ΧΟΡΗΓΟΙ

Δ


Δείκτης Χρώματος - Διάβαση Πλανήτη - Διάγραμμα H-R - Διάστημα - Διαστημικές Υπηρεσίες - Διαστημικό Λεωφορείο - Διαστημικός Σταθμός - Διαστημόπλοιο - Διάττοντας αστέρας - Διαφορική περιστροφή - Διεγείρων Αστέρας - Διπλά Συστήματα Ακτίνων Χ - Διώνη - Δομή του Ήλιου - Δομή κομήτη - Δορυφορική αστρονομία - Δράκοντας

 

 

 

Διαφορική περιστροφή

 

      Η διαφορική περιστροφή είναι το φαινόμενο κατά το οποίο διαφορετικά μέρη ενός περιστρεφόμενου αντικειμένου κινούνται με διαφορετικές γωνιακές ταχύτητες (ρυθμούς περιστροφής). Στην Αστρονομία, η παρατήρηση διαφορικής περιστροφής σε ένα ουράνιο σώμα προδίδει ότι το συγκεκριμένο σώμα δεν είναι στερεό.


      Στους προσαυξητικούς δίσκους που σχηματίζονται γύρω από συμπαγή σώματα με ισχυρά βαρυτικά πεδία, όπως είναι οι αστέρες νετρονίων και οι μαύρες τρύπες, η διαφορική περιστροφή προκαλεί ισχυρότατες τριβές, που θερμαίνουν το αέριο έως και εκατομμύρια βαθμούς. Οι γαλαξίες και οι πρωτοαστέρες δείχνουν συνήθως έντονη διαφορική περιστροφή.


      Παραδείγματα διαφορικής περιστροφής στο Ηλιακό Σύστημα αποτελούν ο Ήλιος, ο πλανήτης Δίας και ο πλανήτης Κρόνος          <--- επιστροφή

 


 

Δράκοντας

 

      Αστερισμός του βόρειου ημισφαιρίου, κοντά στο Βόρειο Πόλο. Περιλαμβάνει 6 αστέρια δεύτερου, τρίτου και τέταρτου μεγέθους. Το διεθνές σύμβολό του είναι Dra. Τα τρία αστέρια του γ, β και ξ είναι τα λαμπρότερα και σχηματίζουν το κεφάλι του δράκοντα. Τα υπόλοιπα αστέρια του σχηματίζουν γραμμή μεταξύ της Μεγάλης και της Μικρής 'Aρκτου. Το α του Δράκοντα, όταν χτιζόταν η πυραμίδα του Χέοπα, ήταν ο πολικός της εποχής του.           <--- επιστροφή

 


 

Δορυφορική αστρονομία

 

      Νεότατος κλάδος της Αστρονομίας που χρησιμοποιεί τεχνητούς δορυφόρους και τις σύγχρονες τεχνολογικές επιτεύξεις για αστρονομικές παρατηρήσεις. Οι αστρονομικές παρατηρήσεις εμποδίζονται από το γεγονός ότι οι ακτινοβολίες από το διάστημα στα μεσαία και μακρά μήκη κύματος των υπεριωδών ακτίνων και των ακτίνων Χ και γ δεν μπορούν να φτάσουν στη Γη και μπορούν να παρατηρηθούν μόνο από ύψος 160 χλμ. και πάνω εξαιτίας της απορρόφησης που συμβαίνει από την ατμόσφαιρά της.


     Μηχανήματα με πυραύλους μεταφέρθηκαν για παρατηρήσεις πάνω από τις ΗΠΑ, την πρώην Σοβιετική Ένωση, την Αυστραλία κ.α. Αστρονομικά παρατηρητήρια σε τροχιά με τηλεσκόπια που μπορούν να κατευθύνονται προς ορισμένα σημεία του ουρανού, είναι πιο αποτελεσματικά για παρατηρήσεις από αυτά που βρίσκονται πάνω στη Γη. Σήμερα περιφέρονται γύρω από τη Γη ειδικά εξοπλισμένοι για αστρονομικές παρατηρήσεις τεχνητοί δορυφόροι .      <--- επιστροφή

 


 

Διώνη

 

      Ένας υπό τους δορυφόρους του πλανήτη Κρόνου. Περιστρέφεται γύρω απ' αυτόν κατά την ορθή φορά, με χρόνο περιφοράς 4 ημέρες 12 ώρες και 25 λεπτά. Η διάμετρός της είναι 1300 χλμ. και η απόστασή της από τον Κρόνο 377.500 χλμ. Έχει αστρικό μέγεθος 10,7 και γι' αυτό φαίνεται μόνο με τηλεσκόπιο.

      Η Διώνη ανακαλύφτηκε το 1684 από το Γάλλο αστρονόμο Ιωάννη - Δομίνικο Κασινί (1625 - 1712).       <--- επιστροφή

 


 

Διαστημόπλοιο    

     

      Διαστημόπλοιο, είναι ένα όχημα κατασκευασμένο για να ταξιδεύει στο διάστημα. Ο ρόλος του είναι η μεταφορά αστροναυτών και τεχνικού εξοπλισμού πέρα από τα όρια της γήινης ατμόσφαιρας.

