Ρωτήστε έναν αστρονόμο
Έχετε κάποια απορία σχετικά με την Αστρονομία; Μην φοβάστε, ακόμα κι εμείς δεν γνωρίζουμε τα πάντα, γι αυτό έχουμε μια ομάδα επιστημόνων η οποία είναι σε θέση να δώσει απάντηση σχεδόν σε οποιοδήποτε ερώτημα σας που αφορά την επιστήμη της Αστρονομίας. Γι αυτό μην διστάζετε. Πατήστε στον σύνδεσμο επικοινωνία και ρωτήστε μας. Θα κάνουμε ότι καλύτερο μπορούμε να σας δώσουμε μία κατανοητή απάντηση.
Πως μετράμε την απόσταση μεταξύ δύο ουράνιων σωμάτων;
Εξαρτάται από τη μεταξύ τους απόσταση: μέχρι εκατό έτη φωτός από τη Γη, όπως για τη Σελήνη και τους πλανήτες, χρησιμοποιείται η μέθοδος της Παράλλαξης, μέχρι 10.000 έτη φωτός χρησιμοποιείται η ανάλυση του φάσματος της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας, ενώ για μεγαλύτερες αποστάσεις χρησιμοποιείται η μέθοδος των Κηφείδων.
Η παράλλαξη.
Η μέθοδος αυτή βασίζεται στην αρχή της τριγωνομετρίας (κλάδος των μαθηματικών), σύμφωνα με την οποία όλες οι παράμετροι ενός ορθογώνιου τριγώνου μπορούν να υπολογιστούν με ακρίβεια, αρκεί να γνωρίζουμε τη μία πλευρά του και μία γωνία. Για να μετρήσουμε πρακτικά την απόσταση ενός αστέρα, σχηματίζουμε ένα τρίγωνο, στην κορυφή του οποίου βρίσκεται ο εν λόγω αστέρας. Ως βάση του τριγώνου χρησιμοποιούμε τη γραμμή που ενώνει δύο αντικριστά σημεία, από τα οποία διέρχεται η Γη καθώς διαγράφει την τροχιά της. Έτσι η γωνία της κορυφής μπορεί να υπολογιστεί από τη φαινομενική τροχιά του αστέρα, δηλαδή την έλλειψη, η οποία είναι ορατή από τη Γη κάτω από μια δεδομένη γωνία (α). Αυτή τη γωνία μπορούμε να υπολογίσουμε χάρη σ' ένα ειδικό όργανο, τον εξάντα, με τον οποίο μετράμε τις μοίρες. Τέλος, διχοτομούμε τη γωνία, υπολογίζουμε την εφαπτομένη της (μέγεθος που μπορεί να υπολογιστεί χάρη σε τύπους της γεωμετρίας) και διαιρούμε τον ημιάξονα της γήινης τροχιάς (Α) με την εφαπτομένη της γωνίας.
Το φάσμα.
Με τη μέθοδο αυτή αναλύεται το φάσμα της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας. Εξετάζουμε το μήκος κύματος του φωτός που εκπέμπει ένα ουράνιο σώμα λαμβάνοντας υπόψη δύο παραμέτρους: την επιφανειακή φωτεινότητα, δηλαδή την ένταση του φωτός που εμείς βλέπουμε, και την απόλυτη φωτεινότητα, η οποία μπορεί να υπολογιστεί από το φάσμα του εκπεμπόμενου φωτός χάρη στα τηλεσκόπια. Εφόσον γνωρίζουμε αυτά τα δύο μεγέθη, συγκρίνοντάς τα μπορούμε να καθορίσουμε πόση είναι η απόσταση ενός ουράνιου σώματος.
Η μέθοδος των Κηφείδων.
Τέλος, για ουράνια σώματα που βρίσκονται πολύ μακρύτερα από το δικό μας Γαλαξία (μέχρι 50.000.000 έτη φωτός), χρησιμοποιούμε τη μέθοδο των Κηφείδων. Πρόκειται για μεταβλητούς αστέρες που πάλλονται, όπως οι πυγολαμπίδες, και είναι παρόντες σε κάθε Γαλαξία. Γνωρίζουμε το χρόνο που μεσολαβεί μεταξύ δύο παλμικών κινήσεων (φωτεινότητα), τον οποίο ονομάζουμε "περίοδο". Το μέγεθος αυτό είναι σταθερό για κάθε ουράνιο σώμα, αλλά διαφέρει από αστέρι σε αστέρι. Μετρώντας την περίοδο ενός παρόμοιου αστέρα, μπορούμε να μελετήσουμε την απόλυτη φωτεινότητά του. Από τη σύγκριση της απόλυτης με την επιφανειακή φωτεινότητα προκύπτει η απόσταση του ουράνιου σώματος. Η πρώτη φορά που χρησιμοποιήθηκε η μέθοδος των Κηφείδων ήταν για να μετρηθεί η απόσταση του Μικρού Νέφους του Μαγγελάνου: ενός Γαλαξία που βρίσκεται 230.000 έτη φωτός μακριά από μας.
