ΧΟΡΗΓΟΙ

Γ


Γαλαξιακά τόξα - Γαλαξιακό επίπεδο - Γαλαξίας - Γαλαξίας μας - Γαλαξίας Σομπρέρο - Γαλαξίες και τα Σμήνη Γαλαξιών - Γαλαξίες Μαφέι - Γαλαξίες Σίφερτ - Γενική θεωρία της Σχετικότητας - Γενικός Κατάλογος Μεταβλητών Αστέρων - Γέννηση του Ηλιακού συστήματος Γραμμοδαισία - Γαλαξίες

 

 

 

Γαλαξιακά τόξα

 

      Λαμπρά γιγαντιαία τόξα που παρατηρήθηκαν και φωτογραφήθηκαν κατά την τελευταία δεκαετία στις κεντρικές περιοχές διαφόρων γαλαξιακών σμηνών . Δεν έχουν υλική υπόσταση, αλλά αποτελούν τμήματα δακτυλίων Αϊνστάιν, οι οποίοι δημιουργούνται από την παρεμβολή βαρυτικών φακών .


      Τα εντυπωσιακότερα γαλαξιακά τόξα βρίσκονται στο γαλαξιακό σμήνος 'Aμπελ (Αbell) 370 και ανακαλύφτηκαν από ομάδα γάλλων αστρονόμων το 1985. Πρόκειται για δύο φωτεινά τόξα που έχουν τέλεια γεωμετρική μορφή και μήκος που υπολογίζεται ότι φθάνει τα 300.000 έτη φωτός.  <---επιστροφή

 


 

 

 

 

Γαλαξιακό επίπεδο

 

      Το γαλαξιακό επίπεδο στην Αστρονομία είναι το επίπεδο συμμετρίας του δίσκου του Γαλαξία μας, το οποίο περιέχεται στο εσωτερικό του. Το γαλαξιακό επίπεδο είναι κάθετο στον άξονα περιστροφής του Γαλαξία μας.


     Επειδή η απόσταση της Γης και γενικώς του Ηλιακού Συστήματος από το γαλαξιακό επίπεδο είναι αμελητέα (περίπου 65 - 70 έτη φωτός) σε σχέση με τη διάμετρο του Γαλαξία μας (περίπου 100.000 έτη φωτός), η τομή του επιπέδου αυτού με την ουράνια σφαίρα ορίζει ένα μέγιστο κύκλο στη σφαίρα αυτή, ο οποίος ονομάζεται γαλαξιακός ισημερινός.    <---επιστροφή

 


 

Γραμμοδαισία

 

      Στην αστρονομία ονομάζεται Γραμμοδαισία (ή Γραμμοδεσία) η με γραμμές (ευθείες ή τόξα, καμπύλες) σύνδεση των λαμπρότερων αστέρων έτσι ώστε να απεικονίζεται ο σχηματιζόμενος από αυτές τις γραμμές αστερισμός στους αστρονομικούς χάρτες. Η γραμμοδαισία κρίνεται χρησιμότατη περισσότερο για την ευχερή αναγνώριση τόσο των αστερισμών όσο και των αστέρων.     <---επιστροφή

 

 

 

 

 

      


 

Γαλαξίας

 

      Με τον όρο Γαλαξίας αναφερόμαστε, τις περισσότερες φορές, στο γαλαξία στον οποίο ανήκει η Γη και το Ηλιακό Σύστημα, ενώ όταν αναφερόμαστε σε άλλο γαλαξία, τον γράφουμε με πεζό γ και ακολουθεί και το όνομα ή ο κωδικός του. Στον ουρανό μας εμφανίζεται σαν μια φωτεινή λωρίδα από πάρα πολλά αστέρια, εκτεινόμενη από τη μια πλευρά του ορίζοντα μέχρι την άλλη. Πρόκειται για έναν σπειροειδή γαλαξία και αποτελεί μέρος της Τοπικής Ομάδας γαλαξιών.


      Αν και ο γαλαξίας μας είναι ένας από τα δισεκατομμύρια που υπάρχουν στο Σύμπαν, έχει ιδιαίτερη σημασία για τον άνθρωπο καθώς είναι το «σπίτι» του Ηλιακού Συστήματος. Ο Δημόκριτος (460 - 370 π.Χ.) ήταν ο πρώτος άνθρωπος που χωρίς όργανα ισχυρίσθηκε ότι ο Γαλαξίας αποτελείται από απομακρυσμένα άστρα:«Γαλαξίας εστί πολλών και μικρών και συνεχών αστέρων, συμφωτιζομένων αλλήλοις, συναυγασμός δια την πύκνωσιν» ό,τι δηλαδή λέγει και η σύγχρονη Αστρονομία ως προς τη σύσταση του Γαλαξία.


      Ο όρος γαλαξίας προέρχεται από το «γάλα» και «άξονας» και δόθηκε λόγω της ορατής από τη Γη θαμπής γαλακτόχρωμης ζώνης (άξονα) του λευκού φωτός που εμφανίζεται στην ουράνια σφαίρα. Η θαμπή αυτή ζώνη, που ονομάζεται «γαλαξιακή ζώνη», περιέχει άστρα και άλλα υλικά. Ο Γαλαξίας μας φαίνεται λαμπρότερος προς το κέντρο του.


