ΧΟΡΗΓΟΙ

Κ


- Κ -

 

Καμπύλη φωτός - Κασσιόπη - Καυτός Δίας - Κβάζαρς - Κηλίδες (ηλιακές) - Κίνηση πλανητών - Κλίμακα Elger - Κλίση Άξονα - Κλόνηση - Κόμη της Βερενίκης - Κομητης του Χάλεϊ - Κοσμικές ακτίνες - Κοσμική Γεωγραφία - Κοσμική σκόνη - Κοσμικές ταχύτητες  - Κοσμικές φυσαλίδες - Κοσμογραφία - Κυανός γίγαντας - Κύκλος Αποκλίσεων - Κύκλος Καλλίπου - Κύκνος - Κύνες θηρευτικοί

 

 

 


 

 

Κόμη της Βερενίκης

 

Αστερισμός του βόρειου ημισφαίριου. Στον ουρανό της Ελλάδας φαίνεται από το Φεβρουάριο μέχρι τον Ιούλιο, ενώ τους υπόλοιπους μήνες είναι αόρατος για μας, γιατί χάνεται κάτω από τον ορίζοντα. Αποτελείται από πολύ αμυδρούς αστέρες. Οι ορατοί με γυμνό μάτι αστέρες α, β, γ είναι 4ου μεγέθους. Βρίσκεται πιο πέρα από τη Μεγάλη Άρκτο, ανάμεσα στους αστερισμούς Θηρευτικοί Κύνες- Παρθένος και Λέων - Βοώτης. Κοντά στο γ Κόμης και ανάμεσα στους αστέρες β Λέοντος και α Θηρευτικών Κυνών, βρίσκεται ένα από τα μεγαλύτερα σμήνη γαλαξιών, που έχει φαινομένη διάμετρο δωδεκαπλάσια από τη διάμετρο του ηλιακού δίσκου, απέχει από τη Γη 220 εκατομ. έτη φωτός και περιέχει 1.000 γαλαξίες σαν το δικό μας. Ανάμεσα στο β και γ Κόμης βρίσκεται ο βόρειος πόλος του γαλαξία μας.                  <--επιστροφή

 


Κύνες θηρευτικοί

 

Είναι αστερισμός του Βόρειου ημισφαίριου. Η διεθνής του ονομασία είναι Canes Venatici και το διεθνές σύμβολό του CVn. Βρίσκεται ανάμεσα στους αστερισμούς της Μεγάλης Άρκτου, του Λέοντα, της Παρθένου και του Βαΰκτου. Από την Ελλάδα φαίνεται μερικές ώρες μόνο τη νύχτα και σε ορισμένες εποχές. Ο λαμπρότερος από τους αστέρες του, ο "α", γνωστός με το όνομα "Καρδία του Καρόλου", είναι διπλός, με απόσταση στους δυο αστέρες 20΄΄ και λαμπρότητα 2,9 και 5,6. Είναι φασματικού τύπου Β9 και απέχει από τη Γη 118 έτη φωτός. Μεσουρανεί στις 22 Μαΐου, στις 9 το βράδυ τοπική ώρα στο ζενίθ των Αθηνών. Είναι ένας από τους 63 αστερισμούς που φαίνονται από την Ελλάδα. Μέσα στον αστερισμό αυτό βρίσκεται ο σπειροειδής Γαλαξίας Μ 51.          <--επιστροφή

 

 


 

Καμπύλη φωτός

 

Η καμπύλη φωτός στην Αστρονομία, και ειδικότερα στη Φωτομετρία είναι μία γραφική παράσταση της εντάσεως του φωτός ενός ουράνιου σώματος ή περιοχής, ως συναρτήσεως του χρόνου. Το φως συνήθως αντιστοιχεί σε μια συγκεκριμένη ζώνη συχνοτήτων, κάτι που προκύπτει με τη χρήση φίλτρων.


Οι καμπύλες φωτός μπορεί να είναι περιοδικές, όπως στην περίπτωση των περισσότερων μεταβλητών αστέρων, ή μη περιοδικές, όπως είναι η καμπύλη φωτός ενός κατακλυσμικού μεταβλητού, ενός καινοφανούς ή ενός υπερκαινοφανούς αστέρα.


Η μελέτη της καμπύλης φωτός μαζί με άλλες παρατηρήσεις, μπορεί να παράσχει αρκετές πληροφορίες για τις φυσικές διαδικασίες που διαμορφώνουν το σχήμα της ή να θέσει περιορισμούς στις θεωρίες για τους αστέρες.
Στο Ηλιακό Σύστημα, μία καμπύλη φωτός μπορεί να χρησιμοποιηθεί για να βρεθεί η περίοδος περιστροφής ενός αστεροειδούς ή φυσικού δορυφόρου. Από τη Γη τέτοια μικρά σώματα φαίνονται ως απλά φωτεινά σημεία ακόμα και με την ισχυρότερη μεγέθυνση που μπορεί να επιτευχθεί με τηλεσκόπιο. Μπορεί όμως να μετρηθεί το φως που μας στέλνει το σώμα ως συνάρτηση του χρόνου (η καμπύλη φωτός). Ελέγχοντας για τυχόν περιοδικές αυξομειώσεις του ύψους της καμπύλης μπορούμε να μετρήσουμε την περίοδο περιστροφής του ουράνιου σώματος, υποθέτοντας ότι κάποιες πλευρές του σώματος έχουν πιο ανοικτό ή πιο σκούρο χρώμα από άλλες κατά μέσο όρο. Σε κάποιες περιπτώσεις δεν είναι ξεκάθαρο αν υπάρχουν ένα ή δύο μέγιστα στην καμπύλη φωτός ανά περίοδο περιστροφής, όπως στην περίπτωση μικρών αστεροειδών, που γενικώς έχουν ακανόνιστο σχήμα, οπότε δύο παράγοντες, το άλβεδο και η έκταση της φαινόμενης πλευράς του αστεροειδούς τη συγκεκριμένη στιγμή, προκαλούν μεταβολές στην καταγραφόμενη ένταση του φωτός.     
<--επιστροφή

 

 


 

Κασσιόπη

 

Από τους πιο σπουδαίους αστερισμούς του βόρειου ημισφαιρίου. Ο αστερισμός αυτός ήταν γνωστός και στην αρχαιότητα και αναφέρεται από τον Πτολεμαίο στη Μαθηματική Σύνταξη. Ως προς τον πολικό αστέρα η Κασσιόπη κατέχει θέση συμμετρική προς τη Μεγάλη Άρκτο και είναι ορατή σχεδόν πάντα.