Μπορεί να είναι ορατός με γυμνό μάτι ένας υπερκαινοφανής;
Ναι έίναι δυνατόν να είναι ορατός με γυμνό μάτι ένα σουπερνόβα, αν και πρόκειται για πολύ σπάνιο γεγονός που έχει παρατηρηθεί ελάχιστες φορές στην ανθρώπινη ιστορία. Οι επιστήμονες υπολογίζουν ότι ένας υπερκαινοφανής τουλάχιστον εκρήγνυται ανά ένα χρόνο σε κάποιο γαλαξία (φυσικά και στον δικό μας), αλλά από την μιά οι τεράστιες αποστάσεις που μας χωρίζουν από τους άλλους γαλαξίες από την άλλη η σκοτεινή ή και η ορατή ύλη που συγκεντρώνεται στους γαλαξίες μας εμποδίζουν στο να δούμε την έκρηξη κάποιου υπερκαινοφανούς.
Ένας υπερκαινοφανής ή σουπερνόβα είναι το τελικό, καταστροφικό στάδιο στη ζωή ενός άστρου με μάζα τουλάχιστον 1,4 φορές μεγαλύτερη από τη μάζα του Ήλιου. Το άστρο εκρήγνυται όταν διαταραχθεί η ισορροπία μεταξύ της πίεσης προς τα έξω που ασκούν οι πυρηνικές αντιδράσεις των συστατικών του αερίων και της ώθησης προς τα μέσα λόγω της βαρύτητας.
Η ενέργεια που εκλύεται είναι τόση, ώστε μετατρέπει άστρα που δεν είναι ορατά με γυμνό μάτι στα πιο λαμπρά αντικείμενα του νυχτερινού ουρανού, για βδομάδες ή ακόμα και για μήνες. Μια από τις πιο παλιές παρατηρήσεις έγινε το 185 μ.Χ., όταν κοντά στον Άλφα και στον Βήτα του Κενταύρου "άναψε" ένα άστρο φωτεινότητας -8, συγκριτικά σκεφτείτε ότι ο Δίας έχει φωτεινότητα -2,6.
Η κλίμακα της φωτεινότητας, η οποία αυξάνεται όσο κινούμαστε από τους θετικούς αριθμούς στους αρνητικούς, είναι έτσι σχεδιασμένη, ώστε μια διαφορά πέντε μονάδων να αντιστοιχεί σε διαφορά φωτεινότητας ίση με εκατό.
Ο σουπερνόβα του 1006, που παρατηρήθηκε από τους Κινέζους, έφτασε τη φωτεινότητα -10 και παρέμεινε ορατός για δύο χρόνια. +
Ο τελευταίος σουπερνόβα που παρατηρήθηκε με γυμνό μάτι ήταν ο 1987Α, στο Μεγάλο Νεφέλωμα του Μαγγελάνου. Το 1987 η φωτεινότητά του ήταν μεταξύ 2 και 3, παρόλο που βρίσκεται 170.000 έτη φωτός μακριά από τη Γη.
Και ομως.
Βρίσκεται σε εναν Γαλαξία.
Οι αρχαίοι τον ονόμαζαν Γαλαξία, από το γάλα της Ήρας που χύθηκε στον ουρανό καθώς θήλαζε τον νεογέννητο Ηρακλή. Πολλά ονόματα και μυθικές διηγήσεις είχαν επιστρατευθεί για να εξηγήσουν το παράδοξο αλλά και πανέμορφο αυτό θέαμα.
Λόγω της θέσης του ηλίου δεν μπορουμε να δούμε ολόκληρο τον Γαλαξία.
Ισως αναρωτηθείτε πως ξερουμε οτι βρισκομαστε σε αυτον τον Γαλαξία.
Θα σας απαντησω λοιπον,οτι μεσω της ραδιοαστρονομιας οι επιστημονες εχουν την δυνατοτητα να συναγάγουν συμπεράσματα και να κανουν τις απαραιτητες συγκρίσεις.
Ο Γαλαξίας είναι το σύνολο περίπου τετρακοσίων δισεκατομμυρίων αστέρων. Ο Ήλιος (μαζί και η Γη) βρίσκονται στις παρυφές του Γαλαξία, και έτσι αυτός, καθώς τον κοιτάμε κατά μήκος, φαίνεται να σχηματίζει μία γαλακτόχρωμη αμυδρά φωτισμένη λωρίδα που διασχίζει τον ορατό από τη Γη ουρανό από τη μία άκρη στην άλλη.
Μόλις τη δεκαετία του οι αστρονόμοι άρχισαν να υποπτεύονται ότι ο Γαλαξίας είχε κεντρική ράβδο και δεν ήταν ένα τυπικός Σπειροειδής γαλαξίας,κάτι που παρατηρήσεις του 2005 με το Spitzer Space Telescope έχουν πλέον επιβεβαιώσει, αποδεικνύοντας ότι η κεντρική ράβδος του Γαλαξία ήταν μεγαλύτερη από ό,τι πιστευόταν.
