ΧΟΡΗΓΟΙ

Π


 

Παγκόσμια έλξη - Πάλσαρς - Παραβολική ταχύτητα - Παράθυρο Εκτόξευσης - Παράλλαξη - Πάρελξη - Parsec - Περιήλιο - Περίοδος Περιφοράς - Περσείδες - Πλανήτης - Πλανήτες του ηλιακού μας συστήματος - Πλανητικά Νεφελώματα - Πλάσμα - Πλάτυνση - Πλατωνικό έτος - Πρωτοαστέρες - Πυρηνική Σύντηξη -

 

Πάρελξη

 

      Η παρεκτροπή της τροχιάς των πλανητών του Ηλιακού συστήματος από τη θεωρητική ελλειπτική τροχιά που θα διέγραφαν, αν η κίνησή τους οφειλόταν στην επίδραση της ελκτικής δύναμης μόνο του Ήλιου, που υπαγορεύεται από το νόμο του Κέπλερ. Η παρεκτροπή αυτή οφείλεται στις εκτός του Ήλιου ελκτικές δυνάμεις όλων των άλλων πλανητών και των ουράνιων σωμάτων του Ηλιακού συστήματος.     

      Έτσι τα χαρακτηριστικά μεγέθη της τροχιάς κάθε πλανήτη (δηλ. η κλίση του επιπέδου της, η εκκεντρότητά της, ο μεγάλος άξονάς της, το μήκος του περιηλίου της και ο χρόνος περιφοράς του πλανήτη) μεταβάλλονται βαθμιαία και πολύ αργά, ώστε είναι πολύ δύσκολο να προσδιοριστούν οι μεταβολές αυτές στη διάρκεια μιας περιφοράς. Όλες αυτές οι μεταβολές είναι περιοδικές, δηλ. μεταβάλλονται συνέχεια μεταξύ μιας μέγιστης και μιας ελάχιστης παρεκτροπής από τη θεωρητική τους θέση.

      Όταν ο χρόνος της περιόδου της μεταβολής ενός χαρακτηριστικού μεγέθους της τροχιάς ενός πλανήτη είναι πάρα πολύ μεγάλος, από 50 χιλιάδες ως 2 εκατομ. χρόνια, τότε η πάρελξη αυτή καλείται αιώνια, ενώ, αν ο χρόνος περιόδου είναι μικρός, καλείται περιοδική. Τα φαινόμενα των παρέλξεων των πλανητών διερευνήθηκαν κυρίως από τους Γάλλους μαθηματικούς Λαπλάς, Λαγκράνζ και Πουασόν, οι οποίοι παρέστησαν το φαινόμενο με τη μορφή μαθηματικών σειρών με άπειρους περιοδικούς όρους. Η ανάλυση των εξισώσεων αυτών απέδειξε πως οι μεγάλοι άξονες, η κλίση και η περίοδος των τροχιών των πλανητών δεν υπόκεινται σε αιώνιες παρέλξεις, αλλά η περίοδος της μεταβολής τους βρίσκεται μέσα σε στενά όρια. Οι αιώνιες παρέλξεις, αν και είναι δύσκολο να διαπιστωθούν, υπάρχουν και μερικές απ' αυτές έχουν επισημανθεί (όπως είναι η πάρελξη του μεγάλου άξονα των πλανητών που στρέφεται πάνω στο επίπεδο της τροχιάς και γύρω από τον Ήλιο).

      Η αιώνια αυτή πάρελξη των πλανητών είναι περιοδική για τους κοντινότερους προς τον Ήλιο πλανήτες. Έτσι, η πραγματική τιμή της γωνίας περιστροφής του μεγάλου άξονα της τροχιάς του πλανήτη Ερμή, παρουσίασε τον τελευταίο αιώνα μια περιστροφή κατά 42΄΄ 9 περισσότερο απ' όσο προβλέπει ο νόμος του Κέπλερ. Τον περασμένο αιώνα η ανωμαλία αυτή στην περιστροφή του Ερμή αποτελούσε ένα από τα μεγαλύτερα προβλήματα, που ήταν αδύνατο να εξηγηθούν με την κλασική φυσική του Νεύτωνα. Ο Αϊνστάιν, με τη θεωρία της σχετικότητας, έδωσε ικανοποιητική εξήγηση στο φαινόμενο αυτό, αποδεικνύοντας ότι η ελλειπτική τροχιά ενός οποιουδήποτε πλανήτη στρέφεται βαθμιαία πάνω στο επίπεδό της και γύρω από τον Ήλιο, με ταχύτητα που εξαρτάται από την ταχύτητα του φωτός, την περίοδο περιφοράς του πλανήτη γύρω από τον Ήλιο, καθώς και από την απόστασή του από τον Ήλιο.

      Έτσι η πάρελξη αυτή για τον Ερμή και τους εσωτερικούς πλανήτες είναι περιοδική, ενώ για τους υπόλοιπους πλανήτες, που η απόστασή τους από τον Ήλιο είναι μεγάλη, είναι αιώνια. Ο άξονας της τροχιάς της Γης π.χ. αυξάνει κάθε χρόνο κατά γωνία 11΄΄ 7 και επομένως η εκκεντρότητα της τροχιάς θα εξακολουθεί να ελαττώνεται για άλλα 24.000 χρόνια, ενώ στη συνέχεια θα εξακολουθεί να αυξάνει για 40.000 χρόνια.

      Μεγάλο ενδιαφέρον παρουσιάζουν οι παρέλξεις των αστεροειδών, δηλ. των μεταξύ του Άρη και του Δία ουράνιων σωμάτων. Οι παρέλξεις αυτές είναι πολύ μεγάλες, γιατί οι ελκτικές δυνάμεις του Δία και του Κρόνου είναι σημαντικές και επομένως η ευστάθεια της τροχιάς τους εξαρτάται άμεσα από την εξισορρόπηση των δυνάμεων αυτών με την ελκτική δύναμη του Ήλιου. Σημαντική επίδραση στις τροχιές των δορυφόρων των πλανητών έχει επίσης η πλάτυνση των πλανητών στον ισημερινό τους, η οποία λέγεται ισημερινή εξόγκωση.  <---επιστροφή

 


 

Parsec

 

      Μονάδα μέτρησης των αστρικών αποστάσεων, η οποία αντιστοιχεί σε απόσταση σημείου, από το οποίο ο μεγάλος ημιάξονας της τροχιάς της Γης φαίνεται υπό γωνία ενός δευτερολέπτου της μοίρας. Ένα parsec (pc) αντιστοιχεί σε 3,262 έτη φωτός ή 206.265 αστρονομικές μονάδες. Το όνομα της μονάδας προέρχεται από τις γαλλικές λέξεις parallaxe (παράλλαξη) και seconde (δευτερόλεπτο).