Περιέχει συνολικά 89 αστέρια, όλα αμυδρότερα του δεύτερου μεγέθους, ενώ στον κατάλογο του Πτολεμαίου αναφέρονται μόνο 13. Χαρακτηριστικό είναι ότι τα αστέρια α, γ, δ της Κασσιόπης, που είναι και τα λαμπρότερα, είναι μεταβλητά. Ο σημαντικότερος όμως μεταβλητός του αστερισμού είναι αυτός που συμβολίζεται με το γράμμα ρ και κυμαίνεται ανώμαλα μεταξύ των μεγεθών 4,4 και 6,3 Κασσιόπης (καινοφανής, αστρονομία).

Ο σπουδαιότερος καινοφανής στην ιστορία της αστρονομίας ονομάζεται αλλιώς καινοφανής του 1572, καινοφανής της Κασσιόπης και σπανιότερα αναφέρεται ως προσκυνητής. Παρατηρήθηκε για πρώτη φορά στις 11 Νοεμβρίου του 1572 στο Χεριτσβάλντ της Δανίας από τον Τychο Βrahe ως άστρο πρώτου μεγέθους, λαμπρότερο από όλα τ' αστέρια του ουρανού και συγκρινόμενο στη λαμπρότητα μόνο με την Αφροδίτη. Το Μάρτιο του 1574 έπαψε να είναι ορατός με γυμνό μάτι. Η κατά προσέγγιση θέση του καινοφανούς της Κασσιόπης βρίσκεται αν προεκτείνουμε τη γραμμή των αστεριών β και κ της Κασσιόπης κατά το τέταρτο αυτής προς το μέρος του κ.

Στον αστερισμό της Κασσιόπης εμφανίστηκαν και άλλοι καινοφανείς, το Μάρτιο του 369 μ.Χ., το 945 μ.Χ. και τέλος τον Ιούλιο του 1264. Μετά την ανακάλυψη του τηλεσκόπιου δεν εμφανίστηκε κανένας καινοφανής.     
<--επιστροφή

 


 

Κύκνος

 

Αστερισμός του βόρειου ημισφαιρίου που εκτείνεται στο γαλαξία μας μεταξύ της Λύρας, του Πήγασου, του Κηφέα και της μικρής Άρκτου.

Από τα αστέρια του Κύκνου κυριότερα είναι: 1) ο α Κύκνου που ονομαζόταν από τους Άραβες Ντενέμπ και είναι ο λαμπρότερος αστέρας του αστερισμού, 2) ο β Κύκνου ή Αλ-μπιρέο, ένας διπλός αστέρας, 3) ο γ Κύκνου, που είναι ένας από τους πιο περίφημους μεταβλητούς μακράς περιόδου. Η περίοδός του είναι 406 μέρες, κι η λάμψη του κυμαίνεται μεταξύ 13,5 και 4ου μεγέθους.

Κύκνου καινοφανείς. Στον αστερισμό του Κύκνου εμφανίστηκαν 3 καινοφανείς αστέρες από τους οποίους ο πρώτος το 1600, ο δεύτερος το 1876, και ο τρίτος το 1920.

Κύκνου δακτύλιο νεφέλωμα. Σύνολο από ενδιαφέροντα νεφελώματα και συστροφές στην περιοχή του Κύκνου, τα οποία, όπως πιστεύεται σήμερα, είναι υπόλειμμα μιας φοβερής έκρηξης Σουπερνόβα που έγινε πριν 50.000 περίπου χρόνια.

Κύκνος Α ραδιοπηγή. Ισχυρότατη ραδιοπηγή (ραδιογαλαξίας) στην περιοχή του αστερισμού του Κύκνου. Όπως αποδείχτηκε μετά από οπτική εξέταση με το τηλεσκόπιο της διαμέτρου 5 μέτρων του όρους Πάλομαρ, συμπίπτει με 2 γαλαξίες σε επαφή, που βρίσκονται 550 περίπου έτη φωτός μακριά από τη Γη.    
<--επιστροφή

 


 

Κοσμικές φυσαλίδες

 

Ονομασία που έχει δοθεί σε γαλαξιακά σμήνη που είναι διαταγμένα στην επιφάνεια σφαιρικών ή ελλειπτικών τμημάτων του κοσμικού χώρου, το εσωτερικό των οποίων είναι κενό από ύλη. Η χαρακτηριστική αυτή διάταξη είχε ήδη προβλεφθεί το 1981 από θεωρητικούς αστροφυσικούς του Πανεπιστημίου του Πρίνστον στην προσπάθειά τους να καταστρώσουν ένα πειστικό μοντέλο για τη δημιουργία των γαλαξιών και την κατανομή τους στο σύμπαν, βάσει της γενικής αρχής της φύσης κατά την οποία σχηματίζονται μονάδες από παρόμοια αντικείμενα, τόσο στο μικρόκοσμο (άτομα, μόρια) όσο και στο μακρόκοσμο (αστέρες, γαλαξίες). Διατυπώθηκε, μάλιστα, η υπόθεση ότι περίπου 1 δισεκατομ. χρόνια μετά τη δημιουργία του σύμπαντος ισχυρά ωστικά κύματα από την έκρηξη υπερμαζικών αστέρων συσσώρευσαν μεγάλες ποσότητες ύλης, από την οποία προήλθαν οι γαλαξίες σε επιφανειακή σφαιρική διάταξη στο χώρο. Η πρώτη ανακάλυψη κοσμικών φυσαλίδων έγινε το 1986 από αστρονόμους του Πανεπιστημίου του Χάρβαρντ και περιλαμβάνει μια σειρά από γαλαξιακά σμήνη, κατανεμημένα στην επιφάνεια σφαιρών, οι διάμετροι των οποίων κυμαίνονται από 40 έως 150 εκατομ. έτη φωτός. Η συνέχεια επιφύλασσε για τη διεθνή αστρονομική κοινότητα ανάλογες ενδιαφέρουσες ανακαλύψεις, με εντυπωσιακότερη το λεγόμενο "Μεγάλο Τείχος" στο βόρειο ημισφαίριο του ουρανού το 1989, που οι ακριβείς του διαστάσεις δεν ήταν έως το 1994 γνωστές. Παράλληλα, όπως διαπιστώθηκε από τη συστηματική εξέταση που έγινε στις φασματικές γραμμές απορρόφησης διαφόρων κβάζαρς (διαδικασία που ολοκληρώθηκε το 1991), οι κοσμικές φυσαλίδες δεν αντιπροσωπεύουν ένα μεμονωμένο φαινόμενο που εντοπίζεται σε συγκεκριμένες μόνον περιοχές του σύμπαντος, αλλά φαίνεται πως αποτελούν γνώρισμα της συνολικής δομής του.     <--επιστροφή

 


 