Η ηλικία του Γαλαξία μας εκτιμάται περίπου στα 13,6 δις χρόνια, διάρκεια που είναι κοντά στην ηλικία του Σύμπαντος.Πολλοί αστρονόμοι πιστεύουν ότι ο Γαλαξίας κινείται στο διάστημα με ταχύτητα γύρω στα 600 km το δευτερόλεπτο σε σχέση με τους διπλανούς γαλαξίες. Οι τελευταίες εκτιμήσεις μιλούν για ένα εύρος ταχύτητας από 130 μέχρι 1.000 χλμ/δευτερόλεπτο. Αν όντως ο Γαλαξίας κινείται με 600 km/sec, ταξιδεύουμε 51,84 εκατομμύρια χιλιόμετρα την ημέρα, ή περισσότερο από 19,9 δις km το χρόνο. Για να έχουμε ένα μέτρο σύγκρισης, αυτό σημαίνει πως ταξιδεύουμε περίπου 4,5 φορές την απόσταση που απέχει ο Πλούτωνας από τη Γη.
Όταν γράφεται "Ο Γαλαξίας" με κεφαλαίο το πρώτο γράμμα αναφέρεται στον γαλαξία όπου βρισκόμαστε εμείς, ο δικός μας γαλαξίας δεν έχει κάποιο όνομα που να τον ξεχωρίζει από τους άλλους. Διαφορετικά όταν γράφεται "γαλαξίας" με μικρό το πρώτο γράμμα τότε αναφέρεται σε οποιονδήποτε γαλαξία.
Εκτος από τον δικό μας Γαλαξία,που είναι Σπειροειδείς,υπάρχουν οι Ελλειπτικοί,οι Φακοειδείς και οι Ανώμαλοι επειδή δεν ανήκουν σε καμιά από τις προηγουμενες κατηγορίες και έχουν ακανόνιστο σχήμα.
Ο δικός μας ανήκει στους Σπειροειδείς επειδή μορφολογικά μπορούμε να παρατηρήσουμε ένα κεντρικό εξόγκωμα φτωχό σε αέριο και σκόνη, που περιέχει κυρίως γέρικα άστρα.Πάνω στο επίπεδο του δίσκου ξετυλίγονται οι βραχίονες. Αν ξεκινούν απευθείας από το εξόγκωμα τότε έχουμε έναν απλό Σπειροειδή γαλαξία, ενώ εάν σχηματίζεται ένας ραβδόμορφος σχηματισμός έχουμε του Σπειροειδείς με ράβδο.
Μπορείς να αποδράσεις από μία μαύρη τρύπα;
Σύμφωνα με την γενική θεωρεία της σχετικότητας του Αϊνστάιν οι μαύρες τρύπες είναι περιοχές στο Διάστημα όπου η βαρύτητα είναι τόσο μεγάλη που ούτε το φως δεν μπορεί να αποδράσει από αυτές. Στην δεκαετία του 70 ο φυσικός Στίβεν Χόκιν υποστήριξε ότι όποια πληροφορία απορροφούταν από μια μαύρη τρύπα χανόταν για πάντα. Πρόσφατα ερευνητές του Penn State απέδειξαν ότι πληροφορίες μπορούν να ανακτηθούν από τις μαύρες τρύπες.
Ένα βασικό κομμάτι της κβαντομηχανικής είναι ότι η πληροφορία δεν μπορεί να χαθεί οπότε ο ισχυρισμός του Χόκιν ήταν υπό συζήτηση. Η ιδέα του ήταν γενικά αποδεκτή από τους επιστήμονες μέχρι τα τέλη της δεκαετίας του 90 όταν πολλοί άρχισαν να αμφισβητούν τον ισχυρισμό. Ακόμα και ο ίδιος ο Χόκιν αποκήρυξε την ιδέα το 2004. Παρόλα αυτά κανείς, μέχρι σήμερα, δεν ήταν σε θέση να παρέχει ευλογοφανή μηχανισμό πως μια πληροφορία θα μπορούσε να αποδράσει από μια μαύρη τρύπα. Μια ομάδα φυσικών υπό τον Abhay Ashtekar είπαν ότι το πόρισμα τους επεκτείνει το μέγεθος του χωροχρόνου πέρα από το αυτόν που γνωρίζουμε παρέχοντας χώρο για την πληροφορία να επανεμφανιστεί.
Ο Ashtekar χρησιμοποίησε μια αναλογία από την Αλίκη στην Χώρα των Θαυμάτων: «Όταν ο γάτος Τσεσάιρ εξαφανίζεται το χαμόγελο του παραμένει», είπε. "Νομίζαμε ότι το ίδιο συνέβαινε και με τις μαύρες τρύπες. Η ανάλυση του Χόκιν πρότεινε ότι στο τέλος της ζωής μιας μαύρης τρύπας , ακόμα και όταν έχει εξαϋλωθεί εντελώς μια ιδιομορφία, μια τελική άκρη στο χωροχρόνο μένει πίσω και αυτή η ιδιομορφία είναι σαν νεροχύτης για τις μη ανακτήσιμες πληροφορίες".