      Μονάδες που προκύπτουν από τον ορισμό του parsec είναι οι:
      kiloparsec (Kpc)= 1000 pc
      megaparsec (Mpc)= 1.000.000 pc  
<---επιστροφή

 


 

Παραβολική ταχύτητα

 

      Είναι η ελάχιστη ταχύτητα που πρέπει να έχει ένα σώμα το οποίο κινείται σε παραβολική τροχιά, για να ξεφύγει από την επιφάνεια ενός πλανήτη. Λέγεται και ταχύτητα διαφυγής. Η ταχύτητα αυτή υπολογίζεται από τη σχέση:

      υ2=2Κ Μ+m/R όπου: υ η ταχύτητα διαφυγής, Μ η μάζα του πλανήτη, m η μάζα του σώματος, Κ σταθερά και R η ακτίνα του πλανήτη.
      Έχει υπολογιστεί ότι η ταχύτητα διαφυγής ενός σώματος από τη Γη είναι 11,2 Κm/sec, από τη Σελήνη 24 Κm/sec και από τον Ήλιο 617 Κm/sec.  
<---επιστροφή

 


 

Πάλσαρς, οι φάροι του διαστήματος

 

      Όταν συμβαίνει μια έκρηξη σουπερνόβα, το μεγαλύτερο μέρος του αστεριού καταστρέφεται. Πάντως, ο πυρήνας του αστεριού μερικές φορές επιζεί από την έκρηξη. Ό,τι απομένει μετά την έκρηξη είναι τόσο συμπιεσμένο που είναι σαν ένας τεράστιος πυρήνας ενός ατόμου. Ονομάζεται αστέρας νετρονίων  διότι αποτελείται κυρίως από νετρόνια. Ένα κουταλάκι από αυτό το υλικό θα ζύγιζε περισσότερο από ένα εκατομμύριο τόνους. Ένας αστέρας νετρονίων έχει περίπου την ίδια μάζα με τον ήλιο, αλλά η διάμετρος του είναι γύρω στα 10 χλμ. μόνο.

 

  

    Οι πάλσαρς είναι μία κατηγορία παλλομένων ραδιοαστέρων που εμφανίζονται ως ουράνιες ραδιοπηγές, ουράνια δηλαδή σώματα που εκπέμπουν ανιχνεύσιμη ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία με τη μορφή ραδιοφωνικών κυμάτων. Οι πάλσαρς ξεχωρίζουν από όλες τις άλλες ουράνιες πηγές από το ότι εκπέμπουν ταχύτατους παλμούς των κυμάτων αυτών, με περιόδους από χιλιοστά του sec (ms -μιλισέκοντς), μέχρι μερικά δευτερόλεπτα, όταν όλα τα άλλα ουράνια σώματα εμφανίζουν περιόδους κάθε είδους μεταβολών (περιστροφής κλπ.) της τάξεως των ωρών και άνω. Από τη λέξη pulse (= παλμός) προέρχεται και η ονομασία τους: pulsar = PULSating stAR, και που καταγράφονται με σύμβολο PSR ακολουθούμενο με την ορθή αναφορά τους εκφρασμένη σε χρόνο δευτερολέπτων. Στην ελληνική επιχειρήθηκε χωρίς να επικρατήσει ο όρος παλμίτης αστέρας
      Κατά την ανακάλυψη (1967) του πρώτου πάλσαρ, από τους Βρετανούς αστρονόμους Χιούις (Antony Hewish) και Μπελ (Jocelin Bell) στο ραδιοαστρονομικό αστεροσκοπείο του Καίμπριτζ, η παρατηρούμενη κανονικότητα της εκπομπής ακτινοβολίας από τα άστρα αυτά, οδήγησε αρχικά, και εξετάστηκε το ενδεχόμενο να είναι προσπάθειες εξωγήινων να επικοινωνήσουν με άλλους πολιτισμούς. Σύντομα όμως έγινε αντιληπτό ότι οι πάλσαρς είναι αστέρες νετρονίων, και η κανονικότητα της περιόδου της ακτινοβολίας τους προέρχεται από το γεγονός ότι αυτή ακολουθεί την ταχύτατη περιστροφή του άστρου γύρω από τον εαυτό του.
      Μέχρι σήμερα έχουν ήδη καταγραφεί περισσότεροι από 400 Πάλσαρς που ανήκουν όλοι τους στον δικό μας γαλαξία. Οι περίοδοι αυτών, δηλαδή ο μεταξύ δύο εκπομπών τους χρόνος είναι της τάξης από 1,5 ms μέχρι και 3" (sec). Οι παλμοί εκπομπής τους φθάνει από 1/100 μέχρι το 1/10 της περιόδου τους. Η δε συχνότητα εκπομπής τους καλύπτει όλο το φάσμα των μηκών κύματος της Ραδιοαστρονομίας που οι μορφές τους ποικίλουν από απλές μέχρι σύνθετες. Για παράδειγμα ο πάλσαρ PSR-0532 που βρίσκεται στο νεφέλωμα του καρκίνου εκπέμπει στη συχνότητα ορατού φάσματος και σ΄ εκείνες των ακτίνων Χ και γ. Η κανονικότητα της εκπομπής τους δεν είναι δυνατόν άλλως να ερμηνευτεί παρά ως αποτέλεσμα της ταχύτατης περιστροφής τους, που και εξ αυτού συνάγεται ότι για να είναι σταθεροί έχουν διάμετρο μόλις μερικές δεκάδες χιλιόμετρα. Τέτοιες υπάρξεις αστέρων όμως είχαν προβλεφθεί από τους αστρονόμους από το 1934.
     

      Συνεπώς οι Πάλσαρς είναι αστέρες νετρονίων που έχουν δημιουργηθεί μετά από τη κατάρρευση ή εκφυλισμό προϋπάρχοντος κανονικού αστέρα που ναι μεν η μάζα τους είναι παραπλήσια του Ήλιου, πλην όμως η διάμετρός τους είναι πολύ μικρή, λίγες δεκάδες χλμ. Παραταύτα η διαδικασία εκπομπής των Πάλσαρς σε αντίθεση με ότι αφορά τη κίνησή τους, δεν έχει ακόμη εξηγηθεί ικανοποιητικά. Η έντονη λαμπρότητα της εκπομπής τους, που τους έχει δώσει το εκλαϊκευμένο προσωνύμιο φάροι του διαστήματος οφείλεται πιθανότατα σε ισχυρά μαγνητικά πεδία της τάξεως των 105-108 τέσλα, έτσι ώστε να γίνεται αντιληπτή μόνο όταν ο μαγνητικός άξονας περιστροφής τους διέρχεται από τον παρατηρητή. Έτσι κάθε αναλαμπή είναι το πέρασμα του άξονα της κατευθυνόμενης εκπομπής συγχρότρου από το μάτι του παρατηρητή.
      Ανεξάρτητα των θαυμαστών αυτών παρατηρήσεων, οι Πάλσαρς αποτελούν επίσης και εξαιρετικά εργαλεία στη μελέτη της μεσοαστρικής ύλης. Η διαφορά των συχνοτήτων εκπομπής τους αποτελεί άριστο μέτρο σχετικής μελέτης, λόγω της διάχυσης που παρατηρείται στη μεσοαστρική ύλη και που γίνεται αυτή αντιληπτή από τις αναλαμπές. Έτσι οποιοδήποτε αστρικό νέφος μεσολαβήσει μεταξύ πάλσαρ και παρατηρητή είναι δυνατόν να μελετηθεί.


 Νέες ανακαλύψεις
      Οι πάλσαρς πρωτοανακαλύφθηκαν το 1967 από δύο βρετανούς ραδιοαστρονόμους. Μέχρι τότε οι αστέρες νετρονίων υπήρχαν μόνο στη θεωρία. Σήμερα γνωρίζουμε εκατοντάδες πάλσαρς στο γαλαξία μας και κάθε χρόνο ανακαλύπτονται περισσότεροι. Οι αστρονόμοι ελπίζουν ακόμη να ανακαλύψουν τον πάλσαρ που μπορεί να σχηματίστηκε μετά την έκρηξη σουπερνόβα 1987 στο μεγάλο Μαγγελανικό Νέφος.
Ένας πάλσαρ κατά κανόνα εκπέμπει βραχείς παλμούς ραδιοκυμάτων με περιόδους μικρότερες από ένα δευτερόλεπτο. Καθώς γερνάει, περιστρέφεται πιο αργά και οι παλμοί γίνονται λιγότερο συχνοί. Ο νεαρότερος γνωστός πάλσαρ βρίσκεται στο κέντρο του νεφελώματος του Καρκίνου, το οποίο είναι ότι απέμεινε από το αστέρι που είχε εκραγεί το 1054 μ.Χ.