      Έχει την ικανότητα να πετά και μέσα στην ατμόσφαιρα της Γης ακριβώς όπως ένα αεροπλάνο, κάτι που χρειάζεται κατά την επιστροφή του στη Γη. Η πορεία προς το διάστημα αντιθέτως γίνεται με τη χρήση οχήματος εκτόξευσης.       <--- επιστροφή

 

 


 

Διαστημικές Υπηρεσίες

 

Οι διαστημικές υπηρεσίες των διαφόρων κρατών και διεθνών οργανισμών της Γης είναι οι κάτωθι:

1. National Aeronautics and Space Administration (ΗΠΑ)
2. European Space Agency (ESA) (Ευρώπη)
3. United Nations - Office for Outer Space Affairs (OOSA) (ΟΗΕ)
4. Argentinian Space Agency (Αργεντινή)
5. Brazilian Space Agency (Βραζιλία)
6. Canadian Space Agency (Καναδάς)
7. China National Space Administration (Κίνα)
8. Federal Space Agency of Russian Federation (Ρωσία)
9. Indian Space Research Organisation (Ινδία)
10. Iranian Space Agency (Ιράν)
11. Japan Aerospace Exploration Agency (Ιαπωνία)
12. National Space Agency of Ukraine (Ουκρανία)
13. Space and Upper Atmosphere Research Commission (Πακιστάν)      
<--- επιστροφή

 


 

Διαστημικό Λεωφορείο

 

       Το Διαστημικό Λεωφορείο της NASA (η επίσημη ονομασία του είναι Διαστημικό Σύστημα Μεταφορών-Space Transportation System-STS), είναι ο τρέχων φορέας εκτόξευσης πληρωμάτων και φορτίου των ΗΠΑ.     

      Έχουν κατασκευαστεί πέντε Διαστημικά Λεωφορεία, από τα οποία τρία παραμένουν ενεργά (Discovery, Atlantis, Endeavour) και δυο έχουν χαθεί σε ατυχήματα (Challenger και Columbia). Το πρόγραμμα άρχισε προς το τέλος της δεκαετίας του '60 και έχει μονοπωλήσει το πρόγραμμα επανδρωμένων πτήσεων της NASA από τα τέλη της δεκαετίας του '70, οπότε και τερματίστηκε το Πρόγραμμα Απόλλων για την εξερεύνηση της Σελήνης. Η πρώτη εκτόξευση έγινε στις 12 Απριλίου 1981 με το Columbia.
      Το διαστημικό λεωφορείο εκτοξεύεται κάθετα, μεταφέροντας συνήθως πέντε έως οκτώ αστροναύτες και μέχρι περίπου 22.700 κιλά ωφέλιμου φορτίου σε χαμηλή γήινη τροχιά. Όταν η αποστολή του τελειώνει, επιστρέφει μέσα στην γήινη ατμόσφαιρα, πετά σαν ανεμοπλάνο και κάνει οριζόντια προσγείωση όπως και ένα συνηθισμένο αεροσκάφος.
      Το διαστημικό λεωφορείο είναι το πρώτο τροχιακό διαστημικό σκάφος που σχεδιάστηκε με ικανότητα επαναχρησιμοποίησης, καθώς και το πρώτο επανδρωμένο διαστημικό σκάφος με φτερά που έχει επιτύχει να εκτοξευθεί σε τροχιά και να προσγειωθεί. Μεταφέρει μεγάλα ωφέλιμα φορτία σε διάφορες τροχιές, χρησιμοποιείται για την μεταφορά πληρωμάτων προς και από το Διεθνή Διαστημικό Σταθμό (ISS), και εκτελεί αποστολές συντήρησης και επισκευών.

      Κάθε διαστημικό λεωφορείο σχεδιάστηκε με προβλεπόμενη διάρκεια ζωής 100 εκτοξεύσεων ή 10 ετών. Η NASA ανακοίνωσε το 2004 ότι το διαστημικό λεωφορείο θα αποσυρθεί το 2010 και θα αντικατασταθεί από το όχημα Orion και τον πυραυλικό φορέα Ares I.         <--- επιστροφή

 

 

 


 

Διαστημικός Σταθμός

 

      Έτσι ονομάζονται τεχνητές κατασκευές, επανδρωμένες ή μη, οι οποίες τίθενται σε τροχιά γύρω απ’ τον πλανήτη μας ή γύρω από άλλους πλανήτες και δορυφόρους.


      Γιατί χρησιμοποιούνται οι Διαστημικοί Σταθμοί;

      Για πολλούς λόγους όπως:
      * Διάγνωση του πως επιδρούν οι συνθήκες έλλειψης βαρύτητας στον ανθρώπινο οργανισμό. Η εμπειρία των αποστολών αυτών θα επιτρέψει τη διεξαγωγή μακροχρόνιων αποστολών προς τον Άρη και άλλους πλανήτες.
      * Μελέτη & παρατήρηση της Γης από το διάστημα. Μελέτη των ατμοσφαιρικών φαινομένων και των ωκεανών.
      * Μελέτη βασικών βιολογικών λειτουργιών φυτών και ζώων σε συνθήκες μικροβαρύτητας και έλλειψης βαρύτητας
      * Πειράματα στη μηχανική των ρευστών, την καύση, τη μελέτη των υλικών και τη βιοτεχνολογία όπου προσφέρουν στην επιστημονική κοινότητα νέες πληροφορίες που χρησιμοποιούνται σε νέες τεχνολογικές εφαρμογές.
      * Μελέτη της επίδρασης του Ήλιου στο κλίμα της Γης.
      * Συμβολή στην ανάπτυξη της αστρονομίας