Αλλά η ομάδα του Penn State προτείνει ότι οι ιδιομορφίες δεν υπάρχουν στον πραγματικό κόσμο. «Η πληροφορία δείχνει να έχει χαθεί επειδή κοιτάμε σε ένα περιορισμένο μέρος του πραγματικού κβαντομηχανικού χωροχρόνου», λέει ο Ashtekar. «Αν υπολογιστεί και η κβαντοβαρύτητα τότε ο χωροχρόνος γίνεται πολύ πιο μεγάλος και υπάρχει χώρος για την πληροφορία να επανεμφανιστεί στο μακρινό μέλλον στην άλλη πλευρά αυτού που θεωρούσαμε μέχρι τώρα ως τέλος του χωροχρόνου».
Σύμφωνα με τον Ashtekar, ο χωροχρόνος δεν είναι συνεχής όπως πίστευαν οι επιστήμονες παλιά. Αντιθέτως αποτελείται από ξεχωριστά τμήματα, όπως ένα κομμάτι ύφασμα που φαίνεται να είναι συνεχές αποτελείτε από ξεχωριστές ίνες. «Μόλις συνειδητοποιήσαμε ότι η ιδέα του χωροχρόνου ως συνεχές είναι μόνο μια προσέγγιση της πραγματικότητας μας έγινε ξεκάθαρο ότι οι ιδιομορφίες είναι μόνο τεχνουργήματα της επιμονής μας ότι ο χωροχρόνος θα πρέπει να περιγράφεται ως συνεχές».
Για να διεξάγουν τις μελέτες τους η ομάδα χρησιμοποίησε ένα δισδιάστατο μοντέλο μαύρων τρυπών για να ερευνήσουν την κβαντική φύση των πραγματικών μαύρων τρυπών οι οποίες υφίστανται σε τέσσερις διαστάσεις και αυτό επειδή τα δισδιάστατα συστήματα είναι πιο εύκολο να μελετηθούν μαθηματικά. Αλλά επειδή υπάρχουν πολλές ομοιότητες ανάμεσα στις δισδιάστατες μαύρες τρύπες και τις τετραδιάστατες σφαιρικές μαύρες τρύπες, η ομάδα πιστεύει ότι αυτή η προσέγγιση είναι ένας γενικός μηχανισμός που μπορεί να εφαρμοστεί σε τέσσερις διαστάσεις. Η ομάδα τώρα ψάχνει για μεθόδους που θα της επιτρέψουν να μελετήσει απευθείας τετραδιάστατες μαύρες τρύπες.
Γιατί οι γαλαξίες δεν είναι σφαιρικοί?
Γιατί οι γαλαξίες είναι πεπλατυσμένοι και έχουν βραχίονες-δε θα μπορούσαν κάλλιστα να είναι σφαιρικοί?
Η κλασική εικόνα που έχουμε για ένα γαλαξία,είναι αυτή ενός πεπλατισμένου δίσκου,με δύο ή περισσότερους βραχίονεςπου επεκτείνονται,ελισσόμενοι απο το κέντρο τους, αλλά δέν είναι έτσι όλοι οι γαλαξίες.
Στην πραγματικότητα,οι γαλαξίες έχουν πολλά σχήματα,απο σφαιρικό μέχρι σχήμα πεπλατυσμένου δίσκου,με ή χωρίς βραχίονες.
Το σχήμα ενός γαλαξία καθορίζεται απο την περιστροφή της μάζας των αερίων,απο τα οποία αυτός σχηματίζεται αρχικά.
Όταν μια περιστρεφόμενη μάζα αερίων συμπιέζεται,τα αέρια ακολοθούν μια κατεύθινση παράλληλη με τον άξονα περιστροφής. Σε αντίθεση όμως προς την τάση συμπύκνωσης, υπάρχει και μια δύναμη αντίστασης,σε ορθή γωνία προς τον άξονα περιστροφής.
Σαν συνέπεια των νόμων της φυσικής,η αέρια μάζα περιστρέφεται ταχύτερα οσο πλησιάζει τον άξονα και τον προσεγγίζει όλο και δυσκολότερα.
Τέλος, η μάζα των αερίων επηρεάζεται απο μία φυγόκεντρο δύναμη, μεγαλύτερη της βαρύτητας,κι έτσι αναστέλλεται σύντομα η συμπήκνωση προς αυτη την κατεύθυνση.Το αποτέλεσμα είναι η μάζα αερίων να παίρνει στο τέλος ένα σχήμα που μοιάζει λίγο η πολύ πεπλατησμένο δύσκο.