Κοσμικές ταχύτητες


Είναι οι ταχύτητες με τις οποίες υπολογίζεται ότι κινούνται τα διάφορα σώματα η με τις οποίες διαδίδονται οι ακτινοβολίες στο διάστημα. Δεν υπάρχουν ακριβή όρια μεταξύ των οποίων να κυμαίνονται ούτε και μαθηματικές σχέσεις ή τύποι που να τις υπολογίζουν. Συνήθως υπολογίζονται από το φαινόμενο Ντόπλερ. Μερικές τέτοιες χαρακτηριστικές ταχύτητες είναι η ταχύτητα των ατόμων που αποτελούν το Πολικό Σέλας (3.000 Κm/sec), η ταχύτητα των ακίδων (20 Κm/sec), η ταχύτητα του ρεύματος πρωτονίων και ηλεκτρονίων του ηλιακού ανέμου (500 - 1.000 Κm/sec, ενώ σε περιόδους ηλιακής δραστηριότητας φτάνει μέχρι 1.500 Κm/sec). Γενικά, οι κοσμικές ταχύτητες είναι πάρα πολύ μεγάλες σε σχέση με τις ταχύτητες των αντικειμένων που βρίσκονται πάνω στη γη.    <--επιστροφή

 

 


 

Κοσμική σκόνη

 

Είναι το ένα από τα δυο είδη της μεσοαστρικής ύλης, της σκόρπιας δηλ. ύλης ανάμεσα στους αστέρες. Το άλλο είναι κοσμικά σύννεφα αερίου. Υπολογίζεται ότι αυτή η ύλη είναι τα 0,02 της συνολικής μάζας του γαλαξία μας και αποτελείται από άπειρα μικρά σωμάτια. Οι διαστάσεις των σωματιδίων αυτών των κόκκων όπως λέγονται, της κοσμικής σκόνης, είναι της τάξης των 0,00001 εκ. και έχουν πυκνότητα 10-26 γραμ στο κυβ. εκ. Η σκόνη αυτή φαίνεται σαν ομίχλη γύρω από τους αστέρες (και από τη γη), γιατί φωτίζεται από γειτονικούς αστέρες, οπότε διαχέει το φως. Επίσης όταν απορροφά το φως που δέχεται, φαίνεται σαν μια σκοτεινή περιοχή του ουρανού χωρίς κανέναν αστέρα.

Παρόλο που η ποσότητα της κοσμικής σκόνης είναι μικρή συγκριτικά με τα κοσμικά σύννεφα αερίου, διαπιστώθηκε ότι σ αυτήν οφείλεται η απορρόφηση στο φως των αστέρων Μie (1908), με αποτέλεσμα να μεταβάλλεται το φαινόμενο μέγεθός τους. Επειδή η κατανομή της είναι τυχαία, υπάρχουν οι ζώνες αποφυγής, όπου η απορρόφηση είναι πολύ μικρή. Η κοσμική σκόνη προκαλεί επίσης το φαινόμενο της χρώσης των αστέρων. Οι μακρινοί αστέρες π.χ. φαίνονται ερυθρότεροι και γενικά παρουσιάζεται μια μεταβολή στο δείκτη χρώματος των αστέρων καθώς και στην πόλωση του φωτός τους, όπως παρατηρήθηκε το 1949 από τους Χίλτνερ και Χαλ.

Τα συμπεράσματα διαφόρων ερευνητών, όπως των Ορτ, Βαν ντε Χουλστ κ.α., καταλήγουν στο ότι οι κόκκοι της κοσμικής σκόνης είναι διηλεκτρικά σωμάτια με προσμείξεις μετάλλων μικρών διαστάσεων και ότι σ' αυτούς οφείλεται κατά ένα μέρος η δημιουργία νέων αστέρων, είναι δηλ. το υλικό από το οποίο δημιουργήθηκαν και δημιουργούνται οι αστέρες. Φυσικά αυτή η ελάττωση, αντισταθμίζεται από το γεγονός ότι όλοι οι αστέρες, κυρίως οι νόβα και σουπερνόβα, με τις εκρήξεις τους εκπέμπουν μεγάλες ποσότητες κοσμικής ύλης και εμπλουτίζουν το μεσοαστρικό διάστημα, ενώ άλλοι αστέρες εκπέμπουν συνέχεια ύλη. Η κοσμική σκόνη αποτελεί τη ουρά κάθε κομήτη και σε αυτήν οφείλεται το ζωδιακό φως.  
<--επιστροφή

 

 


 

Κοσμογραφία


Η περιγραφή του κόσμου, των ουράνιων φαινομένων. Είναι στοιχειώδης αστρονομία χωρίς πολλά μαθηματικά και ασχολείται με τη δομή του σύμπαντος (μορφή, πλήθος, σύσταση, κινήσεις των γαλαξιών) και με την αναγνώριση, ονομασία, πλήθος, λαμπρότητα κ.λπ. των αστέρων και αστερισμών (δηλ. με την ουρανογραφία). Περιλαμβάνει επίσης στοιχεία πρακτικής αστρονομίας (αστρονομικά όργανα, διατάξεις και μέθοδοι παρατήρησης), καθώς και στοιχεία αστροναυτικής (τεχνητοί δορυφόροι, διαστημόπλοια αρχή λειτουργίας πυραύλων, διαπλανητικά ταξίδια κ.α.)   <--επιστροφή

 

 


 

Κύκλος Καλλίπου

 

Ο κύκλος του Καλλίπου είναι μια περίοδος 76 ετών κατά την οποία οι φάσεις της Σελήνης επαναλαμβάνονται στα ίδια χρονικά διαστήματα και ημερομηνίες.

Ο κύκλος του Καλλίπου είναι περίπου 4 φορές μεγαλύτερος από τον κύκλο του Μέτωνα. Επίσης είναι και πιο ακριβής ωστόσο δεν εφαρμοζόταν στην αρχαιότητα λόγω της μεγάλης περιόδου του.    
<--επιστροφή

 

 


 

Κλίμακα Elger

 

Με τη κλίμακα Elger εκτιμάται η λαμπρότητα των διάφορων Σεληνιακών περιοχών, αφού πρώτα σχεδιαστούν με το χέρι. Για αυτό το λόγο ο παρατηρητής χρησιμοποιεί διαφορετικούς χρωματικούς τόνους στο σχέδιο του οι οποίοι διαφέρουν ανάλογα με τη μεγέθυνση υπό την οποία γίνεται η παρατήρηση αλλά και από τη λαμπρότητα της κάθε περιοχής. Η κλίμακα χρησιμοποιείται από τον 18ο αιώνα από τον Γερμανό αστρονόμο Schroeter ενώ καταγράφτηκε σε βιβλίο( “the Moon”, 1896) από τον Elger τον 19o αιώνα.