       Από το 1957 που εκτοξεύτηκε και τέθηκε σε τροχιά ο πρώτος τεχνητός δορυφόρος (Sputnik 1), ο οποίος ήταν η αφετηρία της προσπάθειας κατάκτησης του διαστήματος, έχουν τεθεί σε τροχιά οι εξής διαστημικοί σταθμοί:
      * Πρόγραμμα Salyut: Το Πρόγραμμα Σαλιούτ (στα ρωσικά Χαιρετισμός) αφορούσε μια σειρά επτά διαστημικών σταθμών που τέθηκαν σε τροχιά από τους Σοβιετικούς στις δεκαετίες 1970-1980. Οι σταθμοί Σαλιούτ ήταν απλές κατασκευές, αποτελούμενες από ένα κυρίως τμήμα, που έμπαινε σε τροχιά, το οποίο επανδρωνόταν αργότερα από πληρώματα που έφταναν με σκάφη Σογιούζ.
      * Skylab: Ο Skylab ήταν ο πρώτος διαστημικός σταθμός που τέθηκε σε τροχιά από τις Η.Π.Α. Εκτοξεύθηκε το 1973 και παρέμεινε σε τροχιά έως το 1979.

      * Mir: O Mir (ειρήνη στα ρωσικά) ήταν ένας σοβιετικός διαστημικός σταθμός. Τέθηκε σε τροχιά τον Φεβρουάριο του 1986 και ήταν σε λειτουργία μέχρι το Μάρτιο του 2001. Είναι ο μακροβιότερος διαστημικός σταθμός που λειτούργησε μέχρι τώρα στο διάστημα. Παρέμεινε σε τροχιά 15 χρόνια παρόλο που είχε κατασκευαστεί για να μείνει περίπου 5 με 6 χρόνια.
      * ISS (International Space Station): Ο Διεθνής Διαστημικός Σταθμός που άρχισε να κατασκευάζεται το 1998 και αποτελεί διεθνή συνεργασία των παρακάτω διαστημικών υπηρεσιών: NASA (ΗΠΑ), ESA (Ευρώπη), η RKA (Ρωσία), CSA (Καναδάς), η JAXA (Ιαπωνία) ενώ συμμετέχει και η AEB (Βραζιλία).
      Η Κίνα έχει εκφράσει την πρόθεσή της να θέσει σε τροχιά στο εγγύς μέλλον τον δικό της διαστημικό σταθμό.          
<--- επιστροφή

 



Δομή κομήτη

 

      Οι κομήτες αποτελούνται από τρία μέρη: τον πυρήνα, την κεφαλή και την ουρά. Ο πυρήνας μπορεί να χαρακτηριστεί ως μια βρώμικη παγωμένη μπάλα. Αποτελείται δε από το ίδιο πρωταρχικό υλικό που σχημάτισε κάποτε το ηλιακό μας σύστημα. Το μέγεθος του πυρήνα ποικίλλει ανάμεσα στο 1 και στα 10 Km ενώ μπορεί ακόμη και να ξεπεράσει τα 100Km.Η μάζα του κυμαίνεται από 1011έως και 1018kgr ενώ η θερμοκρασία του υπολογίζεται από 150 έως 250 βαθμούς Kelvin.

      Φυσικά αυτή είναι μια καθαρά ενδεικτική μέση τιμή γιατί ενώ όταν βρίσκονται στο αφήλιό τους, δηλαδή στη μεγαλύτερη δυνατή απόσταση από τον Ήλιο, η θερμοκρασία τους είναι μερικοί μονό βαθμοί πάνω από το απόλυτο μηδέν, όταν πλησιάζουν στον Ήλιο και δη στο περιήλιό τους η θερμοκρασία τους πλησιάζει τους 4500 βαθμούς Kelvin.       <--- επιστροφή

 



Διεγείρων Αστέρας

 

Έτσι ονομάζεται ο αστέρας φασματικού τύπου Ο ή Β (Τεν > 30000 Κ), ο οποίος βρίσκεται μέσα σε νέφος ουδετέρου υδρογόνου και προκαλεί τον φωτοϊονισμό του ουδετέρου υδρογόνου με τη ροή υπεριωδών φωτονίων που εκπέμπει, δημιουργώντας μια Σφαίρα Strömgren.       <--- επιστροφή

 


 

Δείκτης Χρώματος

 

      Ο δείκτης χρώματος, είναι μια αριθμητική έκφραση που καθορίζει το χρώμα του άστρου και συνεπώς και τη θερμοκρασία ( χρώματός ) του. Κάθε δείκτης είναι η διαφορά των μεγεθών, m, του αστέρα σε διαφορετικές φασματικές περιοχές. Οι δείκτες χρώματος παρέχουν πληροφορίες για το χρώμα του αστέρα διότι η αύξηση της θερμοκρασίας ενός αστέρα οδηγεί στη μετάθεση της ενεργειακής του κατανομής προς το κυανό μέρος του φάσματος ( και στην αντίθετη περίπτωση προς το ερυθρό ).

      Η διαφορά λοιπόν των παρατηρούμενων μεγεθών ενός αστέρα σε δύο φασματικές περιοχές μας παρέχει ένα μέτρο του πόσο θερμός είναι.        <--- επιστροφή

 


 

Διάστημα

 

      Στην Αστρονομία, όταν αναφερόμαστε στο Διάστημα, εννοούμε το χώρο που βρίσκεται εκτός της ατμόσφαιρας οποιουδήποτε ουράνιου σώματος. Το Διάστημα δεν είναι άδειο αν και βέβαια η πυκνότητά του είναι τόσο μικρή που μπορεί προσεγγιστικά να θεωρηθεί κενό. Αυτή είναι περίπου καποιες εκατοντάδες άτομα ή μόρια ανά κύβικό μέτρο. Η τιμή της είναι γενικά μεγαλύτερη σε περιοχές κοντα σε μεσοαστρική ύλη.

