ΧΟΡΗΓΟΙ

Φ


Φαινόμενη Διάμετρος - Φαινόμενο Doppler - Φαιός νάνος - Φάσμα (Το) - Φασματικός τύπος - Φοίβη - Φυσικός Δορυφόρος - Φωτοηλιογράφος - Flame nebula  

 

 

Φοίβη



Δορυφόρος του πλανήτη Κρόνου. Η μέση απόστασή της από τον Κρόνο είναι 12.960.000 χλμ. Κινείται με ανάδρομη φορά, δηλ. από την Ανατολή προς τη Δύση. Ο χρόνος περιφοράς της γύρω από τον Κρόνο είναι 550 μέρες, 11 ώρες και 24 λεπτά. Η διάμετρος του δορυφόρου είναι 300 χλμ. και η λαμπρότητά του 14,5. Θεωρείται ότι είναι ο πιο απομακρυσμένος δορυφόρος του πλανήτη.
                  



 

Φαιός νάνος


Ένας καφέ νάνος (ή καστανός νάνος) δεν είναι ούτε πλανήτης ούτε αστέρας. Αποτελεί κατά κάποιο τρόπο έναν αποτυχημένο αστέρα. Λόγω της πολύ μικρής του μάζας, η θερμοκρασία και η πίεση στον πυρήνα του δεν είναι αρκετά υψηλές ώστε να ξεκινήσουν ή να διατηρήσουν τις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις. Αλλά σε αντίθεση με τους πλανήτες, ακτινοβολεί λίγο μέσω της δικής του θερμότητας. Ένας καφέ νάνος θα μπορούσε για κάποια εποχή να είχε ξεκινήσει αντιδράσεις θερμοπυρηνικής σύντηξης, αλλά να μην είχε φτάσει ποτέ σε μια σταθερή κατάσταση, με αποτέλεσμα τελικά να σβήσει.


Οι περισσότεροι καφέ νάνοι περιφέρονται μόνοι στο διάστημα, γεγονός που επιβεβαιώνει ότι σχηματίζονται σαν αστέρες και όχι σαν πλανήτες. Σήμερα πιστεύεται ότι ένας καστανός νάνος πρέπει να έχει μάζα 13 φορές μεγαλύτερη από αυτήν του Δία και 0,07 φορές μικρότερη από την ηλιακή μάζα, διότι με μάζα μεγαλύτερη από αυτήν οι αντιδράσεις θερμοπυρηνικής σύντηξης μπορούν να υπάρξουν για πολύ μεγάλο διάστημα. Το όριο των 13 δίιων μαζών επιλέχθηκε διότι πρόκειται για την ελάχιστη μάζα που πρέπει να έχει ένα άστρο για να μπορεί να κάψει δευτέριο. Πρόκειται επίσης για το ανώτατο όριο μάζας για τα αντικείμενα που έχουν εντοπιστεί μέσω της μεθόδου της ακτινικής ταχύτητας σε τροχιά γύρω από κάποιους αστέρες. Έχει προταθεί επίσης ένας άλλος ορισμός του ορίου που διαχωρίζει πλανήτες και καφέ νάνους, ένας καφέ νάνος διαχωρίζεται από έναν πλανήτη λόγω των μηχανισμών που οδήγησαν στον σχηματισμό του. Ένας καφέ νάνος γεννιέται από τον κατακερματισμό ενός μοριακού νέφους, ακριβώς όπως οι αστέρες, και οι πλανήτες γεννιούνται στην τοπική κατάρρευση ενός δίσκου που βρίσκεται γύρω από έναν αστέρα.


Η ανακάλυψη ενός καστανού νάνου που περιβάλλεται από έναν πρωτοπλανητικό δίσκο αφήνει να εννοηθεί ότι ο σχηματισμός των πλανητών, φυσικά υποπροϊόντα του σχηματισμού αστέρων, είναι εφικτός και γύρω από καστανούς νάνους.


Ένας καφέ νάνος χαρακτηρίζεται ψυχρός όταν έχει θερμοκρασία 1.000°C και θερμός με θερμοκρασία τουλάχιστον 2.000°C. Η θερμότητα που εκπέμπει ένας καφέ νάνος δεν είναι πλέον παρά το κατάλοιπο του σχηματισμού του (σώμα τέτοιου τύπου δεν παράγει ενέργεια). Ένας νέος καφέ νάνος είναι επομένως κάπως θερμός, αργότερα όμως στη διάρκεια της ύπαρξης του η θερμοκρασία του θα μειωθεί αργά. Αξίζει να σημειωθεί ότι οι νέοι καφέ νάνοι έχουν επιφανειακές θερμοκρασίες ίδιες με αυτές των πιο γηραιών αστέρων μικρής μάζας και σχεδόν δεν διαφοροποιούνται από αυτούς. Μόνο αφού περάσουν μερικά δεκάδες ή εκαντοντάδες εκατομμύρια έτη (εξαρτάται από τη μάζα του καφέ νάνου), οι νάνοι αυτοί θα αποκτήσουν θερμοκρασία ίση με αυτήν των ψυχρότερων αστέρων (περίπου 1.800 Κ). Όταν οι καφέ νάνοι έχουν ηλικία αρκετών δισεκατομμυρίων ετών, έχουν επιφανειακή θερμοκρασία που κυμαίνεται από 400 Κ έως 1.000 Κ.