Η παρακάτω κλίμακα ισχύει υπό μεγέθυνση 50Χ:

0: Μαύρο για τις σκοτεινότερες σκιές

1: Πολύ σκούρο γκρίζο-μαύρο για σκούρες περιοχές υπό πολύ πλάγιο φωτισμό

2: Σκούρο γκρι – το νότιο μισό του πυθμένα του Grimaldi

3: Μεσαίο γκρι-το βόρειο μισό του πυθμένα του Grimaldi

4: Γκριζοκίτρινο (απαλό)-ο γενικός τόνος της περιοχής δυτικά του Proclus

5: Καθαρό ανοιχτό γκρι-ο γενικός τόνος του πυθμένα του Αρχιμήδη

6: Ανοιχτό υπόλευκο γκρι-για το σύστημα ακτίνων του Κοπέρνικου

7: Λευκό-γκρίζο- για το σύστημα ακτίνων του Kepler

8: Καθαρό λευκό-για περιοχές όπως ο νότιος πυθμένας του Κοπέρνικου

9: Αστραφτερό λευκό-για περιοχές όπως το χείλος του Τύχωνα

10: Υπέρλαμπρο λευκό-για περιοχές όπως το κεντρικό ύψωμα του Αρίσταρχου

                                                                                                <--επιστροφή

 


 

Κύκλος Αποκλίσεων


Μέγιστος κύκλος που περνάει από τους Πόλους της ουράνιας σφαίρας.           
<--επιστροφή

 

 


 

Κλόνηση


nutationΜε τον όρο Κλόνηση (nutation) αναφερόμαστε στην κλόνηση του άξονα της Γης, η οποία οφείλεται στη κίνηση των συνδέσμων της σεληνιακής τροχιάς επί της εκλειπτικής με περίοδο 18 και 2/3 ετών. Παρατηρείται μια αυξομείωση της απόστασης του άξονα της Γης από τον άξονα της εκλειπτικής κατά 9" εκατέρωθεν μιας μέσης θέσης και με περίοδο 18 και 2/3 ετών. Η κλόνηση ανακαλύφθηκε από τον Bradley το 1728. Αποτέλεσμα της κλόνησης είναι, ο πόλος του ισημερινού, αντί να διαγράφει περιφέρεια κύκλου με κέντρο τον πόλο της εκλειπτικής, εξαιτίας του φαινομένου της μετάπτωσης, να διαγράφει τελικώς μια κυματοειδή καμπύλη.                     <--επιστροφή

 

 


 

Κλίση Άξονα

 

Η κλίση του άξονα ενός πλανήτη είναι η γωνία που σχηματίζει ο άξονας περιστροφής του με το Ισημερινό επίπεδο του Ήλιου. Κατ'αναλογία, η κλίση του άξονα ενός δορυφόρου είναι η γωνία που σχηματίζει ο άξονας περιστροφής του με το Ισημερινό επίπεδο του πλανήτη του.           <--επιστροφή

 

 


 

Κοσμικές ακτίνες

 

Οι κοσμικές ακτίνες ή κοσμική ακτινοβολία είναι μία κατηγορία ακτινοβολίας που αποτελείται από σωματίδια υψηλών ενεργειών (που κινούνται δηλαδή με υπερσχετικιστικές ταχύτητες) τα οποία παράγονται σε κάποιο μέρος του Σύμπαντος μακριά από τη Γη και προσκρούουν στην ατμόσφαιρα της Γης με ανιχνεύσιμα αποτελέσματα.


Οι κοσμικές ακτίνες αποτελούνται κυρίως από ατομικούς πυρήνες, δηλαδή θετικά φορτισμένα ηλεκτρικώς σωματίδια, περίπου 87% πρωτόνια, 12% σωμάτια άλφα (πυρήνες ηλίου) και λίγους βαρύτερους πυρήνες (οι σχετικές περιεκτικότητες είναι συγκρίσιμες με τις ηλιακές). Ωστόσο, ένα μικρό ποσοστό των κοσμικών ακτίνων είναι ακτίνες γ (φωτόνια) πολύ υψηλών ενεργειών, ηλεκτρόνια και νετρίνα.


Οι κινητικές ενέργειες των σωματίων των κοσμικών ακτίνων εκτείνονται σε 14 τάξεις μεγέθους, με τη ροή (αριθμός σωματίων ανά μονάδα επιφάνειας και χρόνου) στην περιοχή της Γης να είναι αντιστρόφως ανάλογη του κύβου της ενέργειάς τους. Η μεγάλη αυτή διαφορά στις ενέργειες υποδεικνύει τη μεγάλη ποικιλία των πηγών της κοσμικής ακτινοβολίας: Οι διαδικασίες παραγωγής εκτείνονται από αστρικά φαινόμενα μέχρι μυστηριώδεις διαδικασίες υψηλών ενεργειών στα βάθη του Σύμπαντος. Μία κοσμική ακτίνα (1 σωμάτιο) μπορεί να φθάσει σε ενέργεια τα1020 eV (περίπου 50 Joules, η ενέργεια μιας μπάλας του τένις που κινείται με 151 km/h). Καμιά μηχανή (επιταχυντής) κατασκευασμένη από τον άνθρωπο στη Γη προς το παρόν δεν μπορεί να επιταχύνει κάποιο σωμάτιο σε τόσο υψηλές ενέργειες.         
<--επιστροφή

 

 


 

Καυτός Δίας

 

Καυτός Δίας ή αλλιώς θερμός Δίας είναι ονομασία εξωηλιακής κατηγορίας μεγάλων πλανητών με μάζα περίπου όσο αυτή του πλανήτη Δία (1.9 × 1027 kg) όπου σε αντίθεση με τον Δία είναι πολύ πιο θερμοί διότι βρίσκονται σε πολύ κοντινή απόσταση (συνήθως 0,05 ΑΜ) από τον αστέρα γύρω από τον οποίο περιστρέφονται και συνεπώς η τροχιακή τους περίοδος διαρκεί μερικές ημέρες ή εβδομάδες.
Οι πρώτοι εξωηλιακοί πλανήτες που ανακαλύφτηκαν, όπως για παράδειγμα οι 51 Pegasi b και Tau Boötis b, ανήκουν σε αυτήν την κατηγορία πλανητών.        
<--επιστροφή

 

 


 

Κίνηση πλανητών

 

Η Κίνηση των Πλανητών αποτελεί το σημαντικότερο κεφάλαιο στην αστρονομική παρατήρηση μετά την αναγνώριση αυτών. Για την κίνηση των πλανητών αναπτύχθηκαν δύο θεωρίες το Γεωκεντρικό σύστημα και το Ηλιοκεντρικό σύστημα που ίσχυαν από τους χρόνους της ελληνικής αρχαιότητας