      Επίσης στο διάστημα υπάρχουν ακτινοβολίες ( κοσμικές ακτίνες, ακτίνες χ, ακτίνες γ, κ.α) που προέρχονται από άλλες περιοχές του διαστήματος (άστρα, αστρικά πτώματα, νεφελώματα κ.α). Για εμάς τους γήινους, το διάστημα ξεκινά 200 περίπου χιλιόμετρα πάνω απο την επιφάνεια της Γης, όπου είναι το όριο της ατμόσφαιρας του πλανήτη μας.

      Το διάστημα το βλέπουμε κοιτάζοντας τον ουρανό το βράδυ. Τη μέρα, βλέπουμε το γαλάζιο χρώμα του ουρανού που είναι το σκέδασμένο από τη γήινη ατμόσφαιρα ηλιακό φως και επομένως τη μέρα είναι αδύνατη η παρατήρηση του μαύρου διαστήματος δια γυμνού οφθαλμού.        <--- επιστροφή

 


 

Διάβαση Πλανήτη

 

      Διάβαση Πλανήτη ονομάζεται η διέλευση ενός πλανήτη μπροστά από το δίσκο του Ηλίου (ή γενικά κάποιου άστρου όταν μιλάμε για πλανήτες σε άλλα πλανητικά συστήματα). Και στις δύο περιπτώσεις, ο κινούμενος, γύρω από τον Ήλιο/Άστρο, πλανήτης διέρχεται μεταξύ αυτού και της Γης, έτσι ώστε να φαίνεται σαν στρογγυλή μαύρη κηλίδα που κινείται επί του δίσκου του Ηλίου ή στην περίπτωση των άλλων πλανητικών συστημάτων να έχουμε μια μικρή μείωση της φωτεινότητας του παρατηρούμενου άστρου, εξαιτίας της διάβασης.

      Οι διαβάσεις πλανητών που έχουμε τη δυνατότητα να παρατηρήσουμε στο Ηλιακό μας Σύστημα (από τη Γη), είναι βέβαια των εσωτερικών πλανητών, δηλαδή του Ερμή και της Αφροδίτης.      <--- επιστροφή

 


 

Διάγραμμα H-R

 

      Κανένα άλλο διάγραμμα της αστρονομίας και της αστροφυσικής δεν είναι ίσως τόσο ευρέως γνωστό όσο το διάγραμμα H-R (Hertzsprung-Russel). Από αυτό αντλούμε πολλές πληροφορίες, σχεδόν τα πάντα για την εξέλιξη και τη ζωή των άστρων. Το διάγραμμα μετρά ήδη έναν αιώνα ύπαρξης, αφού επινοήθηκε από τους Hertzsprung και Russell στις αρχές του εικοστού αιώνα. Αλλά τί είναι ακριβώς το διάγραμμα H-R, το οποίο είναι τόσο σημαντικό για την επιστήμη της αστροφυσικής; Με πολύ απλά λόγια είναι ένα διάγραμμα ορθογωνίων αξόνων, το οποίο παρουσιάζεται εάν συσχετίσουμε διάφορα φυσικά μεγέθη των αστέρων.

Τα μεγέθη αυτά είναι συνήθως τα:
Α. Θερμοκρασία αστέρων, στον άξονα των τετμημένων.
Β. Φασματικός Τύπος αστέρων, στον άξονα των τετμημένων.
Γ. Απόλυτο Οπτικό Μέγεθος αστέρων, στον άξονα των τεταγμένων.
Δ. Φωτεινότητα αστέρων, στον άξονα των τεταγμένων.
      Είναι δυνατό να δει το διάγραμμα κάποιος σε διάφορες μορφές και συνδυασμούς δύο από τα παραπάνω μεγέθη, όπως π.χ. Απόλυτο Μέγεθος συναρτήσει του Φασματικού Τύπου, ή Απόλυτο Μέγεθος συναρτήσει της Θερμοκρασίας. Σε αυτό το σημείο πρέπει να αναφέρουμε ότι δεν επιλέγουμε τυχαία τα συγκεκριμένα μεγέθη για το σκοπό μας, αλλά επειδή είναι θεμελιώδεις παράμετροι ενός αστέρος και αλληλένδετοι μεταξύ τους. Είναι αυτοί που μας δίνουν τα βασικά και απαραίτητα στοιχεία για να μελετήσουμε ένα άστρο.

Έννοια Μεγεθών
      Πρώτον, η Θερμοκρασία, η οποία είναι ο παράγοντας που καθορίζει και το χρώμα ενός άστρου. Κυμαίνεται από περίπου 3000 Κ (ερυθρά άστρα) έως 25000 Κ περίπου (κυανά άστρα). Πρόκειται συνήθως για τη θερμοκρασία χρώματος την οποία υπολογίζουμε από το φάσμα του αστέρα που φτάνει στη Γη, μέσω του κβαντικού νόμου της μετατόπισης του Wien. Στη συνέχεια, ο Φασματικός Τύπος, ο οποίος αφορά την κατάταξη των αστέρων σε 7 κύριες φασματικές ομάδες, τις O, B, A, F, G, K, M, κάθε μία από τις οποίες υποδιαιρείται σε 10 υποομάδες (π.χ. G0, G1, G2…G9). Ο διαχωρισμός σε αυτές τις 7 ομάδες έγινε εξαιτίας των διαφορών στα φάσματα που παρατηρούνται στα αστέρια και σχετίζονται με τη διαφορετική θερμοκρασία του καθενός. Όπως μπορούμε να δούμε και στο σχήμα, μεγαλύτερη θερμοκρασία (~25000 Κ) έχουν τα αστέρια τύπου Ο στα αριστερά και η θερμοκρασία μειώνεται συνεχώς πηγαίνοντας προς τα δεξιά (προς τον τύπο Μ). Το Απόλυτο Οπτικό Μέγεθος είναι ο αριθμός που εκφράζει τη φαινόμενη λαμπρότητα ενός αστέρος όταν βρίσκεται σε απόσταση 10 παρσέκ=32,6 έτη φωτός. Με αυτό το μέγεθος βρίσκουμε ποιο άστρο είναι πράγματι λαμπρότερο από κάποιο άλλο. Και τέλος, η Φωτεινότητα ορίζεται ως ο ρυθμός της εκλυόμενης ακτινοβολίας, σε όλα τα μήκη κύματος, από τη συνολική επιφάνεια του αστέρος.