Σε ορισμένα νέφοι αερίων με ελεγχόμενη περιστροφή,η αστρογένεση άρχισε νωρίς και ολοκληρώθηκε πριν η μάζα αερίου πάρει πεπλατησμένη μορφή δίσκου.Κατα συνέπεια,η κατανομή των αστέρων σε αυτούς τους γαλαξίες δεν έχει σχήμα δίσκου.
Ορισμένοι είναι εντελώς σφαιρικοί, ενώ αλλοι έχουν σχήμα που θυμίζει πεπλατυσμένη σφαίρα.Αυτοί αποκαλούνται ελλειπτικοί γαλαξίες.
Σε άλλους γαλαξίες, η αστρογένεση εξελιχθηκε με πιο αργούς ρυθμούς.Σε αυτούς,ελάχιστα άστρα δημιουργήθηκαν ενόσω το νέφος αερίων είχε ακόμα σφαιρικό σχήμα.Η αστρογένεση εδώ άρχισε για τα καλά αφού τα αέρια είχαν συμπιεστεί σε μορφή δίσκου.Αυτοί είναι οι πασίγνωστοι σε όλους μας σπειροειδείς γαλαξίες,και στο δικό τους γενιούνται ακόμα άστρα.
Πόσο γρήγορα κινούμαστε στο σύμπαν;
Ακόμη και όταν δεν κινούμαστε,συμμετέχουμε,χωρίς να το αντιλαμβανόμαστε,σε μια σειρά κινήσεων.Ας δούμε μερικές απο αυτές.
Πρώτα και κύρια ακολουθούμε την περιστροφή της Γης γύρω απο τον άξονά της.Η ταχύτητα αυτής της κίνησης έχει να κάνει με το σημείο στο οποίο βρισκόμαστε.Στον Ισημερινό είναι 1.670 km/h ,ενώ στο δικό μας γεωγραφικό πλάτος είναι κάπως μικρότερη.
Ταυτόχρονα όμως ακολουθούμε την Γη στην περιφορά της γύρω απο τον Ήλιο, με ταχύτητα περίπου 107.000 km/h
Επιπλέον όλο το ηλιακό μας σύστημα κινείται γύρω απο το κέντρο του γαλαξία μας,διαγράφοντας έναν κύκλο καθε 225 δισεκατομμύρια χρόνια.Καθώς ο Ήλιος απέχει περίπου 27.000 έτη φωτός απο το κέντρο του γαλαξία,η τροχιά αυτής της κίνησης φτάνει τα 170.000 έτη φωτός.
Κάνοντας τους σχετικούς υπολογισμούς,διαπιστώνουμε οτι το ηλιακό μας σύστημα κινείται γύρω απο το κέντρο του γαλαξία με ταχύτητα περίπου 800.000 km/h
Η κίνηση όμως αυτή δεν είναι η τελευταία.Απο εδώ και στο εξής,όμως,οι αποστάσεις γίνονται ασύλληπτες,και στους υπολογισμούς των ταχυτήτων υπεισέρχονται μεγάλες αβεβαιότητες.
Στην τοπική ομάδα γαλαξιών,ο γαλαξίας μας κινείται ως προς τον γειτονικό γαλαξία Ανδρομέδα, με ταχύτητα περίπου 440.000 km/h κάτι που ίσως οδηγήσει σε μερικά δισεκατομμύρια χρόνια τους δυο γαλαξίες σε σύγκρουση.
Επιπλέον,φαίνεται ότι όλη η τοπική μας ομάδα γαλαξιών έλκεται απο ένα τεράστιο υπερσμήνος γαλαξιών περίπου 250 εκατομμύρια έτη φωτός μακριά.Το έχουμε βαφτίσει <> (<>) και κινούμαστε προς αυτόν με 2.200.000 km/h.
Τέλος, συμμετέχουμε στη διαστολή του Σύμπαντος, αλλά εδώ πρόκειται για τη διαστολή του ίδιου του χώρου, και όλοι οι γαλαξίες απομακρύνονται ο ένας απο τον άλλο.Δεν πρόκειται δηλαδή για κίνηση με την κλασική ένοια.
Τις σκοτεινές νύχτες χωρίς φεγγάρι, είναι ευκολότερο να μελετήσουμε τα άστρα του ουρανού.
Τότε μπορούμε να παρατηρήσουμε ότι το χρώμα και η ένταση της λάμψης τους μεταβάλλονται για κλάσματα του δευτερολέπτου.
Τη μια στιγμή φαίνεται ένα αστέρι θαμπό και κόκκινο και την άλλη φωτεινό και γαλάζιο.
Τα άστρα που είναι πιο κοντά στον ορίζοντα μοιάζουν να τρεμοπαίζουν εντονότερα απο αυτά που βρίσκονται ψιλά στον ουρανό.
Το φαινόμενο αυτό οφείλεται στο ότι το φως τους επηρεάζεται απο τη γήινη ατμόσφαιρα.
Όταν ένα άστρο βρίσκεται κοντά στον ορίζοντα,το φως του πρέπει να διαπεράσει ένα πιο παχύ στρώμα αέρα απ΄οτι το φως άλλων αστέρων,που βρίσκονται πανω στον ουρανό,με αποτέλεσμα η διάθλαση να κάνει πιο αισθητή την παρουσία της.