Οι δύο θεωρίες
Κατά την πρώτη απ΄ αυτές τόσο ο Ήλιος όσο και οι Πλανήτες πιστεύονταν πως κινούνταν γύρω από τη Γη η οποία και αποτελούσε το κέντρο του κόσμου (του σύμπαντος), εξ ου και η θεωρία αυτή ονομάσθηκε γεωκεντρικό σύστημα του κόσμου. Βασικός εκπρόσωπος αυτή της θεωρίας ήταν ο Κλαύδιος Πτολεμαίος.
Κατά την δεύτερη θεωρία οι Πλανήτες μεταξύ των οποίων συγκαταλέγονταν και η Γη, κινούνταν περί τον Ήλιο, ο οποίος και αποτελούσε το κέντρο του κόσμου, εξ ου και η θεωρία αυτή ονομάσθηκε ηλιοκεντρικό σύστημα του κόσμου. Θεμελιωτές αυτής της θεωρίας ήταν ο Πυθαγόρας και η σχολή του και κυριότερος εκπρόσωπός της ο Αρίσταρχος ο Σάμιος.
Σχεδόν 20 αιώνες αργότερα (μεταγενέστερα) ο Πολωνός αστρονόμος Κοπέρνικος (1473-1543), μελετώντας τις θεωρίες του Αρίσταρχου καθώς και άλλων Ελλήνων "ηλιοκεντριστών", υποστήριξε με θέρμη την ορθότητα της αρχαίας ελληνικής ηλιοκεντρικής ιδέας και συνετέλεσε πράγματι στην εδραίωσή της. Εξ αυτού επικράτησε για πολύ καιρό ν΄ αποκαλείται το ηλιοκεντρικό σύστημα και κοπερνίκειο σύστημα αν και τελικά ο Κοπέρνικος δεν πρόσθεσε τίποτε το ουσιώδες στις δοξασίες και θεωρίες των αρχαίων Ελλήνων.

Σχέση θεωριών
Το αξιοσημείωτο όμως είναι ότι σήμερα (25 αιώνες μετά) και οι δύο αυτές θεωρίες ισχύουν στη πράξη!
Η "Ηλιοκεντρική θεωρία" , ως πραγματική, αληθής και η "Γεωκεντρική θεωρία" ως φαινομενική, δεδομένου ότι όλα τα προβλήματα και οι υπολογισμοί στην αστρονομική ναυτιλία εξετάζονται και επιλύονται με δεδομένο ότι η Γη είναι ακίνητη (π.χ. ουράνιος μεσημβρινός) και ότι η Ουράνια σφαίρα με όλα τα ουράνια σώματα είναι αυτά που περιφέρονται γύρω από τη Γη και με ανάδρομο φορά!
Εύλογο λοιπόν και το ερώτημα, οι αρχαίοι Έλληνες υποστήριζαν την Γεωκεντρική Θεωρία ως πραγματική ή ως πρακτική εφαρμογή στην ουράνια παρατήρηση; Η απάντηση απαιτεί ακόμη έρευνα. Εκείνο που καθίσταται απόλυτα βέβαιο είναι ότι όλοι οι συναφείς μύθοι της Ελληνικής Μυθολογίας είναι προϊόντα ακριβώς της ουράνιας παρατήρησης με γεωκεντρική θεώρηση και ανάδρομη φορά!
Συνεπώς η "γεωκεντρική θεωρία" είναι πολύ αρχαιότερη της "ηλιοκεντρικής" και η δε "ηλιοκεντρική θεωρία" φυσικό επόμενο, ως μεταγενέστερη, να κρίνεται επιστημονική και μάλιστα άξια ιδιαίτερου θαυμασμού αν σκεφτεί κανείς ότι η δεύτερη αυτή ανάγεται στην εποχή του Πυθαγόρα, 5ος αιώνας π.Χ.!

Πραγματική κίνηση
Οι πραγματικές κινήσεις όλων των πλανητών είναι δύο: η περιστροφή τους γύρω από τον άξονά τους και η κίνησή τους γύρω από τον Ήλιο, ακολουθώντας τον μέσα στον Γαλαξία.

Περιστροφή πλανητών
Όλοι οι Πλανήτες περιστρέφονται γύρω από τον άξονά τους. Περισσότερο βραδυκίνητοι είναι ο Ερμής και η Αφροδίτη των οποίων η περιστροφή διαρκεί πολλές δεκάδες ημερών. Αντίθετα η Γη και ο Άρης περιστρέφονται σε 24 ώρες. Όλοι όμως οι άλλοι πλανήτες εκτός τον Πλούτωνα, παρά το τεράστιο μέγεθός τους περιστρέφονται ταχύτατα σε διάστημα μόλις 15 έως 10 ωρών.
Εκτός της Αφροδίτης που περιστρέφεται εξ Α. προς Δ. (ανάδρομος φορά), όλοι οι άλλοι κινούνται περί του άξονά τους εκ Δ. προς Α. (ορθή φορά), όπως επίσης και περιφέρονται γύρω από τον Ήλιο.
Ένεκα της ταχύτητας περιστροφής τους, οι πλανήτες παρουσιάζουν τους πόλους του άξονα περιστροφής τους πεπιεσμένους και αντίθετα φαίνονται εξογκωμένοι στον ισημερινό τους προσδίδοντας έτσι την εικόνα μιας ελαφράς ελλειψοειδούς σφαίρας, (σχετ. πλάτυνση πλανητών).
Οι άξονες περιστροφής των πλανητών παρουσιάζουν διάφορες κλίσεις, ως προς το επίπεδο της ακολουθούμενης τροχιάς τους γύρω από τον Ήλιο. Η κλίση αυτή έχει μεγάλη σπουδαιότητα διότι απ΄ αυτήν εξαρτώνται ο σχηματισμός και το εύρος των ζωνών (διακεκαυμένης, εύκρατων και πολικών) στην επιφάνεια των πλανητών, οι διάφορες εποχές του έτους καθώς και η διάρκεια της ημέρας στα διάφορα γεωγραφικά πλάτη, ιδιαίτερα της Γης, ανάλογα της εποχής. Η περιστροφή αυτή των πλανητών, εκτός της Γης, δεν είναι ουσιώδης στην Αστρονομική ναυτιλία.

Κίνηση περί τον Ήλιο
Όλοι οι Πλανήτες εκτός της περιστροφής τους γύρω από τον άξονά τους κινούνται και γύρω από τον Ήλιο σε ελλειπτικές τροχιές, κατά ορθή φορά και σύμφωνα με τους νόμους του Κέπλερ όπως αυτοί έχουν διατυπωθεί. Κάθε τέτοια πλήρης κίνηση ονομάζεται έτος πλανήτη. Παρατηρoύμενοι κυρίως οι εσωτερικοί Πλανήτες, από τη Γη, κατά την κίνησή τους αυτή, παρουσιάζουν διάφορες όψεις, άλλοτε φωτιζόμενο ολόκληρο και άλλοτε μέρος του δίσκου τους, ανάλογα με την γωνία που σχηματίζουν με τον Ήλιο, που χαρακτηρίζονται φάσεις πλανητών.