      Στην ουράνια σφαίρα, σχετικά με τον ουράνιο ισημερινό, ο Γαλαξίας εκτείνεται βόρεια μέχρι τον αστερισμό Κασσιόπη και νότια μέχρι τον αστερισμό Νότιο Σταυρό, πράγμα που δείχνει τη μεγάλη κλίση του επιπέδου του ισημερινού της Γης και του επιπέδου της εκλειπτικής ως προς το γαλαξιακό επίπεδο. Το γεγονός ότι ο Γαλαξίας διαιρεί το γήινο ουρανό (την ουράνια σφαίρα) σε δύο σχεδόν ίσα ημισφαίρια δείχνει ότι το Ηλιακό Σύστημα βρίσκεται πολύ κοντά στο γαλαξιακό επίπεδο.


      Ο Γαλαξίας είναι το σύνολο περίπου τετρακοσίων δισεκατομμυρίων αστέρων. Ο Ήλιος (μαζί και η Γη) βρίσκονται στις παρυφές του Γαλαξία, και έτσι αυτός, καθώς τον κοιτάμε κατά μήκος, φαίνεται να σχηματίζει μία γαλακτόχρωμη, αμυδρά φωτισμένη λωρίδα, που διασχίζει τον ορατό από τη Γη ουρανό από τη μία άκρη ως την άλλη.    
<---επιστροφή

 


 

Γαλαξίες

 

Ορισμός
      Γαλαξίες ονομάζονται τα τεράστια βαρυτικά συστήματα αστέρων , γαλαξιακών αερίων, αστρικής σκόνης και (πιθανά) αόρατης σκοτεινής ύλης.
      Διαπιστώθηκε ότι στο Σύμπαν εκτός των γαλαξιών βρίσκεται και διασκορπισμένη αραιότατη ύλη, εξ αερίων και σκόνης - συχνά πολύ αραιότερη του "κενού" που επιτυγχάνεται πειραματικά. Έτσι η ύλη αυτή δύναται να θεωρηθεί ότι πληροί εν γένει τον χώρο του Σύμπαντος. Και επειδή ακόμη τέτοια ύλη καταλαμβάνει όλο το «μεσογαλαξιακό» χώρο (διάστημα), δηλαδή το διάστημα μεταξύ των γαλαξιών, γι' αυτό και ονομάζεται μεσογαλαξιακή ύλη.
      Οι τυπικοί γαλαξίες αποτελούνται από 10 εκατομμύρια μέχρι 1 τρις (107 to 1012) αστέρια, τα οποία βρίσκονται σε τροχιά γύρω από ένα βαρυτικό κέντρο.     Εκτός από αστέρια, οι περισσότεροι γαλαξίες περιέχουν και ένα μεγάλο πλήθος αστρικών συστημάτων και αστρικών σμηνών όπως και διάφορους τύπους νεφελωμάτων. Οι περισσότεροι γαλαξίες έχουν διάμετρο από μερικές χιλιάδες ως μερικές εκατοντάδες χιλιάδες έτη φωτός και βρίσκονται σε απόσταση της τάξης των χιλιάδων ετών φωτών μεταξύ τους.
      Αν και η λεγόμενη σκοτεινή_ύλη φαίνεται να αποτελεί περίπου το 90% της μάζας των περισσοτέρων γαλαξιών, η φύση αυτών των αόρατων στοιχείων δεν είναι πλήρως κατανοητή. Υπάρχουν κάποιες ενδείξεις ότι υπερμεγέθεις μαύρες τρύπες μπορεί να υπάρχουν στο κέντρο πολλών, αν όχι όλων των γαλαξιών.
      Το διαγαλαξιακό κενό, που βρίσκεται ανάμεσα στους γαλαξίες, περιέχει ύλη σε μορφή πλάσματος, με μέση πυκνότητα κάτω από ένα σωματίδιο ανά κυβικό μέτρο. Κατά πάσα πιθανότητα, υπάρχουν περισσότεροι από εκατό δισεκατομμύρια (1011) γαλαξίες στο ορατό σύμπαν.

      Οι γαλαξίες αποτελούν τεράστια συγκροτήματα αστέρων που βρίσκονται σπαρμένα στο Σύμπαν και παρατηρούνται ως νεφελοειδείς υπόλευκες κηλίδες στον ουρανό.
      Επειδή άλλοτε δεν ήταν δυνατόν να καταμετρηθούν οι αποστάσεις και να εκτιμηθούν τα πραγματικά τους μεγέθη, οι αστρονόμοι ονόμασαν αυτά από την όψη τους νεφελοειδείς

Πλήθος Γαλαξιών
      Ο ακριβής αριθμός των γαλαξιών του Σύμπαντος είναι ακόμη απροσδιόριστος. Και αυτό διότι όπως αναφέρθηκε στο άρθρο Σύμπαν τα σύγχρονα τηλεσκόπια διεισδύουν σήμερα μέχρι σχεδόν στο ήμισυ της ακτίνας του Σύμπαντος.
      Δεν θα πρέπει να μας διαφεύγει ότι ένα μεγάλο μέρος από το φως των γαλαξιών που διατρέχει το διάστημα μέχρι να φθάσει στη Γη απορροφάται κατά μεγάλο μέρος από την «μεσογαλαξιακή ύλη» έτσι ώστε να καθίσταται αδύνατος ακόμη και ο αμυδρότερος εντοπισμός των πλέον μακρινών γαλαξιών και υπό τις πλέον ιδανικότερες γήινες συνθήκες παρατήρησης.
Παρά ταύτα είναι δυνατόν να υπολογισθεί το πλήθος των γαλαξιών με μοναδικό όμως περιορισμό την "τάξιν" του πλήθους αυτών. Έτσι υπολογίσθηκε ότι οι γαλαξίες ανέρχονται στη τάξη των τρισεκατομμυρίων.
      Είναι φανερό πως σε τέτοια μεγάλα (κοινώς «αστρονομικά») μεγέθη ο καθορισμός μεγαλύτερης ακρίβειας περιττεύει.
Στα Γαλαξιακά συστήματα που πρώτος διαπίστωσε ο Γερμανός αστρονόμοςW. Baade (Μπάαντε) εξαιρετικό ενδιαφέρον παρουσιάζει η τοπική ομάδα γαλαξιών.