      Ο πάλσαρ του Καρκίνου περιστρέφεται 30 φορές το δευτερόλεπτο. Πρόσφατα ανακαλύφθηκαν πιο γρήγοροι πάλσαρς των οποίων η ταχύτητα φτάνει τις 500 περιστροφές το δευτερόλεπτο.   <---επιστροφή

 


 

Παγκόσμια έλξη

 

      Το γενικό φαινόμενο της αμοιβαίας έλξης των σωμάτων. Ο Πλάτωνας, ο Αριστοτέλης, ο Αρίσταρχος ο Σάμιος κ.ά. προβληματίστηκαν με τις καθημερινές παρατηρήσεις της πτώσης των σωμάτων πάνω στη Γη. Πολύ αργότερα ο Γαλιλαίος, ο Κοπέρνικος, ο Κέπλερ κ.ά. που ασχολούνταν με τις κινήσεις των ουράνιων σωμάτων, έδωσαν αφορμή και δεδομένα στο Νεύτωνα να διατυπώσει, το 1687, στο σύγγραμμά του "Μαθηματικές Αρχές της Φυσικής Φιλοσοφίας", τη θεωρία για την ύπαρξη δυνάμεων μεταξύ των σωμάτων του "κόσμου" που έφτανε τότε μέχρι το ηλιακό σύστημα.

      Οι δυνάμεις αυτές καθορίζονται από το νόμο της παγκόσμιας έλξης που λέει: δυο σώματα που βρίσκονται σε απόσταση μεταξύ τους, έλκονται αμοιβαία με δύναμη που είναι ανάλογη με το γινόμενο των μαζών αυτών και αντίστροφα ανάλογη με το τετράγωνο της μεταξύ τους απόστασης. Η αντίστοιχη μαθηματική σχέση είναι: F=κ.m1.m2/r2, όπου κ είναι μια σταθερά, που λέγεται σταθερά της παγκόσμιας έλξης.

      Η σχέση ισχύει με την υπόθεση ότι η μάζα κάθε σώματος είναι συγκεντρωμένη σ' ένα σημείο που λέγεται κέντρο μάζας του σώματος (είναι η απόσταση μεταξύ των κέντρων μάζας). Η τιμή της παγκόσμιας σταθεράς μετρήθηκε από τον Κάβεντις με το γνωστό "ζυγό του Κάβεντις". Η μέτρηση αυτή αποτελεί μια πρώτη πειραματική απόδειξη της ύπαρξης των δυνάμεων παγκόσμιας έλξης. Άλλες περιπτώσεις που επιβεβαιώνουν την ύπαρξή τους είναι η διαστολή του σύμπαντος, η κίνηση των πλανητών γύρω από τον Ήλιο, η δημιουργία παλιρροιών και, τελευταία, η κίνηση των τεχνητών δορυφόρων.

      Ο νόμος της παγκόσμιας έλξης διατυπώθηκε από το Νεύτωνα σε μια προσπάθεια να δικαιολογήσει τις κινήσεις των πλανητών και των δορυφόρων τους γύρω από τον Ήλιο ή τις καθορισμένες τροχιές των κομητών. Οι νόμοι, που καθόριζαν την κίνηση των πλανητών είχαν διατυπωθεί παίρνοντας τα ουράνια σώματα ανά δύο και δε λαμβάνονταν υπόψη οι υπόλοιπες επιδράσεις των άλλων ουράνιων σωμάτων. Αν λάβουμε υπόψη αυτές τις επιδράσεις, προκύπτουν διαφοροποιήσεις στην κίνηση αυτή. Μ' αυτή τη σκέψη ο Λεβεργιέ μελέτησε τις ανωμαλίες του πλανήτη Ουρανού και διαπίστωσε ότι αυτές δεν μπορούσαν να δικαιολογηθούν παρά μόνον αν υπήρχε και ένας άλλος πλανήτης έξω από την τροχιά του Ουρανού.

      Πράγματι, ο πλανήτης αυτός ανακαλύφτηκε το 1846 (ο Ποσειδώνας). Με την ίδια αφορμή ανακαλύφτηκε το 1930 ο πλανήτης Πλούτωνας. Συγκριτικά με τις άλλες δυνάμεις που έχει μελετήσει ο άνθρωπος, η δύναμη της παγκόσμιας έλξης είναι πάρα πολύ ασθενής. Η ιδιότητα που έχει η Γη και κάθε άλλο ουράνιο σώμα να έλκει τα σώματα που βρίσκονται σ' ένα χώρο (πεδίο βαρύτητας) προς το κέντρο της (βαρύτητα), είναι μερική περίπτωση της παγκόσμιας έλξης και η ελκτική δύναμη λέγεται βάρος των σωμάτων.

      Ο Νεύτωνας και οι επόμενοι ερευνητές δεν μπόρεσαν να εξηγήσουν τη δημιουργία της δύναμης της παγκόσμιας έλξης, η οποία ασκείται απ' όλα τα σώματα σε όλες τις συνθήκες και είναι ανεξάρτητη από τη φύση καιτη χημική σύσταση των σωμάτων. Ο Αϊνστάιν, στη γενική θεωρία της σχετικότητας, επεκτείνει την "αρχή του ισοδυνάμου" (πλήρης ισοδυναμία των φυσικών φαινομένων που εμφανίζονται σε πεδίο βαρύτητας και σε σύστημα που βρίσκεται σε επιταχυνόμενη κίνηση) στην ειδική θεωρία της σχετικότητας. Η "αρχή του ισοδυνάμου" ξεκινάει από τη ταύτιση των δυο μαζών της μάζας αδρανείας και της μάζας βαρύτητας.

      Οι διαστημικές εκτοξεύσεις δίνουν ένα παράδειγμα της "αρχής του ισοδυνάμου", γιατί δείχνουν ότι οι μεγάλες ταχύτητες με τις οποίες πρέπει να ξεκινήσουν οι πύραυλοι, ισοδυναμούν με πεδίο βαρύτητας αλλά και σ' ένα δορυφόρο που κινείται από τη Γη η επίδραση της βαρύτητας μηδενίζεται (κατάργηση του πεδίου). Η, κατά το Μαχ, ισοδυναμία δυνάμεων αδράνειας και βαρύτητας δίνει εξισώσεις στη θεωρία του που περιγράφουν το πεδίο βαρύτητας και της κίνησης των πηγών του πεδίου (που είναι μάζες των σωμάτων) ταυτόχρονα και όχι ξέχωρα, όπως γίνεται στην κλασική φυσική. Στη σύγχρονη φυσική το πεδίο έχει πρωταρχική σημασία, ώστε και αυτή η ύλη να θεωρείται σαν ανωμαλία ενός πεδίου. Το πεδίο είναι η πηγή των δυνάμεων.