                                                           <--επιστροφή

 


 

Κυανός γίγαντας

 

Στην Αστροφυσική ονομάζεται κυανός γίγαντας κάθε αστέρας με φασματικό τύπο O ή B (πράγμα που καθιστά το φως που εκπέμπει συνολικά ψυχρό λευκό ως γαλανό) και τάξη λαμπρότητας που χαρακτηρίζει τους γίγαντες αστέρες. Με σύμβολα, είναι αστέρες OxIII ή BxIII κατά τη διδιάστατη φασματική ταξινόμηση Μόργκαν-Κήναν, όπου x αριθμός από 0 ως 9. Στο Διάγραμμα Hertzsprung-Russell οι κυανοί γίγαντες καταλαμβάνουν θέσεις στο άνω αριστερό τμήμα.

Οι κυανοί γίγαντες είναι εξαιρετικά λαμπροί, φθάνοντας σε απόλυτο μέγεθος -5, -6 και ακόμα λαμπρότερο. Η επιφανειακή τους θερμοκρασία είναι αρκετά υψηλή (20000 K και πλέον) ώστε σημαντικό τμήμα της ακτινοβολούμενης ενέργειας εκπέμπεται ως υπεριώδες φως, αόρατο στο ανθρώπινο μάτι.
Οι περισσότεροι αστέρες αυτού του είδους δημιουργούνται και βρίσκονται σε πολύ αραιές και μεγάλες ομάδες, γνωστές στην Αστρονομία ως Ομάδες O-B. Η τεράστια φωτιστική τους ισχύς προδίνει τον ταχύ ρυθμό που τους επιβάλλει να καταναλώνουν τα πυρηνικά τους «καύσιμα» η μεγάλη πίεση που ασκεί στο εσωτερικό τους η μεγάλη τους μάζα. Για το λόγο αυτό, ο μέσος όρος ζωής τους είναι σχετικώς πολύ μικρός για αστέρες, λίγες δεκάδες ή εκατοντάδες εκατομμύρια γήινα χρόνια. Η σύγχρονη Αστροφυσική προβλέπει ότι οι περισσότεροι κυανοί γίγαντες θα πεθάνουν σε μία θεαματική έκρηξη, ως υπερκαινοφανείς αστέρες.

Ο όρος «γίγαντας» πρέπει να χρησιμοποιείται εδώ με προσοχή, καθώς συνήθως υπονοεί αστέρα σε προχωρημένο εξελικτικό στάδιο, κατά το οποίο συντήκει ήλιο και όχι υδρογόνο στον πυρήνα του (βλ. ερυθρός γίγαντας). Δεν υπάρχουν «πραγματικοί» σταθεροί κυανοί γίγαντες, αλλά απλώς ηλικιωμένοι αστέρες μεγάλης μάζας όπως ο Μπελατρίξ (φασμ.τύπου B2III) που βρίσκονται στη διαδικασία να καταστούν λαμπροί γίγαντες (τάξη λαμπρότητας II) μεγάλης μάζας, σε αντίθεση με ερυθρούς γίγαντες όπως ο Αρκτούρος (K1III), οι οποίοι αντιπροσωπεύουν το τελικό στάδιο της αστρικής εξελίξεως για αστέρες μικρής σχετικώς μάζας και είναι σταθερότεροι ως γίγαντες. Οι κυανοί γίγαντες αντιπροσωπεύουν μια μεταβατική φάση όπου ο αστέρας θα μετατραπεί σχετικώς σύντομα είτε σε λαμπρό γίγαντα (και τελικώς σε πλανητικό νεφέλωμα και λευκό νάνο), είτε σε υπεργίγαντα (και τελικώς σε υπερκαινοφανή ή σπάνιο λευκό νάνο «οξυγόνου-νέου»). Το αντίστοιχο στάδιο αστρικής εξελίξεως για αστέρα μάζας ίσης με τη μάζα του Ήλιου θα ήταν ο υπογίγαντας (τάξη IV), στον οποίο η σύντηξη υδρογόνου επιβραδύνεται και η σύντηξη ηλίου δεν έχει ακόμα αρχίσει.

Ακόμα, άλλοι «κυανοί γίγαντες» είναι στην πραγματικότητα κακώς ταξινομημένοι νεαροί νάνοι που συντήκουν υδρογόνο, όπως ο Στάχυς ή οι βασικοί αστέρες των Πλειάδων, η εξαιρετική λαμπρότητα των οποίων έπειθαν τους παλαιότερους αστρονόμους ότι ήσαν γηραιότεροι γίγαντες, και η ταξινόμηση διατηρήθηκε έκτοτε.           
<--επιστροφή

 

 


 

Κηλίδες (ηλιακές)

 

Στην επιφάνεια του ήλιου - όπου ανεβαίνει αργά αργά υλικό από τον πυρήνα - με ειδικά φίλτρα μπορούμε να διακρίνουμε ένα ακανόνιστο πεδίο από κόκκους που διαρκούν λίγα λεπτά ή μερικές ώρες. (εικόνα αριστερά).

Οι τελευταίες είναι ένα από τα φαινόμενα της ηλιακής δραστηριότητας: είναι οι γνωστές ηλιακές κηλίδες  - σκοτεινές περιοχές πάνω στον ηλιακό δίσκο που φαίνονται έτσι μόνο αν συγκριθούν με το περιβάλλον τους - με θερμοκρασίες μικρότερες του περιβάλλοντος τους (μόνο 3.800 βαθμούς Κέλβιν ή τη μισή θερμοκρασία από τη τριγύρω τους περιοχή). Είναι πολύ μεγάλες - έκτασης 50.000 χιλιομέτρων και μοιάζουν με μαύρα σημάδια στο πρόσωπο του ήλιου.
Σε κάθε ηλιακή κηλίδα διακρίνουμε τα εξής χαρακτηριστικά:
• Τη σκιά: μαύρη κεντρική περιοχή.
• Την παρασκιά: λιγότερο σκοτεινή ζώνη γύρω από τη σκιά.
• Τα νήματα: διακρίνονται μέσα στην παρασκιά και έχουν κατεύθυνση ακτινική προς το κέντρο της σκιάς.