Μορφές Γαλαξιών
      Γενικά οι γαλαξίες παρουσιάζουν στην όψη σχήμα κανονικό, της σφαιρικής ατράκτου ή εκείνου του αμφίκυρτου φακού. Αποτελούνται συνήθως από τρία κύρια μέρη:
      Το κέντρο του γαλαξία, περιοχή με υψηλή πυκνότητα άστρων, στην οποία βρίσκεται, όπως υποψιάζονται οι επιστήμονες, μια τεράστια μαύρη τρύπα.
      Το γαλαξιακό δίσκο, όπου βρίσκονται συγκεντρωμένα τα περισσότερα άστρα του γαλαξία.
      Την άλω του γαλαξία, που περιέχει λιγότερα και διαφορετικού τύπου άστρα, αέριο και σκοτεινή ύλη.
      Ο σύγχρονος Αμερικανός αστρονόμος Ε. Χαμπλ (E. Hubble)1889-1953, ένας εκ των κυριοτέρων ερευνητών του Σύμπαντος (ο οποίος διαπίστωσε το 1929, με φασματοσκοπικές μεθόδους, τη διαστολή του Σύμπαντος), ταξινόμησε τους γαλαξίες ως εξής:
      Ελλειπτικοί γαλαξίες : Ορίζονται έτσι οι γαλαξίες εκείνοι που κυρίως μοιάζουν ως δίσκοι κυκλικοί ή ελλειπτικοί των οποίων όμως η λαμπρότητά τους μειώνεται από το κέντρο προς τη περιφέρεια (τα χείλη των δίσκων). Το δε κέντρο αυτών ονομάζεται πυρήνας. Οι γαλαξίες αυτοί συμβολίζονται με το γράμμα Ε (εκ του ελλειψοειδούς σχήματός των), έχουν λίγη ή καθόλου μεσοαστρική ύλη και στερούνται βραχιόνων. Οι αστέρες που συγκροτούν τους ελλειπτικούς είναι ως επί το πλείστον γηραιοί (ανήκουν στον Πληθυσμό ΙΙ) και επομένως στους περισσότερους γαλαξίες αυτού του τύπου δεν παρατηρείται σχηματισμός αστέρων. Ορισμένοι από τους μεγαλύτερους γαλαξίες που έχουν εντοπιστεί ανήκουν σε αυτήν την κατηγορία, για παράδειγμα οι Μ87 και NGC 1316. Ωστόσο, υπάρχουν και αμέτρητοι μικροί ελλειπτικοί (για παράδειγμα δυο μέλη της Τοπικής Ομάδας, οι NGC 185 και NGC 205), γεγονός που δείχνει ότι οι ελλειπτικοί ποικίλλουν πάρα πολύ όσον αφορά τις διαστάσεις τους. Οι ελλειπτικοί γαλαξίες αντιπροσωπεύουν το 17% του συνόλου των γαλαξιΝέο Γενικό Κατάλογο (NGC) φέρουν έναν αριθμό, ο οποίος ακολουθεί τα τρία γράμματα NGC. Έτσι ο Γαλαξίας NGC 224 είναι εκείνος που άλλοτε ονομαζόταν «Νεφελοειδής της Ανδρομέδας», που είναι και ο γνωστότερος των γαλαξιών (ο συνηθέστερα εικονιζόμενος) αφού είναι πολύ πλησίον μας.
      Επίσης παράπλευρα του αριθμού φέρεται και ο τύπος αυτού με τα γράμματα Ε (Ελλειπτικός), S (Σπειροειδής), SB (Σπειροειδής ραβδωτός), Irr (ανώμαλος). Έτσι ο παραπάνω γαλαξίας γράφεται ορθότερα NGC 224 SB

      Ακριβέστερα υπάρχουν και άλλοι ενδιάμεσοι γραμματοχαρακτήρες των γαλαξιών όπως:
Ε0: (=γαλαξίας σχεδόν καθόλου ελλειψοειδής),
Ε3: (=γαλαξίας ελλειψοειδής) ,
Ε7: (=γαλαξίας πολύ ελλειψοειδής),
Sa: (=γαλαξίας σπειροειδής που οι βραχίονες σχεδόν συσφίγγουν το πυρήνα),
Sb: (=γαλαξίας σπειροειδής του οποίου οι βραχίονες αρχίζουν να ανοίγουν),
Sc: (=γαλαξίας σπειροειδής με πολύ απομακρυσμένους τους βραχίονες),
SBa: (=γαλαξίας ραβδωτός σπειροειδής, παρατηρείται ως το γράμμα Η),
SBb: (=γαλαξίας ραβδωτός σπειροειδής με ανεπτυγμένους βραχίονες),
SBc: (=γαλαξίας ραβδωτός σπειροειδής με απομακρυσμένους πλέον τους βραχίονες)

