάται από τις μάζες τους και οι μάζες τους καθορίζουν πόση ενέργεια παράγουν όταν συγχωνευθούν. Συγκρίνοντας την ενέργεια που παράγουν με την ισχύ των κυμάτων βαρύτητας που παρατηρούμε, γνωρίζουμε την απόσταση τους. Αυτός ο τρόπος είναι παρόμοιος με τον τρόπο που χρησιμοποιούνται τα Τυποποιημένα Κεριά στην οπτική αστρονομία, όπου γνωρίζουμε την πραγματική φωτεινότητα ενός άστρου ή γαλαξία και τη συγκρίνουμε με την παρατηρούμενη φωτεινότητα του για τον προσδιορισμό της απόστασης. Στην πραγματικότητα, αυτή η νέα μέθοδος έχει ονομαστεί Τυποποιημένη Σειρήνα (standard siren). Η δε ιδέα για τη χρήση πηγών βαρυτικών κυμάτων ως Τυποποιημένων Σειρήνων προτάθηκε από τον Bernard Schutz το 1986 .

Αλλά η απόσταση δεν είναι αρκετή για να καθορίσει την παράμετρο – σταθερά του Hubble. Πρέπει, επίσης, να καθορίσουμε την ταχύτητά του που απομακρύνεται από εμάς. Δεν μπορούμε να μετρήσουμε την ερυθρή μετατόπιση των βαρυτικών κυμάτων, και γι’ αυτό δεν μπορούμε να τα χρησιμοποιήσουμε για να μετρήσουμε την ταχύτητα. Αλλά όταν συγχωνεύονται δύο άστρα νετρονίων, παράγουν τόσο βαρυτικά κύματα όσο και φως. Για μια τέτοια συγχώνευση, παρατηρήσαμε όχι μόνο το παραγόμενο φως αλλά και την ερυθρή μετατόπισή του. Από αυτή μπορούμε να βρούμε την παράμετρο Hubble. Δεδομένου ότι η απόσταση βρίσκεται απευθείας από τα κύματα βαρύτητας, δεν βασίζεται στην Κλίμακα της Κοσμικής Απόστασης ή ένα υποτιθέμενο μοντέλο της κοσμικής διαστολής. Έτσι από αυτό το γεγονός βρέθηκε ότι H 0 = 70 (km / s) / Mpc.

Ενώ αυτό το αποτέλεσμα δείχνει μια μεγαλύτερη σταθερά Hubble H 0 , η αβεβαιότητα του αποτελέσματος είναι πραγματικά μεγάλη. Βάσει των δεδομένων, θα μπορούσε να είναι από 82 έως 62 km / s) / Mpc. Όμως αυτή η τιμή H 0 = 70 (km / s) / Mpc προέρχεται μόνο από μία μέτρηση. Καθώς θα παρατηρούνται περισσότερες συγχωνεύσεις, θα έχουμε ακριβέστερα αποτελέσματα. Έτσι τα κύματα βαρύτητας θα μας βοηθήσουν να καταγράψουμε καλύτερα την σταθερά Hubble.

Πηγή: The LIGO Scientific Collaboration, et al. A gravitational-wave standard siren measurement of the Hubble constant. Nature 551, 85–88. doi:10.1038/nature24471 (2017)
[/content]
[/vtab]

Δημοσίευση σχολίου

Παρακαλούμε σχολιασμούς επί της ουσίας.
Τα σχόλια σας δεν περνάν από έλεγχο γιατί πιστεύουμε ότι δεν θα θίγουν κάποιον προσωπικά με βρισιές και συκοφαντίες.
Τέτοιου είδους σχόλια δεν περνάν από έλεγχο, αλλά θα διαγράφονται μετά την δημοσίευση.
Παρακαλούμε να γράφετε σε πεζά και όχι κεφαλαία
-------------------------------------------------------------------------
Ο ΔΙΚΤΥΟΥΡΓΟΣ ουδεμία ευθύνη εκ του νόμου φέρει για τα άρθρα - αναρτήσεις που δημοσιεύονται και απηχούν τις απόψεις των συντακτών τους. Σε περίπτωση που θεωρείτε πως θίγεστε από κάποιο εξ αυτών ή ότι υπάρχει κάποιο σφάλμα, επικοινωνήστε μέσω, φόρμας επικοινωνίας.
Ευχαριστούμε

[blogger][disqus]

Φόρμα επικοινωνίας

Όνομα

Ηλεκτρονικό ταχυδρομείο *

Μήνυμα *

Από το Blogger.
Javascript DisablePlease Enable Javascript To See All Widget