      Οι δυνάμεις δεν αναπτύσσονται από το ένα σώμα στο άλλο, χωρίς η επίδραση αυτή να ασκείται στο γειτονικό χώρο, αλλά η διάδοση της επίδρασης γίνεται με πεπερασμένη ταχύτητα, που δεν μπορεί να ξεπεράσει την ταχύτητα του φωτός. Οι δυνάμεις λοιπόν της παγκόσμιας έλξης είναι δυνάμεις πεδίου. Η παρουσία των πεδίων βαρύτητας δημιουργεί καμπύλωση χώρου. Επιταχυνόμενη μάζα διαταράσσει το πεδίο βαρύτητας με συνέπεια την εκπομπή κυμάτων βαρύτητας (όπως τα ηλεκτρομαγνητικά, με τα οποία και μοιάζουν) που μεταφέρουν ενέργεια, ορμή και πληροφορίες με μορφή κβάντουμ ακτινοβολίας βαρύτητας, που λέγονται βαρυόνια.
      Νεότερες θεωρίες δέχονται ότι η βαρύτητα εξασθενεί αργά εξαιτίας της ύπαρξης ύλης στο Σύμπαν (Τζόρνταν, Ντάικ). Αν αυτό ισχύει, θα έχει σημαντικές επιπτώσεις στην εξέλιξη του Σύμπαντος. 
<---επιστροφή

 


 

Περσείδες

 

      Σμήνος μετεωριτών, του οποίου το ακτινοβόλο σημείο βρίσκεται στον αστερισμό του Περσέα . Την τροχιά τους συναντά η Γη, κυρίως τον Αύγουστο και το Σεπτέμβριο, γι' αυτό οι διάττοντες αυτοί αστέρες πέφτουν συνήθως τον Αύγουστο στο βόρειο ουρανό.
      Η βροχή των Περσειδών προήρθε από το μετεωρικό σμήνος που προέκυψε το 1866 από διάλυση του κομήτη Τuttle (1862). Ο ρυθμός της βροχής των Περσειδών είναι 46 λαμπροί διάττοντες την ώρα. Η μεγαλύτερη βροχή σημειώθηκε το 1848.  
<---επιστροφή

 


 

Πλάτυνση

 

      Η ανισότητα ανάμεσα στη διάμετρο που περνάει από τον ισημερινό και στη διάμετρο που περνάει από τους πόλους ενός ουράνιου σώματος. Εκφράζεται αριθμητικά με το πηλίκο Α = α-β/α όπου α είναι η ισημερινή και β η πολική διάμετρος και χαρακτηρίζει κυρίως τους πλανήτες που έχουν μεγάλη ταχύτητα περιστροφής γύρω από τον άξονά τους, οπότε εξαιτίας της μεγάλης φυγόκεντρης δύναμης που αναπτύσσεται, συγκεντρώνεται περισσότερη μάζα - την εποχή που ο πλανήτης είναι ακόμη σε ρευστή κατάσταση - στο ισημερινό επίπεδο.

      Στο ηλιακό σύστημα δεν παρατηρείται πλάτυνση μόνο στον Ερμή, την Αφροδίτη και τον Πλούτωνα. Για τους υπόλοιπους πλανήτες οι τιμές της πλάτυνσης είναι: Γη 1/298, Άρης 1/150, Δίας 1/15, Κρόνος 1/10, Ουρανός 1/18 και Ποσειδών 1 /58.

      Πλάτυνση του ουρανού. Φαινόμενο που οφείλεται σε οπτική ψευδαίσθηση και που σύμφωνα μ' αυτό ο ουρανός δίνει την εντύπωση ενός θόλου που η ακτίνα του ελαττώνεται όσο προχωρεί κανείς από τον ορίζοντα προς την κατακόρυφο ενός τόπου.

 

      Πλάτυνση πλανητών.

 

      Με τον όρο πλάτυνση πλανητών (planet flattening) χαρακτηρίζεται γενικά το μέγεθος του εξογκωμένου ισημερινού των Πλανητών σε σχέση με τον άξονα περιστροφής τους, με αποτέλεσμα να παρουσιάζεται ο πλανήτης ως μια ελαφρά ελλειψοειδής σφαίρα.
      Αν θεωρηθεί ως α η ισημερινή ακτίνα ενός πλανήτη (απόσταση από κέντρο του μέχρι τον ισημερινό του) και β η πολική ακτίνα του (δηλαδή το ήμισυ του άξονα περιστροφής του), τότε ο λόγος (α-β):α χαρακτηρίζεται πλάτυνση του πλανήτη. Με άλλα λόγια, αφαιρούμε την πολική διάμετρο του ουράνιου σώματος από την ισημερινή διάμετρο του και στη συνέχεια διαιρούμε τη διαφορά, με την ισημερινή διάμετρο.
      Την μεγαλύτερη πλάτυνση στο Ηλιακό σύστημα, 0,098, παρουσιάζει ο Κρόνος λόγω της μεγάλης ταχύτητας περιστροφής του, που διαρκεί μόλις 10 γήινες ώρες περίπου. Η πλάτυνση της Γης είναι πολύ μικρή, 0,0034.

      Πηγή: Βικιπαίδεια  
<---επιστροφή

 


 

Παράθυρο Εκτόξευσης

 

      Ο όρος παράθυρο εκτόξευσης, χρησιμοποιείται για να περιγράψει το χρονικό διάστημα μέσα στο οποίο πρέπει να γίνει η εκτόξευση μιας διαστημικής αποστολής, ώστε αυτή να μπορεί να επιτύχει το σκοπό της.

      Σχεδόν σε κάθε αποστολή το διαστημικό όχημα που εκτοξεύεται πρέπει να συναντήσει στο διάστημα είτε κάποιο ουράνιο σώμα όπως π.χ. κάποιον πλανήτη είτε κάποιο άλλο διαστημικό όχημα. Για να γίνει αυτή η συνάντηση δυνατή, χωρίς προφανώς να χρειαστεί το διαστημικό όχημα να καταναλώσει άσκοπα καύσιμα ‘κυνηγώντας’ αυτό που θα συναντήσει, η εκτόξευση πρέπει να γίνει μέσα στο παράθυρο.
      Ο προσδιορισμός του χρονικού αυτού περιθωρίου είναι μέρος του σχεδιασμού της εκάστοτε διαστημικής αποστολής. Ανάλογα με το είδος της αποστολής, το παράθυρο εκτόξευσης μπορεί να είναι της τάξης των μερικών λεπτών έως και μερικών ημερών.

      Αν για οποιοδήποτε λόγο η εκτόξευση δε γίνει μέσα στο παράθυρο, είτε λόγω τεχνικών προβλημάτων, είτε λόγω άσχημων καιρικών συνθηκών, η εκτόξευση αναβάλλεται μέχρι το επόμενο παράθυρο.   <---επιστροφή

 


 

Πυρηνική Σύντηξη

 

      Πυρηνική αντίδραση κατά την οποία δύο πυρήνες ελαφρών στοιχείων συνενώνονται με αποτέλεσμα τη δημιουργία ενός βαρύτερου πυρήνα. Είναι η κύρια πηγή ενέργειας για τα αστέρια. Η αντίδραση αυτή είναι εξώθερμη, δηλαδή παράγει ενέργεια, όταν τα προϊόντα της είναι πυρήνες ατόμων ελαφρότερων ή ίσων του στοιχείου του σιδήρου, ο οποίος είναι και το τελικό της προϊόν.