Σύσταση Γαλαξιών
      Όπως απέδειξαν οι έρευνες των τελευταίων 10ετηρίδων καθένας των γαλαξιών συνίσταται από αστέρες, νεφελώματα και μεσοαστρική ύλη.
      Οι Αστέρες καθενός γαλαξία είναι ήλιοι, όπως ο Ήλιος μας. Το πλήθος των αστέρων εκάστου γαλαξία δεν είναι δυνατόν να καταμετρηθεί διότι λόγω της μεγάλης απόστασης των γαλαξιών δεν καθίσταται εύκαιρη η παρατήρησή τους ειδικότερα στους πυρήνες τους. Μόνο στους πλησιέστερους γαλαξίες διακρίνονται αστέρες και πάλι όχι στους πυρήνες αλλά στους βραχίονές τους που είναι και αραιότεροι.
Δια διαφόρων όμως μεθόδων οι αστρονόμοι προσδιορίζουν τους αστέρες σε κάθε γαλαξία να είναι της αριθμητικής τάξεως των δεκάδων έως εκατοντάδων δισεκατομμυρίων.
      Τα νεφελώματα καθενός γαλαξία είναι ύλη νεφελώδης, σχετικά πυκνή, συνήθως σκοτεινή εκτός και αν φωτίζεται από γειτονικούς αστέρες, οπότε και φαίνεται φωτεινή.
      Τα νεφελώματα διακρίνονται ως σκοτεινές κηλίδες ή σκοτεινές ταινίες οι οποίες και αμαυρώνουν κατά τόπους τόσο τον πυρήνα όσο και τους βραχίονες καθενός γαλαξία.
      Τέλος η μεσοαστρική ύλη είναι ύλη διάσπαρτη από αέρια και αστρική σκόνη πολύ αραιότερη από την ύλη των νεφελωμάτων η οποία επειδή πληροί το μεσοαστρικό χώρο μεταξύ των αστέρων του κάθε γαλαξία ονομάσθηκε μεσοαστρική.
      Η μεσοαστρική ύλη είναι ανάλογη με την υπάρχουσα ανάμεσα στους γαλαξίες και που ονομάζεται εξ αυτού μεσογαλαξιακή ύλη.

Περιστροφή Γαλαξιών
      Συνήθως ο μικρός άξονας του ελλειψοειδούς σχήματος ενός γαλαξία είναι συγχρόνως και ο «άξονας περιστροφής» του.
      Τη περιστροφή των γαλαξιών μαρτυρεί, κατ΄ αρχήν, αυτό τούτο το σχήμα τους, ενώ οι σπειροειδείς βραχίονές τους καταδεικνύουν σαφώς και τη φορά προς την οποία περιστρέφεται ένας γαλαξίας.
      Με τη βοήθεια βέβαια του φασματοσκοπίου κατορθώθηκε όχι μόνο να επιβεβαιωθεί η περιστροφή γαλαξιών αλλά και ακόμη να μετρηθεί η ταχύτητα περιστροφής τους. Η ταχύτητα δε αυτή φθάνει στα εξωτερικά όρια των βραχιόνων αλλά και να υπερβαίνει τα 300 Km/sec (χλμ ανά δευτερόλεπτο).

Μάζα Γαλαξιών
      Η ταχύτητα περιστροφής ενός γαλαξία επιτρέπει να υπολογισθεί και η μάζα του, δηλαδή το ποσόν της ύλης που περιέχει. Εξ άλλου όταν είναι γνωστές οι διαστάσεις και η μάζα ενός γαλαξία, εύκολα υπολογίζεται και η μέση πυκνότητα της ύλης του από το γνωστό τύπο ρ=m/v όπου ρ = η πυκνότητα, m = η μάζα και v = ο όγκος του γαλαξία.
      Βρέθηκε λοιπόν πως η μάζα των μεγάλων γαλαξιών μπορεί να είναι και 300 δισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερη της μάζας του Ηλίου μας. Οι περισσότεροι όμως γαλαξίες έχουν μάζα μικρότερη της τάξεως των 6Χ1010 και 2Χ1010 ηλιακών μαζών. Υπάρχουν όμως και γαλαξίες με μάζα ίση προς ένα μόνο δισεκατομμύριο φορές τη μάζα του Ηλίου μας.
      Οι εξαγωγές αυτών των μετρήσεων της μάζας των γαλαξιών είναι εκείνες που επιτρέπουν την έμμεση εκτίμηση και του πλήθους των αστέρων που περιέχονται σε κάθε γαλαξία, αν υποτεθεί, ότι η μέση μάζα των αστέρων είναι ίση προς την ηλιακή μάζα. Απ΄ αυτό εξάγεται και το συμπέρασμα (που αναφέρθηκε παραπάνω στη «Σύσταση Γαλαξιών», πως το πλήθος των αστέρων εκάστου γαλαξία είναι της τάξεως των 10άδων ή 100άδων δισεκατομμυρίων.