Δε συμβαίνει όμως το ίδιο και με τους πλανήτες, όπως η Αφροδίτη και ο Κρόνος,που αργά τις νύχτες του Σεπτέμβρη φαίνονται στους Διδίμους. Η ένταση του φωτός των πλανητών είναι πολύ πιο σταθερή, και καθώς αυτοί βρίσκονται πολύ πιο κοντά στη Γη απ΄ότι τα άστρα.
Ενώ τα άστρα μοιάζουν με κουκκίδες, οι πλανήτες φαίνονται αισθητά μεγαλύτεροι στον ουρανό, και γι΄αυτό το φώς τους είναι δυσκολότερο να αλλοιωθεί.
Τα άστρα τρεμοπαίζουν 40 περίπου φορές το δευτερόλεπτο, ταχύτερα απ΄ότι μπορεί να αντιληφθεί το μάτι μας.
Για το λόγο αυτό, το μάτι αντιλαμβάνεται μόνο τις πιο αργές διακυμάνσεις του φωτός, που διαρκούν τουλάχιστον 1/15 του δευτερολέπτου
ΠΙΣΩ ΑΠΟ ΤΟ ΦΑΙΝΟΜΕΝΟ
Όταν το φώς ενός άστρου διασχίζει την ατμόσφαιρα, συναντάει φυσαλίδες ψυχρού ή θερμού αέρα, οι οποίες λόγω των αναταράξεων μετακινούνται συνεχώς.
Οι φυσαλίδες λειτουργούν σαν μικροί φακοί, διαθλώντας το φως προς διαφορετικές διευθύνσεις, με αποτέλεσμα να νομίζουμε ότι το άστρο <<τρεμοσβήνει>>.
Για τον ίδιο λόγο τα άστρα φαίνεται να αλλάζουν χρώμα: Το φώς τους αποτελείται απο πολλά χρώματα που διαθλούνται διαφορετικά.
Γιατί οι μικροί πλανήτες είναι πετρώδεις και οι μεγάλοι αέριοι?
Η απάντηση έχει να κάνει με την αποστεσή τους σε σχέση με τον Ήλιο.
Όταν το άστρο μας 'άναψε' , εδω και 5 δισεκατομμύρια χρόνια περίπου 'φύσηξε' τα στοιχεία που το περιέβαλλαν. Τα ελαφρύτερα , όπως το υδρογόνο και το ήλιο εκτινάχτηκαν πολύ μακριά , ενώ τα πιο βαριά έμειναν κοντά του.
Εκει, αυτά τα αέρια υπολείμματα και οι σκόνες συγκρούστικαν, σχηματίζοντας σώματα διαμέτρου μια εκατοντάδας χιλιομέτρων.
Αυτοί οι πλανητοειδείς αποτελουνται απο υλικά όλο και πιο πυκνά και θερμά, όσο πλησιάζουμε στο κέντρο. Γύρω απο την καρδιά τους , που βρίσκεται σε τήξη, πιο πτητικά υλικά σχηματίζουν ένα υγρό και ιξώδη (παχύρευστο) μανδία, που καλύπτεται απο έναν λεπτο, στερεό και πιο ψυχρό φλοιό.
Οι ακόμα πιο ελαφριές ενώσεις (νερο και αέριο) συνθέτουν μια ατμόσφαιρα, σε περίπτωση βέβαια , που τις συγκρατεί η βαρύτητα του πλανήτη.
Γενικότερα, οι πλανήτες τείνουν να έλκουν όλο και περισσότερη ύλη όσο μεγαλώνουν.Όμως κοντά στο άστρο, η ύλη είναι πολύ σπάνια για να ξεκινήσει αυτή η διαδηκασία.
Αποτέλεσμα: Oι πλανήτες κοντά στο άστρο είναι περισσότερο πυκνοί, πετρώδεις και μικροί.Αντίθετα πέρα απο τις 4AU* τα ελαφριά υλικά βρισκονται σε μεγαλύτερη αυθονία.
Τέλος, οι απομακρυσμένοι απο το άστρο πλανήτες διαθέτουν, όπως και οι μικροί, ένα στερεό πυρήνα, επικαλύπτονται απο ένα παχύ ατμοσφαιρικό στρώμα που μπορεί να αντιπροσωπεύει μέχρι και το 95% της μάζας τους .
Μ'αυτόν τον τρόπο, η μάζα τους αυξάνεται σημαντικά: ο Δίας, που αποτελείται σχεδόν εξ ολοκλήρου απο αέρια, εχει 318 φορές το βάρος της Γης!