      Η παραγωγή ακόμα βαρύτερων πυρήνων των στοιχείων είναι ενδόθερμη - για αυτό και η σχάση (το αντίθετο της σύντηξης) μεγάλων πυρήνων (ουρανίου, πλουτωνίου) προς μικρότερους είναι κι αυτή εξώθερμη - κι έτσι τα άστρα κάποτε θα εξαντλήσουν την δυνατότητα παραγωγής ενέργειας με αποτέλεσμα το θάνατό τους από την κυριαρχία της βαρύτητας.   <---επιστροφή

 


 

Περίοδος Περιφοράς

 

      Για ένα πλανήτη περίοδος περιφοράς είναι ο χρόνος που χρειάζεται για να κάνει μία πλήρη περιφορά γύρω από τον αστέρα του. Παρομοίως περίοδος περιφοράς για ένα δορυφόρο, τεχνητό ή φυσικό, είναι ο χρόνος που χρειάζεται για να εκτελέσει μια πλήρη περιφορά γύρω από τον πλανήτη του.   <---επιστροφή

 


 

Πλατωνικό έτος

 

      Χρονική περίοδος ίση με 25.800 έτη. Κατά τη διάρκειά της ο άξονας περιστροφής της Γης δε μένει σταθερός αλλά κάτω από την ελκτική επίδραση που εξασκούν ο Ήλιος και η Σελήνη στο ισημερινό εξόγκωμα, διαγράφει την επιφάνεια ενός κώνου στο διάστημα. Έτσι, ο Βόρειος Πόλος της ουράνιας σφαίρας μετατίθεται διαρκώς ανάμεσα στους αστερισμούς, με αποτέλεσμα πολλοί αστέρες να γίνονται διαδοχικά πολικοί αστέρες. Σήμερα ο Βόρειος Πόλος του ουρανού απέχει 58΄51΄΄ από τον αστέρα της Μικρής Άρκτου και θα τον πλησιάσει ακόμη περισσότερο μέχρι το έτος 2.100 σε απόσταση 27΄5΄΄ για ν' αρχίσει μετά ν' απομακρύνεται.

      Κατά τη διάρκεια του πλατωνικού έτους, αστέρες που είναι για ένα χρονικό διάστημα αμφιφανείς σ' έναν τόπο (δηλ. ανατέλλουν και δύουν) γίνονται αειφανείς ή αφανείς· με άλλα λόγια, η όψη του ουρανού σιγά σιγά μεταβάλλεται. Κάτι ανάλογο έγινε και στο παρελθόν. Το 2.800 π.Χ. πολικός ήταν ο α του Δράκοντα και το 802 μ.Χ. στη θέση του πολικού βρισκόταν ο αστέρας 32Η του αστερισμού της Καμηλοπάρδαλης, που είναι γνωστό πως χρησίμευε ως δείκτης προσανατολισμού στους Βίκιγκς.   <---επιστροφή

 


 

Πρωτοαστερες

 

      Ένα από τα θεμελιώδη προβλήματα της Αστροφυσικής, είναι ο τρόπος δημιουργίας των αστέρων.
      Οι αστέρες που χαρακτηρίζονται ώς ' νεαράς ηλικίας ' βρίσκονται κοντά σε συγκεντρώσεις μεσοαστρικής ύλης, για τον λόγο αυτό οι απαντήσεις στο τρόπο δημιουργίας των πρωτοαστέρων στρέφονται προς τα εκεί.  

      Έτσι η κατάρρεευση των μεσοαστρικών νεφών, της οποίας το αποτέλεσμα είναι η δημιουργία όλο και πιό πυκνών συγκεντρώσεων, έχει ως αποτέλεσμα τους πρωτοαστέρες,οι οποίοι είναι οι εξέλιξη των πιό πυκνών συγκεντρώσεων υπό την επίδραση των βαρυτικών δυνάμεων   <---επιστροφή

 


 

Πλάσμα

 

      Η τέταρτη κατάσταση της ύλης, μετά από την αέρια, υγρή και τη στερεά, όπου τα άτομα ενός στοχείου είναι πλήρως ιονισμένα. Ο βαθμός ιονισμού (ποσοστό των ατόμων που έχουν ιονιστεί) εξαρτάται από τη θερμοκρασία, το στοιχείο και την πύκνότητα την πυκνότητα του. Περιγράφεται από την εξίσωση του Saha   <---επιστροφή

 


 

Πλανήτης

 

      Ουράνιο σώμα του Ηλιακού Συστήματος που βρίσκεται σε τροχιά γύρω από τον Ήλιο, έχει επαρκή μάζα ώστε να αποκτήσει σχήμα υδροστατικής ισορροπίας (σχεδόν σφαιρικό) και είναι το κυρίαρχο σώμα στην τροχιά του. 

      Ο ορισμός αυτός καθιερώθηκε τον Αύγουστο του 2006 από την IAU. Σύμφωνα με αυτό τον ορισμό το Ηλιακό Σύστημα έχει οκτώ πλανήτες: Ερμής, Αφροδίτη, Γη, Άρης, Δίας, Κρόνος, Ουρανός και Ποσειδώνας.
      Επίσης ανάλογο ουράνιο σώμα που βρίσκεται σε τροχιά γύρω από ένα Άστρο.  
<---επιστροφή

 


 

Παράλλαξη (αστρονομία)

 

      Στην Αστρονομία ο όρος Παράλλαξη αφορά γωνία υπό την οποία προβάλλεται από ένα ουράνιο σώμα η ακτίνα της Γης (ή της γήινης τροχιάς για τους αστέρες). Αρχίζει από το κέντρο της Γης και τελειώνει στο επίγειο σημείο που βρίσκεται ο παρατηρητής.
      Παράδειγμα: Έστω Τ ο επίγειος τόπος όπου βρίσκεται ο παρατηρητής και Η και Γ τα κέντρα των δίσκων (σφαιρών) του Ηλίου και της Γης αντίστοιχα. Τότε η γωνία ΤΗΓ = έστω γωνία ω ονομάζεται παράλλαξη του Ηλίου.
      Αν όμως η παρατήρηση γίνει κατά την ανατολή ή τη δύση του Ηλίου, οπότε πλέον η παρατήρηση γίνεται στον ορίζοντα, τότε το τρίγωνο ΤΗΓ είναι ορθογώνιο αφού η πλευρά ΓΤ (δηλαδή η ακτίνα της Γης έστω ρ) είναι κάθετη στη πλευρά ΤΗ. Τότε αυτή η παράλλαξη ονομάζεται οριζόντια παράλλαξη του Ηλίου.
      Αντίστοιχα με το παράδειγμα ονομάζεται και η παράλλαξη του όποιου αστέρα ή άλλου ουράνιου σώματος που όμως λόγω των πολύ μεγάλων αποστάσεων στη θέση του Τ λαμβάνεται ως σημείο Γ ο πλανήτης Γη, στη θέση του Ήλιου (του παραδείγματος) λαμβάνεται ως σημείο Σ ο παρατηρούμενος αστέρας και στη θέση Γ (επίσης του παραδείγματος) λαμβάνεται ως σημείο Η ο Ήλιος, όπου και δημιουργείται το τρίγωνο ΓΣΗ του οποίου οι πλευρές ΓΣ είναι η απόσταση Γης-αστέρος, ΗΣ η απόσταση Ηλίου-αστέρος και ΗΓ η ακτίνα της Γήινης τροχιάς περί τον Ήλιο. Η δε γωνία ΓΣΗ είναι η παράλλαξη του αστέρα.
      Οι παραπάνω προσδιορισμοί τόσο της «οριζόντιας παράλλαξης του Ηλίου» όσο και της «παράλλαξης των αστέρων» υπήρξαν καθοριστικοί για τον προσδιορισμό τόσο της αστρονομικής μονάδος όσο και του παρσέκ αντίστοιχα εκτός εκείνου του προσδιορισμού των αποστάσεων. Επίσης, η παράλλαξη των αστέρων έπαιξε καθοριστικό ρόλο στην επιστημονική διαμάχη του 17ου και 18ου αιώνα σχετικά με το αν το ηλιακό σύστημα είναι γεωκεντρικό ή ηλιοκεντρικό.