Μέγεθος Γαλαξιών
      Επειδή το σχήμα τους με εξαίρεση τους σφαιροειδείς είναι γενικά πεπλατυσμένο και μάλιστα στους σπειροειδείς γαλαξίες φαίνεται πολύ πεπιεσμένο, γι΄ αυτό οι διαστάσεις των γαλαξιών προσδιορίζονται πάντα με δύο αριθμούς. Εκ των οποίων ο ένας δίνει τη διάμετρο του γαλαξία (ακριβέστερα το μήκος του μεγάλου άξονα του ελλειψοειδούς – αμφίκυρτου φακοειδούς - σχήματός του) , ενώ ο άλλος παρέχει το μήκος του μικρού άξονα που αντιστοιχεί στο πάχος του γαλαξία.
      Έχει βρεθεί ότι η «διάμετρος» των γαλαξιών ποικίλλει και είναι της τάξεως των χιλιάδων ή των δεκάδων χιλιάδων ε.φ.
      Συνήθως τα μεγέθη των μεγάλων αξόνων των γαλαξιών κυμαίνονται μεταξύ 20 – 60 ε.φ. Ο δε μικρός άξονας περιορίζεται γενικά στο δέκατο του μεγάλου.
      Κατά κανόνα μεγαλύτεροι γαλαξίες είναι οι σπειροειδείς γαλαξίες.  
<---επιστροφή

 


 

Γαλαξίες Σίφερτ

 

      Οι γαλαξίες Σίφερτ αποτελούν ένα τύπο γαλαξιών (ως επί το πλειστόν σπειροειδών ή ραβδωτών σπειροειδών γαλαξιών) που περιλαμβάνουν έναν εξαιρετικά λαμπρό μικρό πυρήνα, ο οποίος μπορεί μερικές φορές να ξεπερνά σε φωτεινότητα ολόκληρο τον περιβάλλοντα γαλαξία. Πρόκειται για έναν τύπο ενεργούς γαλαξία που ονομάστηκε έτσι προς τιμή του Αμερικανού αστρονόμου Carl Seyfert, ο οποίος μελέτησε τα αντικείμενα αυτά τη δεκαετία του 1940 περιγράφοντας για πρώτη φορά γαλαξίες αυτού του τύπου το 1943.
      Οι γαλαξίες Σίφερτ χαρακτηρίζονται από έναν εξαιρετικά λαμπρό πυρήνα (ενεργό γαλαξιακό πυρήνα) και από φάσμα που παρουσιάζει πολύ λαμπρές ευρείες γραμμές εκπομπής υδρογόνου, ηλίου, αζώτου και οξυγόνου. Αυτές οι γραμμές εκπομπής παρουσιάζουν ισχυρή διεύρυνση Doppler που αντιστοιχεί σε ταχύτητες της τάξης των 500 έως 4000 km/s. Πιστεύεται ότι αυτές οι γραμμές προκαλούνται σε έναν δίσκο προσαύξησης που περιβάλλει μια μαύρη τρύπα μεγάλης μάζας. Αυτό επαληθεύεται από το γεγονός ότι οι λεπτές απαγορευμένες γραμμές δεν ποικίλλουν με τρόπο που μπορεί να ανιχνεύτει, κάτι που υποδηλώνει ότι η περιοχή εκπομπής είναι μεγάλη, σε αντίθεση με τις ευρείες γραμμές που μπορούν να ποικίλλουν για σχετικά σύντομα χρονικά διαστήματα.


      Οι γαλαξίες Σίφερτ παρουσιάζουν επίσης ισχυρές εκπομπές στον χώρο των ραδιοκυμάτων, της υπέρυθρης και υπεριώδους ακτινοβολίας και των ακτίνων Χ.

Ταξινόμηση των γαλαξιών Σίφερτ
      Οι γαλαξίες Σίφερτ ταξινομούνται με βάση το σχετικό εύρος των γραμμών εκπομπής των φασμάτων τους και στην αρχική ταξινόμηση τους διαιρούνται σε δυο απλούς τύπους, στον τύπο 1 και στον τύπο 2: οι γαλαξίες Σίφερτ τύπου 1 (για παράδειγμα οι NGC 4051 , NGC 5548 και NGC 6814) παρουσιάζουν ευρείες γραμμές εκπομπής υδρογόνου και λεπτές απαγορευμένες γραμμές βαρύτερων στοιχείων, ενώ οι γαλαξίες Σίφερτ τύπου 2 (για παράδειγμα οι NGC 1068 και Mrk 3) παρουσιάζουν γραμμές εκπομπής υδρογόνου και απαγορευμένες γραμμές ίσου πλάτους, αλλά οι γραμμές υδρογόνου δεν είναι τόσο ευρείες όσο οι αντίστοιχες των γαλαξιών Σίφερτ τύπου 1. Σήμερα χρησιμοποιείται μια κλασματική ταξινόμηση που εξαρτάται από τη σχετική ένταση των λεπτών και ευρείων συνιστώσεων (για παράδειγμα, τύπος 1,5 ή τύπος 1,9).

      Έχει διατυπωθεί η υπόθεση ότι τόσο οι λεπτές γραμμές όσο και οι ευρείες γραμμές προέρχονται από τον δίσκο προσαύξησης αλλά για τους γαλαξίες Σίφερτ τύπου 2 πιστεύεται ότι οι ευρείες γραμμές αποκρύπτονται από τη σκόνη και/ή από την οπτική γωνία με την οποία παρατηρούμε το γαλαξία.      <---επιστροφή

 


 

Γαλαξίες Μαφέι

 

      Οι Γαλαξίες Maffei είναι δύο γαλαξίες που βρίσκονται λίγο πέρα από την Τοπική Ομάδα γαλαξιών και ανακαλύφθηκαν από τον Ιταλό αστρονόμο Πάολο Μαφέι (Paolo Maffei) το 1968 χάρη στην εκπομπή από αυτούς υπέρυθρης ακτινοβολίας.