Συμπεράσματα
      Μπορούμε τώρα, μετά τη σύντομη ανασκόπηση της έννοιας των μεγεθών, να μιλήσουμε για τα συμπεράσματα που προκύπτουν από το διάγραμμα H-R. Καταρχήν να τονίσουμε ότι το διάγραμμα προκύπτει από τις παρατηρήσεις χιλιάδων αστέρων. Τοποθετώντας λοιπόν τις παραπάνω παρατηρησιακές τιμές των προαναφερόμενων παραμέτρων, βλέπουμε ότι το διάγραμμα αποκαλύπτει τρεις σημαντικούς σχηματισμούς αστεριών. Oι περισσότεροι από τους αστέρες βρίσκονται πάνω σε μία στενή λωρίδα η οποία αρχίζει από την πάνω αριστερή γωνία του διαγράμματος (θερμοί και φωτεινοί κυανοί γίγαντες αστέρες), διασχίζει διαγώνια το διάγραμμα και τελειώνει στην κάτω δεξιά γωνία (ψυχροί και αμυδροί ερυθροί νάνοι αστέρες). Αυτή η ομάδα αστέρων ονομάζεται Κύρια Ακολουθία και αποτελεί τη μεγάλη πλειοψηφία των παρατηρουμένων άστρων γύρω μας, καθότι περιλαμβάνει τα αστέρια που παράγουν την ενέργειά τους με τη σύντηξη του υδρογόνου σε ήλιο.


      Μια άλλη κατηγορία αποτελεί ο Κλάδος των Γιγάντων στην πάνω δεξιά γωνία του διαγράμματος, η οποία χαρακτηρίζει τους ψυχρούς και πολύ φωτεινούς αστέρες, τους γίγαντες αστέρες και τους υπεργίγαντες, ο αριθμός των οποίων είναι κατά πολύ μικρότερος του αριθμού των αστέρων της κύριας ακολουθίας. Τα άστρα της ομάδας που καταλαμβάνουν την κάτω αριστερή γωνία του διαγράμματος ονομάζονται Λευκοί Νάνοι. Τα γνωστά μας αστρικά πτώματα στα οποία δεν εκτελούνται πια πυρηνικές συντήξεις και στα οποία καταλήγουν αστέρες με μάζα έως και 1,44 Ηλιακές Μάζες (=Όριο Chandrasekhar) και είναι θερμοί και αμυδροί. Ακόμα να αναφέρουμε ότι για την κύρια ακολουθία μόνο, ισχύει ότι μεγαλύτερη φωτεινότητα έχουν οι αστέρες μεγάλης μάζας. Όσο δηλαδή αυξάνεται η μάζα, αυξάνεται και η φωτεινότητα.

Υπάρχουν δύο ειδών διαγράμματα H-R:
      1. Τα παρατηρησιακά H-R διαγράμματα, όπου τοποθετούνται τα παρατηρησιακά χαρακτηριστικά των άστρων και παίρνουμε όλα τα φυσικά χαρακτηριστικά τους (ακτίνα, μάζα κτλ). 2. Τα θεωρητικά διαγράμματα H-R, όπου αποτυπώνουν τη θεωρητική εξέλιξη των αστέρων σύμφωνα με τις τιμές των φυσικών τους χαρακτηριστικών.
      Έτσι, μπορεί κάθε αστέρι να αντιπροσωπευθεί από ένα σημείο στο διάγραμμα H-R, αλλά ταυτόχρονα ο κύκλος ζωής κάθε αστεριού μπορεί να αντιπροσωπευθεί από μία τροχιά. Δηλαδή, ένα αστέρι αρχίζει στα δεξιά ως ψυχρό, συστελλόμενο νέφος διαστρικού αερίου. Καθώς θερμαίνεται, θα κινηθεί αριστερά προς την κύρια ακολουθία. Όταν αρχίσουν οι πυρηνικές συντήξεις στο εσωτερικό του και αρχίσει το αστέρι να καίει το υδρογόνο του, «στέκεται» στην κύρια ακολουθία. Εκεί μένει σχεδόν εξ ολοκλήρου σε μια θέση έως να καταναλωθεί όλο το υδρογόνο του πυρήνα σε ήλιο. Ο Ήλιος για παράδειγμα, θα μείνει περίπου 10 δισεκατομμύρια χρόνια στην κύρια ακολουθία. Ήδη βρίσκεται εκεί για 4.5 δισεκατομμύρια χρόνια. Όταν το υδρογόνο του πυρήνα εξαντληθεί, θα αρχίσουν πιο σύνθετες πυρηνικές αντιδράσεις. Αυτές θα αναγκάσουν την επιφάνεια του Ήλιου μας να ψυχθεί και να διογκωθεί, και ο Ήλιος μας τότε θα μετακινηθεί προς το άνω δεξιό μέρος του διαγράμματος και θα γίνει ένας ερυθρός γίγαντας. Τέλος, όταν σταματήσουν όλες οι πυρηνικές αντιδράσεις στον πυρήνα, το μόνο που θα παραμείνει στη θέση του θα είναι ένας Λευκός Νάνος, που θα βρίσκεται κάτω αριστερά στο διάγραμμα.
      Άρα, το διάγραμμα H-R έλυσε το πρόβλημα της ταξινόμησης των άστρων, διάταξε τα αστέρια τοποθετώντας τα σαν καθορισμένα σημεία στο διάγραμμα, αναπαριστά δε τους κύκλους της ζωής τους, το παρελθόν αλλά και το μέλλον των άστρων.Πρόκειται λοιπόν για ένα απαραίτητο εργαλείο για τη μελέτη και περιγραφή της αστρικής εξέλιξης.      
<--- επιστροφή