      Οι πολέμιοι της γεωκεντρικής θεωρίας υποστήριζαν πως, αν όντως η Γη περιφερόταν γύρω από τον Ήλιο κι όχι το αντίθετο, θα έπρεπε να εμφανίζεται μια ετήσια παράλλαξη στους αστέρες. Η παράλλαξη αυτή είναι πολύ μικρή, λόγω των πολύ μεγάλων αποστάσεων των αστέρων, κι έτσι η μη παρατήρησή της δημιουργούσε σοβαρό πρόβλημα στους υποστηρικτές του ηλιοκεντρισμού. Στις αρχές του 19ου αιώνα όμως, με την κατασκευή μεγαλύτερων τηλεσκοπίων, ο εντοπισμός της παράλλαξης των άστρων έγινε δυνατός. Μάλιστα, το 1836 ο Φρίντριχ Βίλχελμ Μπέσελ κατέστη ο πρώτος που την μέτρησε με ακρίβεια για το άστρο 61 Κύκνου, μετρώντας έτσι ουσιαστικά και την απόστασή του από τη Γη. Αυτό ήταν και το επίτευγμα που καθιέρωσε οριστικά την ηλιοκεντρική θεωρία για το ηλιακό σύστημα.
      Δείτε επίσης την ενότητα Παράλλαξη αστέρων στο άρθρο Αστέρας  
<---επιστροφή

 


 

Περιήλιο

 

       Περιήλιο είναι το σημείο της τροχιάς ενός σώματος (π.χ. ενός πλανήτη) του Ηλιακού Συστήματος που βρίσκεται στη μικρότερη απόσταση από τον Ήλιο. Η Γη καθώς περιφέρεται στην ελλειπτική της τροχιά γύρω από τον Ήλιο βρίσκεται στο περιήλιο περίπου στις 4 Ιανουαρίου κάθε χρόνο, όταν απέχει από αυτόν 147.098.074 km.

      Για τροχιές γύρω από άλλους αστέρες χρησιμοποιείται ο όρος περίαστρο. Στο περιήλιο η ταχύτητα περιφοράς του σώματος είναι μεγαλύτερη απ' ό,τι σε οποιοδήποτε άλλο σημείο της τροχιάς του. Το αντίθετο του περιηλίου είναι το αφήλιο.   <---επιστροφή

 


 

 

 

 

Πλανητικά Νεφελώματα

 

      Τα πλανητικά νεφελώματα (Planetary Nebulae - PΝe) είναι κελύφη από αέριο και σκόνη που περιβάλλουν αστέρες στο τελικό στάδιο εξέλιξής τους. Συγκεκριμένα, όταν ένας αστέρας με αρχική μάζα έως οκτώ Ηλιακές μάζες φθάσει στον ασυμπτωτικό κλάδο των γιγάντων, μπορεί λόγω της δυναμικής αστάθειας που αναπτύσσεται, εξ' αιτίας παλμικών ταλαντώσεων, να εκτινάξει τα εξωτερικά στρώματα του υπό μορφή κελύφους. Το διαστελλόμενο κέλυφος ιονίζεται από την υπεριώδη ακτινοβολία του αστέρα - λευκού νάνου που απομένει, και εμφανίζεται ως ΠΝ. Τα ΠΝ παραμένουν ορατά για περίπου 30000 έτη μετά την δημιουργία τους, ενώ στην συνέχεια λόγω της συνεχιζόμενης διαστολής, αραιώνουν και συνεπώς γίνονται ιδιαίτερα αμυδρά και μη παρατηρήσιμα.
Η χημική τους σύσταση καθορίζεται:
(α) από την χημική εξέλιξη της μεσοαστρικής ύλης, πριν από τον σχηματισμό του αστέρα δημιουργίας τους και
(β) από τις μεταβολές της περιεκτικότητας αυτού, μέσω των πυρηνικών αντιδράσεων στο εσωτερικό του. Οι παρατηρήσεις τους μας δίνει την δυνατότητα να βγάλουμε συμπεράσματα για την γαλαξιακή χημική εξέλιξη, την αστρική εξέλιξη και τον εμπλουτισμό σε χημικά στοιχεία του μεσοαστρικού χώρου.

Στο Αστεροσκοπείο Σκίνακα πραγματοποιούνται δύο προγράμματα παρατηρήσεων Πλανητικών Νεφελωμάτων (λεπτομερείς αναφορές στις ανακαλύψεις και μελέτες των ΠΝ δίνονται στην αντίστοιχη ηλεκτρονική σελίδα του Αστεροσκοπείου Σκίνακα):
Φασματο-φωτομετρικές παρατηρήσεις γνωστών ΠΝ κάνοντας χρήση του 1,3 μ. τηλεσκοπίου. Από τις παρατηρήσεις αυτές δίνεται η δυνατότητα της μορφολογικής μελέτης τους σε διάφορες γραμμές εκπομπής καθώς και ο υπολογισμός σημαντικών παραμέτρων όπως οι ηλεκτρονιακές πυκνότητες και θερμοκρασίες του αερίου, η ανίχνευση αμυδρής άλως, το στάδιο ιονισμού στο οποίο βρίσκονται, η γεωμετρία τους κ.α.

Ανακάλυψη νέων ΠΝ στο Γαλαξιακό σφαιροειδές κάνοντας χρήση και των δύο τηλεσκοπίων. Πιο συγκεκριμένα, το τηλεσκόπιο 30 εκ. χρησιμοποιείται για την ανακάλυψη νέων ΠΝ παρατηρώντας με φίλτρο της γραμμής εκπομπής διπλά ιονισμένου οξυγόνου, με μία μέθοδο που αναλύεται στην ιστοσελίδα του Αστεροσκοπείου Σκίνακα, ενώ το 1,3 μ.  
<---επιστροφή

 


 

ΠΛΑΝΗΤΕΣ ΤΟΥ ΗΛΙΑΚΟΥ ΜΑΣ ΣΥΤΗΜΑΤΟΣ

 

Ο Ερμής (Mercury) είναι ο πλησιέστερος στον Ήλιο πλανήτης, και ο δεύτερος μικρότερος στο Ηλιακό Σύστημα. Το μοναδικό διαστημόπλοιο που πέρασε από τον Ερμή ήταν ο Mariner 10 (1974-75). Μόνο το 40-45% του πλανήτη έχει χαρτογραφηθεί. Ονομάστηκε με το όνομα του ελληνικού θεού Ερμή, ενώ οι Ρωμαίοι τον βάφτισαν με το όνομα του αντίστοιχου θεού τους Mercury. Το αστρονομικό σύμβολό του είναι ένας κύκλος με ένα σταυρό από κάτω και ένα ημικύκλιο από επάνω. Συμβολίζει το κεφάλι του Θεού με το κερατοειδές κράνος του. Πριν τον 5ο αιώνα π.Χ. ο πλανήτης είχε δύο ονόματα καθώς εμφανίζεται εναλλάξ και στις δύο πλευρές του ήλιου. Το βράδυ ήταν ο Ερμής και το πρωί Απόλλων (θεός του ήλιου). Θεωρείται ότι πρώτος ο Πυθαγόρας διατύπωσε την άποψη ότι πρόκειται για τον ίδιο πλανήτη.

 Η Αφροδίτη είναι ένας από τους τέσσερις εσωτερικούς, γαιώδεις πλανήτες του Ηλιακού Συστήματος. Απέχει κατα μέσο όρο 108 εκατομμύρια χιλιόμετρα από τον Ήλιο. Η τροχιά της περιφοράς της Αφροδίτης γύρω από τον Ήλιο είναι σχεδόν κυκλική, αντίθετα με τους άλλους πλανήτες των οποίων οι ελλειπτικές τροχιές παρουσιάζουν μεγαλύτερη εκκεντρότητα. Η περίοδος περιφοράς είναι 0,62 γήινα έτη. Η ελάχιστη απόσταση απο τη Γη είναι 38 εκατομμύρια χιλιόμετρα, ενώ η μέγιστη είναι 257 εκατομμύρια χιλιόμετρα· έτσι η Αφροδίτη είναι ο πλανήτης που βρίσκεται πιο κοντά στη Γη.