      Ο Maffei 1 είναι ένας ελλειπτικός γαλαξίας (τύπου E5-S0) στον αστερισμό Κασσιόπη, με φαινόμενο μέγεθος 17. Είναι ο πλησιέστερος στον Γαλαξία μας γίγαντας ελλειπτικός γαλαξίας. Παλιότερα πιστευόταν ότι ήταν μέλος της Τοπικής Ομάδας, τώρα όμως γνωρίζουμε ότι αποτελεί μέλος μιας κοντινής ομάδας, της Ομάδας IC 342/Maffei. Ο Maffei 1 ίσως έχει δυο πιθανούς δορυφόρους γαλαξίες (τον ΜΒ1 και τον ΜΒ2). Ο Maffei 1 βρίσκεται στη ζώνη αποφυγής και τον κρύβουν σε έντονο βαθμό οι αστέρες και η σκόνη του Γαλαξία μας. Είχε άλλοτε περιληφθεί στους καταλόγους ως νεφέλωμα εκπομπής ή περιοχή Η ΙΙ. Αν δεν τον έκρυβαν αστέρες και σκόνη, θα ήταν ένας από τους λαμπρότερους και γνωστότερους γαλαξίες στον ουρανό.


      Ο Maffei 2 είναι ένας ραβδωτός σπειροειδής γαλαξίας, τύπου SB(s)bc, σε απόσταση περίπου 10 εκατομμυρίων ετών φωτός στην Κασσιόπη. Το φαινόμενο μέγεθός του είναι περίπου 16. Και ο Maffei 2 βρίσκεται στη ζώνη αποφυγής και τον κρύβει σε έντονο βαθμό ο Γαλαξίας μας, με αποτέλεσμα να είναι μετά βίας ανιχνεύσιμος στα οπτικά μήκη κύματος. Έχει υποστηριχθεί ότι ο Maffei 2 μπορεί να είναι μέλος της Τοπικής Ομάδας, αλλά τώρα θεωρείται ότι, όπως ο Maffei 1, είναι και αυτός μέλος της Ομάδας IC 342/Maffei.    
<---επιστροφή

 


 

Γαλαξίας Σομπρέρο

 

      Ο Γαλαξίας Σομπρέρο (Sombrero Galaxy), γνωστός και ως Μεσιέ 104 (Μ104) ή NGC 4594, είναι ένας σπειροειδής γαλαξίας στον αστερισμό Παρθένο. Ξεχωριστά χαρακτηριστικά του είναι ο λαμπρός πυρήνας, το ασυνήθιστα μεγάλο κεντρικό εξόγκωμα και μία έντονη σκοτεινή λωρίδα σκόνης στον εμφανιζόμενο υπό μεγάλη κλίση δίσκο του. Η λωρίδα αυτή και το πολύ μεγάλο κεντρικό εξόγκωμα δίνουν σε αυτό τον γαλαξία την εμφάνιση ενός μεξικάνικου καπέλου «σομπρέρο», από όπου και η ονομασία του.

      Το φαινόμενο μέγεθός του τον καθιστά εύκολα ορατό με μεσαία ερασιτεχνικά τηλεσκόπια. Η κεντρική μεγάλης μάζας μαύρη τρύπα και η λωρίδα σκόνης προσελκύουν την προσοχή και των επαγγελματιών αστρονόμων στον Μ104.       <---επιστροφή

 


 

Γενική θεωρία της Σχετικότητας

 

      Η Γενική θεωρία της Σχετικότητας είναι η θεωρία βαρύτητας που προτάθηκε απο τον Άλμπερτ Αϊνστάιν, και η οποία περιγράφει την βαρυτική δύναμη μέσω των καμπυλώσεων του χωρόχρονου παρουσία μάζας.


      Σαν βασική αρχή της θεωρίας είναι η ισοδυναμία των επιταχυνόμενων συστημάτων αναφοράς με συστήματα που ευρίσκονται εντός βαρυτικού πεδίου.


      Τον Νοέμβριο του 1915, ο Αϊνστάιν παρουσίασε τη θεωρία της Γενικής Σχετικότητας σε μια σειρά διαλέξεων ενώπιον της Πρωσσικής Ακαδημίας Επιστημών. Η τελευταία διάλεξη προκάλεσε αναστάτωση στον επιστημονικό κόσμο, καθώς ο Αϊνστάιν παρουσίασε μια θεωρία που αντικαθιστούσε την εξήγηση του Ισαάκ Νεύτωνα για τη βαρύτητα. Σύμφωνα με τη θεωρία αυτή, η βαρύτητα δεν θεωρείται ως το αποτέλεσμα μιας δύναμης, αλλά οφείλεται στην καμπύλωση του χωρόχρονου, η οποία προκαλείται από την περιεχόμενη στον χωρόχρονο ύλη και ενέργεια.

Πειραματική επαλήθευση
      Για την επαλήθευση της Γενικής Σχετικότητας ο Άλμπερτ Αϊνστάιν είχε προτείνει τρία πειραματικά τεστ:
      Τη μέτρηση της εκτροπής του φωτός των αστεριών καθώς οι ακτίνες περνούν πολύ κοντά από τον Ήλιο. Το αποτέλεσμα που προβλεπόταν θεωρητικά επιβεβαιώθηκε το 1919 με βάση φωτογραφίες της θέσης αστεριών πολύ κοντά στον ηλιακό δίσκο κατά τη διάρκεια μιας ολικης έκλειψης ηλίου στο νησί Πρίνσιπε του Ατλαντικού.