 

 


 

Διάττοντας αστέρας.

 

      Παρατηρησιακά, ένας διάττοντας αστέρας είναι ένα φωτεινό σημείο σαν αστέρας που εμφανίζεται ξαφνικά από το πουθενά στο νυχτερινό ουρανό, κινείται με ταχύτητα ανιχνεύσιμη με γυμνό μάτι επί λίγα (συνήθως 1 ή 2) δευτερόλεπτα και μετά εξαφανίζεται. Στη δημοτική γλώσσα, οι διάττοντες αστέρες ονομάζονται και «πεφτάστερα».
      Στην πραγματικότητα, οι διάττοντες δεν έχουν καμιά συγγένεια με τους «μόνιμους» αστέρες του νυχτερινού ουρανού. Ενώ οι δεύτεροι είναι συνήθως πολύ μεγαλύτεροι από ολόκληρη τη Γη, οι διάττοντες είναι μικροί μετεωροειδείς, μικροί ή μεγαλύτεροι κόκκοι διαστημικής σκόνης, που προέρχονται συνήθως από κομήτες και δεν ξεπερνούν σε διαστάσεις ένα σπυρί ρυζιού!


      Το φαινόμενο του διάττοντα αστέρα παρουσιάζεται όταν οι κόκκοι αυτοί εισέρχονται στην ατμόσφαιρα της Γης με τυπικές διαπλανητικές ταχύτητες αρκετών χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο. Οι ταχύτητες αυτές είναι τέτοιες ώστε η τριβή τους με τον ατμοσφαιρικό αέρα τα θερμαίνει τόσο ώστε: 1) Ακτινοβολούν από μόνα τους φως ως πυρακτωμένα σώματα. 2) Ιονίζουν τα μόρια και τα άτομα του αέρα σε ένα αυλό διαμέτρου μερικών δεκάδων εκατοστών κατά μήκος της τροχιάς τους και τα ηλεκτρόνια επανασυνδεόμενα στη συνέχεια με τα άτομά τους εκπέμπουν φως. Με τον δεύτερο κυρίως τρόπο αυτά τα «σπυριά ρυζιού» κατορθώνουν να γίνονται ορατά με γυμνό μάτι, παρότι κατά κανόνα εξατμίζονται από τη θερμοκρασία και παύουν να υπάρχουν σε ύψος συνήθως μεγαλύτερο των 50 χιλιομέτρων από την επιφάνεια της Γης.


      Επειδή ο ιονισμός και η επανασύνδεση περιλαμβάνουν επιταχυνόμενα ηλεκτρικά φορτία, οι διάττοντες αστέρες παράγουν ραδιοκύματα που μπορούν να γίνουν αντιληπτά από ραδιοτηλεσκόπια ή ως ραδιοπαράσιτα από ραδιοφωνικούς δέκτες.


      Οι διάττοντες αστέρες αποτελούν το ένα από τα δύο είδη μετεώρων. Το άλλο είδος είναι οι βολίδες, που δημιουργούνται από μεγαλύτερους μετεωροειδείς (μεγάλους σαν ένα πετραδάκι μέχρι μεγάλους ογκόλιθους) κι έτσι μπορούν να εκραγούν από ανομοιογενή θέρμανση (και άρα έντονα διαφορική διαστολή) και να παραγάγουν ήχο ικανό να ακουστεί μέχρι το έδαφος, ενώ μπορεί τμήματά τους να φθάσουν μέχρι το έδαφος (βλ. μετεωρίτης). Αντίθετα, οι απλοί διάττοντες είναι αθόρυβοι και ποτέ δεν φθάνουν μέχρι την επιφάνεια του πλανήτη μας. Γενικά οι διάττοντες αστέρες με φαινόμενο μέγεθος φωτεινότερο του -4 ταξινομούνται συνήθως ως βολίδες.