Έτσι, οι πλανήτες που είναι απομακρυσμένοι απο το άστρο τους είναι πιο βαριοί, αλλα αποτελούνται ουσιαστικά απο αέριο
*Αστρονομική μονάδα:
μεση αποσταση της Γης απο τον Ήλιο, περιπου 150 εκατομμύρια χιλιόμετρα
Πόσο μοναδικό είναι το ηλιακό μας σύστημα;
Από το 1992, τότε που ανακαλύφθηκε για πρώτη φορά ένας πλανήτης σε τροχιά γύρω από ένα άλλο αστέρι, αναγνωρίστηκαν γύρω στα 280 εξωγήινα ηλιακά συστήματα, τα περισσότερα εκ των οποίων δεν μοιάζουν με το δικό μας.
Οι πλανήτες ξεχωρίζουν κυρίως από τον τρόπο με τον οποίο η βαρύτητά τους κάνει το πρωτογενές τους αστέρι να ταλαντεύεται καθώς βρίσκονται σε τροχιά. Όσο πιο μικρός είναι ο πλανήτης, τόσο πιο μικρή είναι και η ταλάντωση. Το μέγεθος της επίδρασης, όμως, που έχουν οι ελαφρείς πλανήτες, όπως η Γη, είναι πολύ μικρό για να εντοπιστεί από τις παρούσες τεχνολογίες.
Οι πιο γνωστοί εξωηλιακοί πλανήτες, γνωστοί και ως εξωπλανήτες, είναι γίγαντες αερίων, που έχουν παρόμοιο μέγεθος με τον Δία και τον Ποσειδώνα, αλλά βρίσκονται σε πολύ κοντινή τροχιά, μόλις λίγες αστρονομικές μονάδες (AU) από τα αστέρια τους – 6 με 7% των αστεριών που μοιάζουν με τον ήλιο φαίνεται να έχουν τέτοιου είδους δορυφόρους.
Η επικράτηση γιγάντιων πλανητών, που βρίσκονται σε τροχιά σε μεγαλύτερη απόσταση από το γονικό τους άστρο, είναι άγνωστη. Θα χρειαζόταν μία δεκαετία το λιγότερο για να κάνουν μία πλήρη τροχιά και ελάχιστες έρευνες για τη βαρύτητα και την ταλάντωση έχουν ασχοληθεί για τόσο μεγάλο χρονικό διάστημα με σκοπό να εντοπίσουν αυτούς τους πλανήτες.
Βάση της εικόνας που έχουμε για το σχηματισμό του ηλιακού συστήματος, οι γίγαντες αερίων δεν σχηματίζονται κοντά στους πρωτογενείς τους αστέρες τους, καθώς η ζέστη που εκπέμπεται δεν αφήνει να δημιουργηθούν αρκετά συμπαγή υλικά ώστε να σχηματιστεί ένας μεγάλος βραχώδης πυρήνας.
Eντούτοις, παρόλο που η τροχιά των πλανητών στο ηλιακό μας σύστημα είναι κυκλική, η τροχιά πολλών από αυτούς τους γιγάντιους εξωπλανήτες είναι ελλιπτική. Και ίσως εδώ να κρύβεται και η λύση του μυστηρίου: τα περισσότερα ηλιακά συστήματα φαίνεται πως είχαν πιο διαταραγμένη ιστορία από το δικό μας, καθώς οι γιγάντιοι πλανήτες , που ήταν αρχικά απομακρυσμένοι, ανταγωνίζονταν για ζωτικό χώρο, χτυπώντας ο ένας πάνω στον άλλο και αναγκάζοντάς τους να κάνουν περίεργες τροχιές, πιο κοντά στον πρωτογενή τους αστέρα.
Είναι δύσκολο, ωστόσο, να βγάλουμε οριστικά συμπεράσματα. «Ίσως να ευθύνεται το ότι παρατηρούμε ηλιακά συστήματα με βίαιες ιστορίες γιατί αυτά είναι τα μόνα που μπορούμε να δούμε,» υποστηρίζει ο Phil Armitage από το Πανεπιστήμιο του Κολοράντο. Η γαλλική αποστολή COROT, που εκτοξεύτηκε τον Δεκέμβριο του 2006, και το Kepler της NASA, που αναμένεται να εκτοξευτεί φέτος τον Μάρτιο, ίσως βοηθήσουν τους επιστήμονες να βγάλουν πιο ασφαλή συμπεράσματα.
Μία πρώτη γεύση από αυτό που μπορεί να ανακαλύψουν οι δύο αποστολές δίνεται από τους 10 πλανήτες που είναι γνωστοί και ως «super-Earths» - πρόκειται για πλανήτες με μάζα λίγο μεγαλύτερη από αυτή της Γης. Εάν η εικόνα του σχηματισμού ενός πλανήτη στο ηλιακό μας σύστημα είναι σωστή, τότε οι πλανήτες αυτοί είναι βραχώδεις όπως και ο δικός μας. Δύο από αυτούς, ο Gliese 584 c και d, βρίσκονται σε τέτοια απόσταση από το γονικό τους άστρο που ενδεχομένως να υπάρχει νερό στην επιφάνειά τους. Αυτό βέβαια εξαρτάται από τα αποτελέσματα της υπερθέρμανσης που δημιουργούν τα αέρια του θερμοκηπίου και τα αποτελέσματα της ψύξης που δημιουργούν τα σύννεφα στην όποια ατμόσφαιρα έχουν.