 Η Γη, γνωστή στην αρχαιότητα και ως Γαία, είναι ο πλανήτης στον οποίο κατοικούμε, ο τρίτος σε απόσταση πλανήτης από τον Ήλιο. Είναι ο μεγαλύτερος από τους Πλανήτες του Ηλιακού συστήματός μας με στερεό φλοιό και ο μοναδικός πλανήτης που η σύγχρονη επιστήμη επιβεβαιώνει την ύπαρξη ζωής. Ο πλανήτης σχηματίστηκε πριν περίπου 4.5 δισεκατομμύρια (4.5×109) έτη, έχει δε έναν φυσικό δορυφόρο, την Σελήνη.Ο αστρονομικός συμβολισμός αποτελείται από έναν περικυκλωμένο σταυρό, αναπαριστώντας έναν μεσημβρινό και έναν παράλληλο· μία παραλλαγή, τοποθετεί τον σταυρό πάνω από τον κύκλο.

 Ο Άρης είναι πλανήτης του Ηλιακού μας Συστήματος. Είναι ο τέταρτος κοντινότερος πλανήτης στον Ήλιο και ο δεύτερος πιο κοντινός πλανήτης στη Γη . Λέγεται και «κόκκινος πλανήτης» εξαιτίας του χρώματος που παρουσιάζει και που οφείλεται στο τριοξείδιο του σιδήρου (Fe2O3) στην επιφάνειά του. Περιβάλλεται από λεπτή ατμόσφαιρα με μέση πίεση περίπου στο ένα εκατοστό αυτής της Γης. Έχει δύο μικρούς δορυφόρους: τον Φόβο και τον Δείμο. Ο Άρης είναι γνωστός ήδη από την προϊστορία, καθώς και ο πρώτος πλανήτης που παρατηρούμενος με τηλεσκόπιο αποκάλυψε, λόγω εγγύτητας, τα γενικά χαρακτηριστικά της μορφολογίας του, τα οποία θεωρήθηκαν (σωστά ως ένα βαθμό) ότι είναι παρόμοια με αυτά της Γης. Η ομοιότητα αυτή έδωσε βάση αφενός σε μια εκτεταμένη συζήτηση για την ύπαρξη ζωής σε αυτόν, αφετέρου σε σκέψεις μελλοντικής αποίκισής του. Ακόμα, είναι εύκολα προσεγγίσιμος από τις εξερευνητικές μας διαστημοσυσκευές, καθώς ένα ταξίδι προς τον Κόκκινο Πλανήτη απαιτεί χρόνο περίπου έξι μηνών όταν οι θέσεις Γης και Άρη είναι ευνοϊκές, κάτι που συμβαίνει περίπου ανά δυο χρόνια. Για τους λόγους αυτούς ο Άρης είναι ο καλύτερα εξερευνημένος πλανήτης έως σήμερα.

 Ο Δίας θα μπορούσε να περιλάβει στο εσωτερικό του όλους τους άλλους πλανήτες του Ηλιακού Συστήματος. Η μάζα του είναι 318 φορές μεγαλύτερη από τη μάζα της γης, και 2,5 φορές μεγαλύτερη του συνόλου των πλανητών και δορυφόρων. Ο όγκος του 1.318 φορές μεγαλύτερος από τον όγκο της Γης. Παρά ταύτα η πυκνότητα του είναι μόλις 1,33 έναντι της πυκνότητας της γης που είναι 5,52 και κοντινή στην πυκνότητα του ήλιου(1,4), λαμβάνοντας ως μονάδα τη πυκνότητα του ύδατος. Η μέση διάμετρος του είναι 142.000 χλμ. Η απόσταση του από τη Γη κυμαίνεται ανάμεσα στα 591.000.000 χλμ και 965.000.000 χλμ. (περίπου ± 5,2 α.μ.). Γι΄αυτό οφείλεται η τροχιά του. Περιστρέφεται πάρα πολύ γρήγορα γύρω από τον άξονα του, περίπου σε 10 ώρες, πιο γρήγορα από όλους τους πλανήτες, για την ακρίβεια σε 9 ώρες και 51 λεπτά. Με αυτό το ρυθμό της περιστροφής, ο Δίας, που είναι φτιαγμένος κατά κύριο λόγο από αέριο υδρογόνο παρουσιάζει πλάτυνση ίση προς 1/15. Ο χρόνος που χρειάζεται για μια περιφορά γύρω από τον ήλιο είναι περίπου 12 γήινα χρόνια (11 έτη και 315 ημέρες γης). Η ένταση του πεδίου βαρύτητας υπολογίζεται 2,5 φορές μεγαλύτερη της έντασης της γης. Δέχεται δε από τον Ήλιο ποσότητα φωτός και θερμότητα ίση προς το 1/25 εκείνης που φθάνει στη Γη.

 Ο Κρόνος είναι ο έκτος πλανήτης από τον Ήλιο και ο δεύτερος μεγαλύτερος του Ηλιακού Συστήματος μετά το Δία, με διάμετρο στον ισημερινό του 120.660 χιλιόμετρα. Για αιώνες τον θεωρούσαν τον τελευταίο (εξώτατο) πλανήτη του Ηλιακού Συστήματος, καθώς είναι γνωστός από την αρχαιότητα. Πολλά από αυτά που σήμερα γνωρίζουμε για τον πλανήτη και τους δορυφόρους του, μας έγιναν γνωστά από την εξερεύνηση των Βόγιατζερ 1 και 2 το 1980-81. Από το 2004, η διαστημοσυσκευή Cassini βρίσκεται σε τροχιά γύρω απ' τον πλανήτη, μελετώντας τον διεξοδικά.Ο Κρόνος ανήκει στους λεγόμενους γίγαντες αερίων, στους εξωτερικούς δηλαδή πλανήτες του Ηλιακού Συστήματος που αποτελούνται από ένα μικρό βραχώδη πυρήνα (στο μέγεθος της Γης περίπου) που σκεπάζεται από τεράστιες μάζες αερίων. Παρά το μέγεθός του, η πυκνότητά του είναι χαμηλότερη από αυτή του Δία και από αυτή του νερού· αν υπήρχε μια δεξαμενή αρκετά μεγάλη ώστε να μπει μέσα ο Κρόνος, τότε θα επέπλεε. Όπως και ο Δίας, έτσι και ο Κρόνος ακτινοβολεί περισσότερη ενέργεια από αυτή που παίρνει από τον Ήλιο. Το φαινόμενο αυτό πιθανώς οφείλεται στις κινήσεις του υδρογόνου και του ήλιου στο εσωτερικό του. Κάθε τριάντα χρόνια μια μεγάλη καταιγίδα, γνωστή με το όνομα Μεγάλη Λευκή Κηλίδα, καλύπτει ένα μέρος της επιφάνειάς του.Οι πόλοι του Κρόνου είναι εμφανώς συμπιεσμένοι και αυτό οφείλεται στην πολύ γρήγορη περιστροφή του πλανήτη γύρω από τον άξονά του. Η περιστροφή των αερίων που σκεπάζουν τον πλανήτη δεν γίνεται ομοιόμορφα. Η περιστροφή των περιοχών στον ισημερινό διαρκεί 10 ώρες και 14 λεπτά και αυτή των υπόλοιπων περιοχών 10 ώρες και 39 λεπτά, ενώ μια πλήρης περιστροφή του πλανήτη γύρω από τον Ήλιο διαρκεί 29,5 χρόνια. Η ατμόσφαιρά του αποτελείται κυρίως από υδρογόνο και σε ελάχιστες ποσότητες ήλιο και μεθάνιο.