      Κατά την περιφορά της γύρω από τον Ήλιο η Γη συμβαίνει να διέρχεται από μέρη όπου προηγουμένως είχε περάσει κάποιος κομήτης, δηλ. να τέμνει (προσεγγιστικά έστω) τις τροχιές κομητών. Τότε οι ρυθμοί των διαττόντων (ο αριθμός των διαττόντων αστέρων που παρατηρούνται π.χ. ανά ώρα) αυξάνονται πολύ: είναι οι λεγόμενες βροχές διαττόντων. Οι βροχές διαττόντων συνδέονται με συγκεκριμένο κομήτη η καθεμιά και με συγκεκριμένες ημερομηνίες του έτους κατά τις οποίες η Γη διέρχεται από την τροχιά του κομήτη.
      Το ιονισμένο ίχνος ενός διάττοντα στην ατμόσφαιρα μπορεί να διαρκέσει επί αρκετά λεπτά. Ιδίως κατά τις βροχές διαττόντων, δημιουργείται έτσι μια λίγο-πολύ συνεχής ιονισμένη ζώνη κάτω από την ιονόσφαιρα ή στην κατώτερη ιονόσφαιρα. Η ανάκλαση των βραχέων ραδιοφωνικών κυμάτων από αυτή τη ζώνη ονομάζεται επικοινωνία σκεδάσεως μετεώρων και εξαιτίας της μπορεί να επιτευχθεί λήψη μακρινών ραδιοσταθμών.
      Η παρατήρηση μετεώρων, ιδίως των βροχών διαττόντων, είναι αρκετά συνηθισμένη ασχολία ερασιτεχνών αστρονόμων.      
<--- επιστροφή



 

Δομή του Ήλιου

 

        Ο ήλιος έχει διάφορα στρώματα, το πιο εσωτερικό του είναι ο πυρήνας, που είναι περίπου 400.000 χλμ σε διάμετρο και περιέχει περίπου το 60% της μάζας του ήλιου και λιγότερο από το 2% τον όγκο του. 

      Εδώ πραγματοποιείται η πυρηνική τήξη, η θερμοκρασία φθάνει τους 15.000.000 βαθμούς Kelvin, η πίεση 250 δισεκατομμύρια ατμόσφαιρες και η πυκνότητα του είναι 150 φορές μεγαλύτερη του νερού.
      Αριστερά διακρίνονται κάποιες περιοχές πιο λαμπρές - λευκές σχεδόν - από τον περίγυρο τους, που λέγονται πυρσοί και παρουσιάζουν μαγνητικές δραστηριότητες. Επίσης, συναντούμε ένα ακανόνιστο πεδίο από κόκκους με διάρκεια ζωής μερικών μόνο λεπτών. Η διάμετρος τους φτάνει τα 1.000 χιλιόμετρα και αποτελούν τις κορυφές ανοδικών ρευμάτων υπερθερμασμένων αερίων, που μοιάζουν με φυσαλίδες ατμού σε νερό που βράζει. Ορισμένες φορές τα μεγαλύτερα ενεργειακά ρεύματα δημιουργούν την υπερκοκκίαση, σχηματισμούς που έχουν διαμέτρους 35.000 χιλιομέτρων ή και την γιγαντιαία κοκκίωση που καλύπτει όλη την επιφάνεια του ήλιου.


      Το επόμενο στρώμα από τον πυρήνα, είναι η ζώνη της ακτινοβολίας. Ένας σφαιρικός φλοιός με πάχος το 40% της ηλιακής ακτίνας  και η θερμοκρασία της είναι περίπου 2 έως 8.000.000 Κ. Είναι ένα στρώμα μέσω του οποίου η ενέργεια του πυρήνα,   με τη μορφή ακτινοβολίας, μεταφέρεται μέσα από διαδοχικές απορροφήσεις και εκπομπές των φωτονίων με τα ελεύθερα ηλεκτρόνια και τα ιόντα της ζώνης ακτινοβολίας. Τα φωτόνια αφού συνέχεια συγκρούονται φτάνουν με τυχαίο τρόπο μέχρι την επιφάνεια. Οι επιστήμονες θεωρούν ότι χρειάζονται, αυτά τα φωτόνια, περίπου 20 εκατομμύρια έτη για να ταξιδέψουν αυτήν την απόσταση.


      Στο επόμενο στρώμα που είναι το μεταφοράς, το πάχος φθάνει στο 15% της ακτίνας του ήλιου και επικρατούν θερμοκρασίες της τάξεως των 2.000.000 Κ. Είναι εκεί όπου οι πυρήνες του υδρογόνου και τα βαρύτερα στοιχεία συνδυάζονται με τα ελεύθερα ηλεκτρόνια για να σχηματίσουν τα ουδέτερα άτομα ή ιόντα. Η παρουσία των οποίων είναι σε θέση να απορροφήσουν τα φωτόνια. Η μεταφορά πλέον της ενέργειας προς τα εξωτερικά στρώματα, γίνεται κυρίως με ανοδικά ρεύματα ύλης ενώ στο τέλος της ζώνης μεταφοράς πάλι έχουμε εκπομπές και απορροφήσεις φωτονίων. Στον ήλιο, νομίζουμε ότι αυτό το στρώμα είναι αρμόδιο για το σχηματισμό των μαγνητικών πεδίων, και έτσι αυτό έχει επιπτώσεις στη χρωμόσφαιρα και  στη δραστηριότητα της κορώνας, αλλά οι λεπτομέρειες είναι ακόμα αβέβαιες.
      Τα εξωτερικά στρώματα του Ήλιου υφίστανται διαφορική περιστροφή: στον Ισημερινό η επιφάνεια κάνει μια περιστροφή κάθε 25.4 ημέρες. Πλησίον των πόλων είναι 36 ημέρες. Αυτή η παράξενη συμπεριφορά οφείλεται στο γεγονός ότι ο Ήλιος δεν είναι στερεός σαν τη Γη. Παρόμοια φαινόμενα συναντούμε και στους αεριώδεις πλανήτες. Η διαφορική περιστροφή φτάνει μέχρι το εσωτερικό του Ήλιου, αλλά ο πυρήνας του στρέφεται σαν να είναι στερεό σώμα.