Οι κηλίδες εμφανίζονται σχεδόν πάντα σε ομάδες στην αρχή σαν μαύρες κουκίδες σε απόσταση 1.000χλμ μεταξύ τους η μια από την άλλη. Μετά απομακρύνονται και γρήγορα φτάνουν στο μέγιστο μέγεθός τους. στις περισσότερες περιπτώσεις διακρίνουμε σε κάθε ομάδα δυο κηλίδες που είναι σαφώς μεγαλύτερες από τις άλλες και βρίσκονται στο ίδιο περίπου ηλιακό πλάτος. Το μέγεθος μιας κηλίδας είναι περίπου 10.000χλμ ενώ το συνολικό μήκος μιας ομάδας στην οποία ανήκει είναι περίπου 100.000 χλμ..Ο χρόνος ζωής των κηλίδων είναι για τις πολύ μικρές μερικές μέρες ενώ για τις μεγαλύτερες κηλίδες ή ομάδες κηλίδων είναι μέχρι και 100 μέρες δηλαδή 4 ηλιακές περιστροφές. Στατιστικά πάντως το 95% του συνολικού αριθμού των ηλιακών κηλίδων έχει χρόνο ζωής μικρότερο από 11 μέρες. Οι κηλίδες συνήθως εμφανίζονται σε δυο ζώνες βόρεια και νότια από τον ηλιακό ισημερινό σε ηλιακό πλάτος ±5ο έως ±35ο. Η συχνότητα εμφάνισης και στα δυο ημισφαίρια είναι η ίδια. Ο αριθμός των κηλίδων και των ομάδων κηλίδων που εμφανίζονται μεταβάλλεται με τον χρόνο. Συγκεκριμένα η εμφάνιση των κηλίδων παρουσιάζει έναν 11ετή κύκλο δραστηριότητας δηλαδή ο αριθμός τους αυξάνεται και ελαττώνεται περιοδικά κάθε 11 χρόνια.

Το μαγνητικό πεδίο των κηλίδων είναι τεράστιο, χιλιάδες φορές ισχυρότερο του ηλίου (που έχει γενικά ασθενές μαγνητικό πεδίο). Το φαινόμενο αυτό των ηλιακών κηλίδων είναι περιοδικό, που κορυφώνεται και υποχωρεί κάθε 11 έτη. Την ανακάλυψη τους την οφείλουμε στον Γαλιλαίο το 1613. Επίσης, το μαγνητικό πεδίο μιας κηλίδας εξέρχεται από τη σκιά της και εισέρχεται στην επιφάνεια του ήλιου σε μια γειτονική κηλίδα αντίθετης πολικότητας . Για το λόγο αυτό η πολικότητα της προηγούμενης κηλίδας είναι συνήθως διαφορετική από της επόμενης. Επίσης αξίζει να σημειωθεί ότι η πολικότητα των ηγούμενων κηλίδων στο βόριο ημισφαίριο είναι διαφορετική από αυτή στο νότιο ημισφαίριο. Η πολικότητα αυτή αντιστρέφεται κάθε 11 χρόνια περίπου με αποτέλεσμα ο κύκλος δραστηριότητας των ηλιακών κηλίδων να θεωρείται 22ετής πλέον και όχι 11ετής.

Οι πρώτες κηλίδες ενός νέου κύκλου εμφανίζονται συνήθως σε μια πλατιά ζώνη που απέχει γύρω στις 40ο από τον ηλιακό ισημερινό. Καθώς όμως ο κύκλος
εξελίσσεται οι κηλίδες μετατοπίζονται προς τον ισημερινό και τελικά τον πλησιάζουν μετά από 11 περίπου χρόνια. Συγχρόνως τότε εμφανίζονται οι πρώτες κηλίδες του νέου κύκλου με αντίθετη πολικότητα. Οι επιστήμονες κατέγραψαν την κατανομή των κηλίδων κατά ηλιογραφικό πλάτος. Η κατανομή αυτή είναι γνωστή σαν διάγραμμα πεταλούδας. Η θεωρία που ερμηνεύει το διάγραμμα της πεταλούδας είναι αυτή του Babcock κι έχει ως εξής: Τα μαγνητικά πεδία δημιουργούνται από την κίνηση ηλεκτρικών φορτίων και τα χαρακτηριστικά τους προσδιορίζονται από τις τροχιές των φορτίων το μέγεθός τους και την ταχύτητα τους. Τα μαγνητικά πεδία του ήλιου δημιουργούνται στο οριακό στρώμα της ζώνης μεταφοράς με τη ζώνη ακτινοβολίας κάτω από τη φωτόσφαιρα. Ο ήλιος είναι ρευστός και η φωτόσφαιρά του δεν περιστρέφεται σαν ένα σώμα συγκεκριμένα στον ισημερινό η γωνιακή ταχύτητα είναι μεγαλύτερη. Αυτή η διαφορά περιστροφής συστρέφει τις μαγνητικές γραμμές των πεδίων που σε ορισμένες περιπτώσεις αναστρέφονται και δημιουργούν κλειστούς βρόχους που βγαίνουν πάνω από την επιφάνεια. οι τοπικές ανωμαλίες εμποδίζουν την ελεύθερη κίνηση των ρευμάτων οπότε δεν ανεβαίνουν θερμά αέρια προς την επιφάνεια. αυτή η ανακοπή δημιουργεί σχετικά κρύες περιοχές στα σημεία όπου ο μαγνητικός βρόχος συναντά την επιφάνεια. για αυτό οι κηλίδες σχηματίζονται σε ζεύγη.                        
<--επιστροφή

 

 


 

Κοσμική Γεωγραφία

 

Το κοντινότερο λαμπρό σχετικά αστέρι στο Ηλιακό μας σύστημα είναι α του Κενταύρου που βρίσκεται σε απόσταση 4.3 ετών φωτός από τον Ήλιο. Αυτό καθώς και όλα τα άλλα κοντινά αστέρια, μαζί με το Ηλιακό μας σύστημα, βρίσκεται σε απόσταση 2/3 από το κέντρο του Γαλαξία μας, που είναι ένας από τους δύο γιγάντιους σπειροειδείς γαλαξίες της τοπικής ομάδας γαλαξιών. Παρακάτω παρουσιάζουμε στοιχεία για τα 4 κοντινότερα αστέρια στο Ηλιακό μας σύστημα. Όπως γίνεται φανερό ακόμα εγγύτερα του α του Κενταύρου υπάρχει ένα πολύ αμυδρό αστέρι, το Proxima Centauri

Ο γαλαξίας της Ανδρομέδας, ο άλλος σπειροειδής γαλαξίας, βρίσκεται σε απόσταση 2.200.000 ετών φωτός από τον δικό μας Γαλαξία. Ο Γαλαξίας και ο γαλαξίας της Ανδρομέδας ανήκουν σε μια μικρή σχετικά ομάδα, τοπική ομάδα γαλαξιών, και περιέχει άλλους 25 περίπου μικρούς γαλαξίες, πολλοί εκ των οποίων είναι άμορφοι και άλλοι ελλειπτικοί στο σχήμα.