Υπάρχουν και άλλα στοιχεία, όμως, που επιβεβαιώνουν πως οι βραχώδεις πλανήτες είναι πιο κοινοί από τις αρχικές παρατηρήσεις των επιστημόνων. Η σκόνη, που βρίσκεται κοντά σε νέους αστέρες, και η οποία εντοπίστηκε το 2008 από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Spitzer της NASA, υποδηλώνει συγκρούσεις που σχετίζονται με τον σχηματισμό πλανητών, ενώ δείχνει ακόμα πως οι βραχώδεις κόσμοι αποτελούν το 20 με 60% των αστέρων.
Άλλα στοιχεία από το Spitzer για την σκόνη που περιβάλλει πολύ παλιότερους αστέρες μειώνει τις προσδοκίες για γαλήνιους βραχώδεις κόσμους, που θα μπορούσαν να φιλοξενήσουν ζωή. Εννέα στα δέκα ηλιακά συστήματα φαίνεται έχουν περισσότερη σκόνη από το δικό μας, ενώ σε ορισμένες περιπτώσεις η σκόνη είναι μέχρι και 20 φορές περισσότερη. Αν και ο σχηματισμός ενός πλανήτη θεωρείται μία σχετικά γρήγορη διαδικασία μέσα στα πρώτα 100 εκατομμύρια χρόνια της ύπαρξης ενός αστέρα, η σκόνη αυτή είναι πιθανώς ότι απέμεινε από τις καταστροφικές συγκρούσεις των κομητών αργότερα στη ζωή αυτών των ηλιακών συστημάτων.
Ευτυχώς, στο εσωτερικό ηλιακό μας σύστημα, η ισχυρή βαρύτητα των πιο απομακρυσμένων γιγάντιων πλανητών, και ιδιαίτερα του Δία, εκτινάσσει τους κομήτες προτού να καταφέρουν να διεισδύσουν στο εσωτερικό άδυτο του ηλιακού μας συστήματος.
Αυτός είναι ένας ακόμα λόγος για να χαιρόμαστε για τη μορφή του ηλιακού μας συστήματος. Τέλος, το εάν είναι μοναδικό θα παραμείνει ένα μυστήριο μέχρι τουλάχιστον να καταφέρουμε να δούμε εξωπλανήτες που θα έχουν το μέγεθος της Γης, καθώς και γιγάντιους πλανήτες να βρίσκονται πιο μακριά από τα αστέρια τους.
Μπορούν πολλά ουράνια σώματα να κινούνται στην ίδια τροχιά?
Ναι, αυτό συμβαίνει.
Ενα παράδειγμα είναι ο δορυφόρος του Κρόνου Τηθύς, που μοιράζεται την ίδια τροχιά γύρω απο τον πλανήτη με δύο μικρότερους δορυφόρους, την Τελεστώ και την Καλυψώ οι οποίοι βρίσκονται 60 μοιρες μπροστά και, αντίστοιχα πίσω απο την Τηθύ.
Δεν είναι τυχαίο το γεγονός οτι βρίσκονται σε δύο σημεία Lagrange, όπως αποκαλούνται.
Τα σημεία Lagrange υπολογίστηκαν το 1772 απο το Γάλλο μαθηματικό Joseph Lagrange.
Ως σημείο αφετηρίας παίρνουμε ένα δορυφόρο που περιφέρεται γύρω απο ένα πλανήτη, ή έναν πλανήτη που περιφέρεται γύρω απο τον Ήλιο.
Ο Lagrange γνώριζε οτι υπήρχαν τρία σημεία στην ίδια τροχιά με την Τηθύ στα οποία μπορούσε να βρίσκεται με μία μικρή ουράνια σφαίρα.
Δύο απο αυτά τα σημεία είναι σταθερά και σε αυτά ακριβώς βρίσκονται η Τελεστώ και η Καλυψώ.
Το τρίτο σημείο εντοπίζεται 180 μοίρες απο την Τηθύ, δηλαδή απο την άλλη πλευρά του Κρόνου, αλλα είναι ασταθές, κι έτσι ένα σώμα που θα βρισκόταν εκει δεν θα μπορούσε να παραμείνει σ΄αυτη τη θέση παρά μόνο για μικρό χρονικό διάστημα.
Στη λογοτεχνία επιστημονικής φαντασίας εικάζεται οτι στο σημείο Lagrange που βρίσκεται 180 μοίρες απο τη Γή, δηλαδή πίσω απο τον Ήλιο υπάρχει μια <>.
Κάτι τέτοιο όμως είναι απίθανο, καθώς, όπως αναφέραμε, αυτό το σημείο Lagrange είναι ασταθές. Ένα ουράνιο σώμα θα απομακρυνόταν απο εκεί γρήγορα.