      Η δομή της ατμόσφαιρας του ήλιου μας είναι γνωστή. Πρώτα συναντάμε στο εσωτερικό της, την φωτόσφαιρα, αυτό το φωτεινό επιφανειακό στρώμα που βρίσκεται μεταξύ της αδιαφανούς ζώνης μεταφοράς και της χρωμόσφαιρας. Αυτό το λαμπρό ορατό στρώμα, έχει μέσο πάχος μόνο 2.000 χιλιόμετρα και από το οποίο η περισσότερη ενέργεια ακτινοβολείται στο διάστημα. Ένα χαρακτηριστικό γνώρισμα της φωτόσφαιρας είναι η κοκκώδης υφή, που καλείται φωτοσφαιρική κοκκίαση. Το φαινόμενο οφείλεται σε ανοδικά ρεύματα θερμών αερίων.
      Η θερμοκρασία της φωτόσφαιρας είναι περίπου 6.000 βαθμοί Κ στο βαθύτερο σημείο της και 4.000 βαθμοί Κ κοντά στην επιφάνεια. Από τις ηλιακές κηλίδες είμαστε σε θέση να ανιχνεύσουμε πόσο γρήγορα ο ήλιος περιστρέφεται. Κατά ένα   ενδιαφέροντα τρόπο περιστρέφεται γρηγορότερα στον ισημερινό και πιο αργά στους πόλους, το γιατί κανένας δεν ξέρει. Έχει προταθεί εν τούτοις, ότι η διαφορική περιστροφή οφείλεται στη γρήγορη περιστροφή του πυρήνα του ήλιου.


      Την χρωμόσφαιρα την βλέπουμε με λαμπρό κόκκινο χρώμα σε περιόδους έκλειψης ηλίου και ανυψώνεται επάνω από τη φωτόσφαιρα μερικές χιλιάδες χιλιόμετρα. Η θερμοκρασία της είναι μεταξύ 4.000 βαθμών Κ (στην περιοχή που βρίσκεται πλησιέστερα στη φωτόσφαιρα) έως 50.000 βαθμούς Κ. Η έντονη άνοδος στη θερμοκρασία οφείλεται στην πυκνότητα του υλικού που μειώνεται εκθετικά με το ύψος.
      Δεξιά βλέπουμε στην εικόνα του ήλιου τα νήματα, τις τεράστιες προεξοχές που μοιάζουν με χείμαρρους υπερθερμασμένων αερίων, που εκτοξεύονται με τεράστιες ταχύτητες σε αποστάσεις εκατομμυρίων χιλιομέτρων στο διάστημα.
      Πάνω από τη χρωμόσφαιρα βρίσκεται το εντυπωσιακό στέμμα (κορώνα) και στο φάσμα της βρίσκουμε μερικές λαμπρές γραμμές, που προέρχονται από έντονα ιονισμένα άτομα στοιχείων. Η χρωμόσφαιρα που είναι η εξωτερική στιβάδα της ατμόσφαιράς του ήλιου εκτείνεται σε απόσταση 3,5 εκατομμυρίων χιλιομέτρων. Η υψηλή θερμοκρασίας του στέμματος, είναι η αιτία της εκπομπής ακτίνων-Χ από εκεί. Η θερμοκρασία της ανεβαίνει από 500.000 Κ έως και 2.000.000 βαθμούς Κ.


      Και τέλος ο ηλιακός άνεμος, που είναι ηλιακή ακτινοβολία μαζί με έντονο ρεύμα πρωτονίων, ηλεκτρονίων και πυρήνων ηλίου, που εκτοξεύονται από την ατμόσφαιρα με ταχύτητες εκατοντάδων χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο. Τα σωματίδια αυτά ταξιδεύουν κατά μήκος των ανοικτών μαγνητικών γραμμών του στέμματος.      
<--- επιστροφή

 


 

Διπλά Συστήματα Ακτίνων Χ

 

      Τα διπλά συστήματα ακτίνων Χ (X-rays binaries) αποτελούνται από ένα συμπαγές σώμα το οποίο καταρρέει κατά την περιφορά του γύρω από ένα κανονικό άστρο (άστρο το οποίο βρίσκεται στην κύρια ακολουθία και χαρακτηρίζεται από την θερμοπυρηνική αντίδραση καύσης υδρογόνου σε ήλιο). Το συμπαγές καταρρέων σώμα μπορεί να είναι είτε μία μελανή οπή (black hole), είτε ένας αστέρας νετρονίου (neutron star), είτε ένας λευκός νάνος Η εκπομπή ακτίνων Χ είναι αποτέλεσμα του μηχανισμού δίσκου συσσώρευσης (accretion disc).


      Στο Αστεροσκοπείο Σκίνακα πραγματοποιείται πρόγραμμα παρατηρήσεων διπλών συστημάτων ακτίνων Χ στα πλαίσια του οποίου:
Μελετούνται διπλά συστήματα Be/X (όπως ο σχηματισμός και διάλυση του δίσκου, η μακράς διάρκειας μεταβλητότητα, η μεγάλης κλίμακας μεταβολές στην πυκνότητα του δίσκου, σύγκριση Be/Xμε Be(χωρίς αστέρα νετρονίου) κ.α.
      Γίνεται συστηματική ανακάλυψη και ταξινόμηση διπλών συστημάτων ακτίνων Χ.      
<--- επιστροφή

 


 

 

 

 

 

Χρόνος εκτέλεσης : 0.063 δευτερόλεπτα