Ο πλανήτης Ουρανός ανακαλύφθηκε το 1781 από τον Βρετανό αστρονόμο Ουίλιαμ Χέρσελ (William Herschel). Για τη φύση της ατμόσφαιρας και τη δομή του δόθηκαν πολύ χρήσιμες πληροφορίες από τη Διαστημική συσκευή της NASA Voyager 2, που πέρασε σε απόσταση 81.500 km από την κορυφή των νεφών του πλανήτη, στις 24 Ιανουαρίου 1986.Ο Ουρανός είναι ένας μεγάλος πλανήτης, ένας από τους τέσσερις γίγαντες αερίων του ηλιακού μας συστήματος. Λόγω της μεγάλης απόστασής του από τη Γη, είναι μόλις ορατός με γυμνό μάτι. Το 1977 ανακαλύφθηκε ότι ο Ουρανός έχει ένα σύστημα από δακτυλίους και ο Βόγιατζερ 2, κατά τη διάρκεια της προσέγγισης του πλανήτη τον Ιανουάριο του 1986 μελέτησε τη δομή των δακτυλίων αυτών και ανακάλυψε 10 ακόμη δορυφόρους του, ανεβάζοντας τον αριθμό τους στους 15. Όλοι οι δακτύλιοι και οι δορυφόροι βρίσκονται σχεδόν στο ίδιο επίπεδο, το επίπεδο του Ισημερινού του πλανήτη. Έχει έναν πετρώδη πυρήνα, στο μέγεθος της Γης, που καλύπτεται από έναν βαθύ "ωκεανό" νερού και αμμωνίας, ο οποίος περιβάλλεται από μια ατμόσφαιρα που αποτελείται από υδρογόνο, ήλιο και μεθάνιο. Το χαρακτηριστικό που ξεχωρίζει τον Ουρανό από όλους τους άλλους πλανήτες του ηλιακού συστήματος είναι ότι ο άξονας περιστροφής γύρω από τον εαυτό του βρίσκεται σχεδόν πάνω στην εκλειπτική, το επίπεδο δηλαδή πάνω το οποίο βρίσκεται η τροχιά του γύρω από τον Ήλιο. Έτσι, καθώς ο Ουρανός περιστρέφεται γύρω από τον ήλιο και τον εαυτό του, μοιάζει σαν να "κυλά" πάνω στην τροχιά του. καθώς οι δορυφόροι και οι δακτύλιοί του περιστρέφονται κάθετα στον ισημερινό του πλανήτη, το όλο σύστημα μοιάζει σαν ένας "στόχος". Το αποτέλεσμα στο «ημερολόγιο» του Ουρανού είναι ότι κάθε πόλος έχει πολύ μεγάλη περίοδο νύκτας και μια πολύ μεγάλη περίοδο ημέρας, 21 γήινα έτη. Το χαρακτηριστικό αυτό του Ουρανού έχει επιτώσεις και στη μαγνητόσφαιρά του, που μοιάζει με τιρμπουσόν που συστρέφεται στην πλευρά του πλανήτη που είναι στραμμένη μακριά από τον Ήλιο. Αυτή η απόκλιση από τα όσα ισχύουν για τους υπόλοιπους πλανήτες δεν έχει εξηγηθεί μέχρι σήμερα. Είναι πιθανό να είναι το αποτέλεσμα κάποιου συμβάντος πρόσκρουσης στο μακρινό παρελθόν του πλανήτη.Ο Ουρανός απέχει κατα μέσο όρο 2.870 εκατομμύρια χιλιόμετρα από τον Ήλιο. Η τροχιά της περιφοράς του Ουρανού γύρω από τον Ήλιο είναι ελλειπτική, με εκκεντρότητα 4,61%. Η περίοδος περιφοράς του είναι 84,01 γήινα έτη. Η περίοδος περιστροφής γύρω από τον άξονά του είναι 17,9 ώρες. Η ελάχιστη απόστασή του από τη γη είναι 2,57 δισεκατομμύρια χιλιόμετρα.Ο Ουρανός είναι ο τέταρτος σε μάζα πλανήτης του Ηλιακού Συστήματος με μάζα 8,68·1025 kg (14,5 φορές αυτής της Γης). Η μέση πυκνότητά του είναι 1270 kg/m3 ή περίπου 30% μεγαλύτερη από αυτή του νερού. Η διάμετρός του είναι 54.188 km ή περίπου 4,5 φορές αυτή της Γης.

Ο ΠοσειδώναΠλούτωνα από τον Ήλιο είναι 39,48 αστρονομικές μονάδες, δηλαδή περίπου 5.906.000.000 χιλιόμετρα, ενώ η περιφορά του γύρω από τον Ήλιο συμπληρώνεται σε 248,09 γήινα έτη. Ωστόσο, λόγω της μεγάλης εκκεντρότητας της τροχιάς του, που είναι η μεγαλύτερη των πλανητών και ισούται με 0,24880766, ο Πλούτωνας στο περιήλιο πλησιάζει τον Ήλιο περισότερο από τον Ποσειδώνα, περίπου σε απόσταση 4,5 δισεκ. χλμ., ενώ στο αφήλιο απομακρύνεται από τον Ήλιο σε απόσταση περίπου 7,4 δισεκ. χλμ. Εξάλλου η τροχιά του Πλούτωνα παρουσιάζει και τη μεγαλύτερη κλίση ως προς την εκλειπτική και είναι ίση με 17,14°. Έτσι, όταν ο Πλούτωνας θεωρούνταν ακόμα πλανήτης, η θέση του "τελευταίου" πλανήτη του ηλιακού συστήματος εναλασσόταν μεταξύ Ποσειδώνα και Πλούτωνα, καθώς η τροχιά του πρώτου μπαίνει "μέσα" από την τροχιά του δεύτερου, χωρίς ωστόσο να υπάρχει πιθανότητα να συγκρουστούν ποτέ.Ο Πλούτωνας φαίνεται από τη Γη ως αστέρας 15ου μεγέθους. Η πραγματική του διάμετρος ισούται με 1.195 χλμ., δηλαδή με το 0,19 περίπου της Γης. Η μάζα του είναι, σύμφωνα με μετρήσεις του 2006, 1.305 ± 0.007 ×1022 kg, δηλαδή μόλις ίση προς το 0,0021 της γήινης και περίπου πέντε φορές μικρότερη από αυτή της Σελήνης. Στη μέση απόστασή του από τον Ήλιο, 40 φορές μεγαλύτερη από εκείνη της Γης, θα δέχεται και 1600 φορές μικρότερη ποσότητα θερμότητας και φωτός από ότι δέχεται η Γη, η δε μέση θερμοκρασία του στην επιφάνειά του υπολογίζεται στους -220° C. Ο Πλούτωνας πιθανόν αποτελείται από πετρώματα και πάγο, καθώς η μέση του πυκνότητα είναι σημαντικά μικρότερη από αυτή της Γης και ισούται με 2,03 g/cm3. Η επιφάνειά του καλύπτεται από ένα στρώμα παγωμένου αζώτου και ίχνη μεθανίου, το οποίο όταν ο Πλούτωνας είναι πιο κοντά στον Ήλιο εξαχνώνεται, σχηματίζοντας έτσι μια αραιή ατμόσφαιρα γύρω από τον πλανήτη. Δεν είναι βέβαιο ότι ο Πλούτωνας σχηματίστηκε ως πλανήτης την ίδια περίοδο που σχηματίστηκαν οι υπόλοιποι πλανήτες του Ηλιακού συστήματος.  
<---επιστροφή

 




 

 






 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Χρόνος εκτέλεσης : 0.187 δευτερόλεπτα