      Μια θεωρητική πρόβλεψη για τη μετατόπιση του περιηλίου του Ερμή. Το περιήλιο του Ερμή "στρέφεται" αργά γύρω από τον ήλιο, και ο Αϊνστάιν εξήγησε τη μετατόπιση αυτή σαν αποτέλεσμα της Γενικής Σχετικότητας, επιβεβαιωμένος πάλι από το πείραμα.


      Τη μετατόπιση φάσματος προς το ερυθρό λόγω της βαρύτητας. Το τεστ αυτό έγινε το 1959 στο Πανεπιστήμιο του Χάρβαρντ με επιτυχία, και αποτέλεσε και την πρώτη μέτρηση υψηλής ακρίβειας των αποτελεσμάτων της Γενικής Σχετικότητας.


      Τα επόμενα χρόνια η Γενική Θεωρία της Σχετικότητας για τη βαρύτητα επιβεβαιώθηκε και με πλήθος άλλων πειραμάτων, το τελευταίο από τα οποία, με τη χρήση του δορυφόρου Gravity B, επιχείρησε να μετρήσει το στροβιλισμό του χωρόχρονου που προκαλεί η ιδιοπεριστροφή της γης και τη στρέβλωσή του κοντά σε μεγάλες μάζες (το λεγόμενο γεωδαιτικό φαινόμενο).

Μαύρες τρύπες
      Μια από τις πιο ακραίες προβλέψεις της Γενικής Σχετικότητας είναι η ύπαρξη των μαύρων τρυπών (ή μελανών οπών), δηλαδή περιοχών του χώρου μέσα από τις οποίες δεν μπορεί να διαφύγει οποιοδήποτε σωματίδιο. Η Γενική Σχετικότητα έδωσε το έναυσμα για τη μελέτη του Σύμπαντος ως μιας δυναμικής οντότητας, η τοπολογία της οποίας καθορίζεται από τη συνολική μάζα-ενέργεια που περιέχεται σε αυτό.     
<---επιστροφή

 



Γαλαξίας μας (O)

 

      Λόγω του ότι ο Ήλιος μας βρίσκεται στις παρυφές του Γαλαξία (σε απόσταση περίπου 2/3 της ακτίνας του Γαλαξία), δεν είναι δυνατόν αυτός να φωτογραφηθεί εξ'ολοκλήρου. Το γεγονός ότι αυτή η φωτογραφία δημιουργεί την εντύπωση ότι ο παρατηρητής βρίσκεται έξω από τον Γαλαξία μας, οφείλεται στην σχετικά μεγάλη απόσταση του ΄Ηλιου από το κέντρο του Γαλαξία.
      Ο Γαλαξίας μας είναι ένας τυπικός σπειροειδής γαλαξίας με 4 μεγάλες σπείρες και ακτίνα 50.000 έτη φωτός. Αποτελείται από εκατοντάδες δισεκατομμύρια άστρα, από σκόνη και νέφη αερίων (κυρίως υδρογόνου). Το ηλιακό μας σύστημα βρίσκεται σε μία από τις μικρότερες σπείρες του Γαλαξία μας (που ονομάζεται σπείρα του Ωρίωνα) και σε απόσταση 28.000 ετών φωτός από το κέντρο του. Ο Γαλαξίας μας, όπως όλοι οι σπειροειδείς γαλαξίες, περιστρέφεται με άξονα περιστροφής κάθετο στο επίπεδο των σπειρών.
      Ο πρώτος που παρατήρησε τον Γαλαξία μας με τηλεσκόπιο ήταν ο Γαλιλαίος. Λόγω του γεγονότος ότι βρισκόμαστε μέσα στον Γαλαξία μας είναι αδύνατο να τον παρατηρήσουμε ολόκληρο, όπως φωτογραφίζουμε άλλους μακρινούς γαλαξίες. Όμως μπορούμε να κατασκευάσουμε τεχνητά την όψη του Γαλαξία μας, όπως θα τον βλέπαμε αν ήμασταν πχ. στον Γαλαξία της Ανδρομέδας.      
<---επιστροφή

 

 

 

 


 

Γαλαξίες και τα Σμήνη Γαλαξιών

 

      Υπάρχουν δισεκατομμύρια γαλαξίες στο Σύμπαν, οι οποίοι μπορούν να καταταγούν σε 3 βασικές κατηγορίες, κάθε μια από τις οποίες έχει πολλές υπο-κατηγορίες. Οι βασικές κατηγορίες είναι: Σπειροειδείς γαλαξίες   Ελλειπτικοί γαλαξίες   Ακανόνιστοι γαλαξίες


      Οι σπειροειδείς γαλαξίες, που είναι και οι περισσότεροι, είναι πεπλατυσμένοι και αποτελούνται από έναν κεντρικό πυρήνα από τον οποίο ξεκινούν σπείρες. Αυτές περιέχουν κυρίως φωτεινά νέφη αερίου και αστέρια, τα περισσότερα από τα οποία είναι νεαρά σε ηλικία. Ένας τυπικός σπειροειδής γαλαξίας περιέχει περίπου 100 δισεκατομμύρια αστέρια και έχει ακτίνα περίπου τα 100.000 έτη φωτός.


      Οι ελλειπτικοί γαλαξίες έχουν επίμηκες ή σχεδόν σφαιρικό σχήμα, δεν αποτελούνται από σπείρες αλλά κυρίως από αστέρες μεγάλης ηλικία και περιέχουν ελάχιστες ποσότητες αερίου και σκόνης. Το μέγεθος τους ποικίλει από πολύ μικρό (αυτοί ονομάζονται ελλειπτικοί νάνοι γαλαξίες και περιέχουν μερικά μόνο εκατομμύρια άστρα) έως γιγάντιο (δεκάδες φορές μεγαλύτερο του Γαλαξία μας με τρισεκατομμύρια άστρα).