Η τοπική ομάδα γαλαξιών βρίσκεται στις παρυφές μιας μεγάλης συγκέντρωσης γαλαξιών, του σμήνους της Παρθένου και προσπίπτει σε αυτό με ταχύτητα περίπου 250 χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο.                
<--επιστροφή

 

 


 

Κβάζαρς

 

Ως κβάζαρ  στην Αστρονομία εννοείται κάθε εξαιρετικά λαμπρός και μακρινός ενεργός γαλαξιακός πυρήνας, που εμφανίζεται στο ορατό φως ως σημειακή πηγή (σαν αστέρας), παρά ως εκτεταμένο σώμα (όπως οι γαλαξίες). Από εκεί προέρχεται και η ονομασία των κβάζαρ, αφού quasi-stellar σημαίνει «παρόμοιος με αστέρα». Μάλιστα μία αρχική απόδοση του όρου στα ελληνικά, όταν πρωτοανακαλύφθηκαν περί το 1960, ήταν ημιαστέρας. Διακρίνονται από τους αστέρες (και έτσι ανακαλύφθηκαν) από τη μεγάλη μετατόπιση προς το ερυθρό που παρουσιάζουν τα φάσματά τους, ενώ ταυτοχρόνως αποτελούν και σημειακές ραδιοπηγές. Παρότι υπήρχε (μέχρι τη δεκαετία του 1990) κάποια αμφιβολία ως προς τη φύση τους, όλοι σχεδόν οι αστροφυσικοί συμφωνούν σήμερα ότι αυτό που βλέπουμε ως κβάζαρ είναι μία σχετικώς πυκνή άλως υλικού που περιβάλλει την κεντρική μαύρη τρύπα μεγάλης μάζας ενός νεαρού γαλαξία.                     <--επιστροφή

 

 


 

ΚΟΜΗΤΗΣ ΤΟΥ ΧΑΛΕΪ

 

Ο διασημότερος από τους κομήτες, που κάνει την εμφάνισή του κάθε 75 με 76 χρόνια στη «γειτονιά» μας.


Οι κομήτες είναι μεγάλα σε μέγεθος ουράνια σώματα, τα οποία κινούνται σε ελλειπτική τροχιά γύρω από τον Ήλιο. Έτσι, μπορεί να γίνουν ορατοί σε μας και στη συνέχεια να χαθούν με ταχύτητα στο μακρύτερο σημείο του ηλιακού μας συστήματος. Σε ότι αφορά τη σύνθεσή τους, αποτελούνται από παγωμένο νερό, διοξείδιο του άνθρακα, σκόνη, πετρώματα και άλλα σωματίδια. Καθώς, λοιπόν, πλησιάζουν τον Ήλιο, το ηλιακό φως θερμαίνει τον πάγο, ο οποίος και υποβάλλεται σε εξάχνωση. Το αέριο αυτό απομακρύνεται από τον Ήλιο και είναι ακριβώς εκείνο που εμείς βλέπουμε ως ουρά του κομήτη.


Ο Κομήτης Χάλεϊ πήρε το όνομά του από τον βρετανό αστρονόμο Έντμοντ Χάλεΐ (1656–1742), ο οποίος στις 4 Σεπτεμβρίου 1682 τον παρατήρησε για πρώτη φορά και το περιέγραψε. Υπάρχουν καταγεγραμμένες αστρονομικές παρατηρήσεις για τον συγκεκριμένο κομήτη στην Κίνα ήδη από το 240 π.Χ. Η εμφάνισή του το 12 π.Χ. παρακίνησε πολλούς θεολόγους να εικάσουν ότι το Άστρο της Βηθλεέμ, που καθοδήγησε τους Τρεις Μάγους όταν θέλησαν να επισκεφθούν τον νεογέννητο Ιησού, μπορεί να ήταν ο κομήτης Χάλεϊ.


Από τα αρχαία χρόνια οι κομήτες αποσπούσαν την προσοχή των ανθρώπων, κυρίως ως κακοί οιωνοί, λόγω της σπανιότητας της εμφάνισής τους. Συνήθως συνδέονταν με επερχόμενα γεγονότα καταστροφής, με λοιμούς, θανάτους βασιλέων και καταστροφή αυτοκρατοριών.


Τον Μάιο του 1910 η ανθρωπότητα είχε πιστέψει ότι έφτασε το τέλος της, όταν εμφανίστηκε ο κομήτης του Χάλεϊ, παρακινούμενη από αστρολόγους και μελλοντολόγους, που υποστήριζαν ότι θα συγκρουστεί με τη Γη. Ο πανικός μεγιστοποιήθηκε, όταν αποκαλύφθηκε ότι η ουρά του κομήτη περιείχε ένα δηλητηριώδες κυανιούχο αέριο. Μερικοί απατεώνες βρήκαν τότε την ευκαιρία να θησαυρίσουν, πουλώντας αντιασφυξιογόνες μάσκες στους αδαείς!


Στην Οκλαχόμα μια θρησκευτική σέχτα προσπάθησε να θυσιάσει μία παρθένα για να εξορκίσει το κακό, αλλά εμποδίστηκε από την αστυνομία. Στη Βιέννη ένας μικροσεισμός πανικόβαλε τους κατοίκους, οι οποίοι εγκατέλειψαν την πρωτεύουσα των Αψβούργων και κατέφυγαν στους γύρω λόφους για να παρακολουθήσουν τη συντέλεια του κόσμου.


Ο Αλβέρτος Αϊνστάιν διατηρώντας την ψυχραιμία του δήλωσε, όταν τον ρώτησαν αν ο κομήτης θα συγκρουσθεί με τη Γη: «Με βεβαιότητα σας λέω όχι». Και όταν τον ξαναρώτησαν πώς είναι τόσο βέβαιος, εκείνος απάντησε αφοπλιστικά: «Αν δεν πέσει, θα επιβεβαιωθώ. Αν όμως πέσει τελικά, κανείς μας δεν θα ζει για να μου πει ότι έκανα λάθος».


Τελικά, ο κομήτης πέρασε σε απόσταση 25 χιλιομέτρων από τη Γη στις 18 Μαΐου του 1910, διαψεύδοντας πανηγυρικά τις προβλέψεις των καταστροφολόγων. Μας επισκέφθηκε και πάλι στις 9 Φεβρουαρίου 1986, προσελκύοντας μόνο το ενδιαφέρον των επιστημόνων. Η επόμενη στάση του στον Πλανήτη Γη είναι προγραμματισμένη για τις 28 Ιουλίου 2061.                         
<--επιστροφή

 

 


 

 

Χρόνος εκτέλεσης : 0.141 δευτερόλεπτα