      Οι ακανόνιστοι γαλαξίες αποτελούν περίπου το 5% όλων των γαλαξιών, έχουν τυχαία μορφή και χαμηλή λαμπρότητα. Εμπεριέχουν νεαρά άστρα και μεγάλες σχετικά ποσότητες αερίου και σκόνης.


      Οι γαλαξίες δεν είναι τυχαία κατανεμημένοι στο Σύμπαν αλλά βρίσκονται σε ομάδες ή μεγαλύτερες συγκεντρώσεις γαλαξιών. Οι συγκεντρώσεις γαλαξιών με παραπάνω από αρκετές δεκάδες γαλαξιών ονομάζονται σμήνη γαλαξιών. Τα σμήνη αυτά είναι τα μεγαλύτερα κοσμικά αντικείμενα, με ακτίνα περίπου 7.000.000 έτη φωτός. Βρίσκονται σε κατάσταση δυναμικής ισορροπίας, δηλαδή η δύναμη πίεσης που ασκείται από τις κινήσεις των γαλαξιών που ανήκουν στο σμήνος είναι ίση και αντίθετη με την βαρυτική δύναμη έλξης που ασκεί το σμήνος στους γαλαξίες αυτούς. Επίσης τα σμήνη γαλαξιών περιέχουν τεράστιες ποσότητες υπέρθερμου αερίου (με θερμοκρασία περίπου 107 βαθμούς Kelvin) που εκπέμπει ακτίνες Χ. Το κοντινότερο σε εμάς σμήνους, που βρίσκεται σε απόσταση περίπου 40.000.000 ετών φωτός, είναι το σμήνος της Παρθένου, στο κέντρο του οποίου υπάρχουν 3 γιγάντιοι ελλειπτικοί γαλαξίες, ο κάθε ένας έχοντας μέγεθος 2.000.000 έτη φωτός.         
<---επιστροφή

 


 

 



ΓΕΝΝΗΣΗ ΤΟΥ ΗΛΙΑΚΟΥ ΣΥΣΤΗΜΑΤΟΣ

 

      Μια νέα ανακάλυψη οδηγεί στο συμπέρασμα ότι ένας ή περισσότεροι υπερκαινοφανείς αστέρες είναι υπεύθυνοι για τη γέννηση ή ανάπτυξη του ηλιακού μας συστήματος.Στα μέσα του 2004, οι επιστήμονες ανακοίνωσαν την ύπαρξη ενός ισοτόπου του σιδήρου με την ονομασία σίδηρος-60 που ανακαλύφθηκε σε μετεωρίτη εδώ στη Γη. Το υλικό αυτό πρέπει να προϋπήρχε στο νεαρό ηλιακό σύστημα αλλά μπορεί να σχηματιστεί μόνο στο εσωτερικό αστέρων πολύ μεγαλύτερων από τον Ήλιο.


      Το παραπάνω συμπέρασμα οδηγεί στη θεωρία ότι ο σίδηρος-60 εισήλθε στο ηλιακό σύστημα εξαιτίας της κοντινής απόστασης του Ήλιου μας από ένα άλλο άστρο τεραστίων διαστάσεων, το οποίο έζησε λίγο και διαλύθηκε με τη μορφή ενός σουπερνόβα.  


      Μόλις πρόσφατα μια νέα μελέτη ήρθε να επιβεβαιώσει τα παραπάνω. Άλλος ένας μετεωρίτης που βρέθηκε στην επιφάνεια της Γης εμπεριείχε χλωρίνη-36 ένα αρκετά ταχύ διασπόμενο ισότοπο. «Δεν υπάρχουν πια τέτοιες ποσότητες χλωρίνης-36 στο ηλιακό σύστημα,» δήλωσε χαρακτηριστικά η Laurie Leshin του Πανεπιστημίου της Αριζόνας. «Αυτή η άμεση ανακάλυψη αποδεικνύει την ύπαρξη του συστατικού αυτού στο αρχέγονο ηλιακό σύστημα.»Η συνδυασμένη ανακάλυψη υποδεικνύει την βιαία γέννηση του ηλιακού μας συστήματος.


      Παρόλο που τώρα ο Ήλιος φαίνεται να είναι απομονωμένος, ένας μεγάλος αριθμός αστρονόμων υποστηρίζει ότι σχηματίστηκε μέσα σε ένα πυκνό νέφος αερίων μαζί με άλλα άστρα και αργότερα αποσπάστηκε από αυτό.     <---επιστροφή

 



Γενικός Κατάλογος Μεταβλητών Αστέρων

 

      Κατάλογος όλων των γνωστών μεταβλητών αστέρων, ο οποίος εκδόθηκε πρώτη φορά από τη Ρωσική Ακαδημία Επιστημών το 1948. Η τελευταία έκδοση του 2003 περιέχει σχεδόν 40,000 μεταβλητούς στον δικό μας γαλαξία, περίπου 10,000 σε άλλους γαλαξίες, καθώς και πάνω από 10,000 υποψήφιους μεταβλητούς.

      Μπορείτε να βρείτε τον ολοκληρωμένο κατάλογο σε ηλεκτρονική μορφή εδώ: http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/ όπως και την αίτηση για να τον ζητήσετε σε έντυπη μορφή.       
<---επιστροφή

 



 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Χρόνος εκτέλεσης : 0.105 δευτερόλεπτα