Οι καφέ νάνοι δεν παρατηρούνται εύκολα, εφόσον εκπέμπουν μόνο μικρή ποσότητα υπέρυθρης ακτινοβολίας. Οι επιστήμονες μπόρεσαν να επιβεβαιώσουν την ύπαρξη τους μόλις στα μέσα της δεκαετίας του ’90.        <---επιστροφή

 


 

Φαινόμενη Διάμετρος


Έτσι ονομάζεται η διάμετρος που φαίνεται να καταλαμβάνει ένα αντικείμενο στο ουράνιο θόλο. Μετριέται σε μοίρες.      <---επιστροφή

 


 

Φωτοηλιογράφος


Ειδικό τηλεσκόπιο, που κατασκευάστηκε για τη φωτογράφιση του Ήλιου. Ο πρώτος φωτοηλιογράφος κατασκευάστηκε το 1858 από τον Άγγλο αστρονόμο Γουόρεν ντε λα Ρου. Αρχικά εγκαταστάθηκε στο αστεροσκοπείο Κιου και το 1873 μεταφέρθηκε στο αστεροσκοπείο Γκρίνουιτς, όπου εξακολούθησε να λειτουργεί ως το 1882. Υπάρχουν 30 περίπου φωτοηλιογράφοι, από τους οποίους ο μεγαλύτερος βρίσκεται στο βουνό Ουίλσον της Καλιφόρνιας, και έχει μήκος 50 μ.      <---επιστροφή

 


 

Φασματικός τύπος


Οι αστέρες κατατάσσονται σε διαφορετικούς φασματικούς τύπους, εξαιτίας των διαφορετικών γραμμών απορρόφησης που παρατηρούνται στα φάσματα αυτών, οι οποίες σχετίζονται με τη διαφορετική θερμοκρασία κάθε αστέρα.

Η πιο συνήθης ταξινόμηση των αστέρων είναι η κατάταξη κατά Χάρβαρντ σε 7 κύριες φασματικές ομάδες, τις O, B, A, F, G, K, M, κάθε μία απ’ τις οποίες υποδιαιρείται σε 10 υποομάδες (π.χ. G0, G1, G2…G9).


O O Φασματικός Τύπος αστέρων είναι ο πρώτος κατά σειρά στην ταξινόμηση απλανών κατά Χάρβαρντ.

Ο Φασματικός Τύπος, αφορά την κατάταξη των αστέρων σε 7 κύριες φασματικές ομάδες, τις O, B, A, F, G, K, M, κάθε μία απ’ τις οποίες υποδιαιρείται σε 10 υποομάδες (π.χ. G0, G1, G2…G9). Ο διαχωρισμός σε αυτές τις 7 ομάδες έγινε εξαιτίας των διαφορών στα φάσματα που παρατηρούνται στα αστέρια και σχετίζονται με τη διαφορετική θερμοκρασία του καθενός.

Η θερμοκρασία των αστεριών αυτού του τύπου κυμαίνεται μεταξύ 28000 και 40000 βαθμών Κέλβιν και το χρώμα τους είναι βαθύ γαλάζιο. Οι κύριες γραμμές απορρόφησης που παρουσιάζονται στο φάσμα τους είναι έντονες γραμμές He+. Παρατηρείται ακόμα απουσία γραμμών Η (Εμφανίζονται μόνο πολύ ασθενείς στους Ο9 - ψυχρότεροι αστέρες). Η μάζα τους κυμαίνεται από 20 εώς 100 ηλιακές μάζες.
Αντιπροσωπευτικό άστρο Ο φασματικού τύπου είναι ο αστέρας Alnitak στον αστερισμό του Ωρίωνα.


O B Φασματικός Τύπος αστέρων είναι ο δεύτερος κατά σειρά στην ταξινόμηση απλανών αστέρων κατά Χάρβαρντ.

Ο Φασματικός Τύπος, αφορά την κατάταξη των αστέρων σε 7 κύριες φασματικές ομάδες, τις O, B, A, F, G, K, M, κάθε μία απ’ τις οποίες υποδιαιρείται σε 10 υποομάδες (π.χ. G0, G1, G2…G9). Ο διαχωρισμός σε αυτές τις 7 ομάδες έγινε εξαιτίας των διαφορών στα φάσματα που παρατηρούνται στα αστέρια και σχετίζονται με τη διαφορετική θερμοκρασία του καθενός.

Η θερμοκρασία των αστεριών αυτού του τύπου κυμαίνεται μεταξύ 10000 και 28000 βαθμών Κέλβιν και το χρώμα τους είναι γαλάζιο. Οι κύριες γραμμές απορρόφησης που παρουσιάζονται στο φάσμα τους είναι έντονες γραμμές ουδετέρου He και πολύ ασθενείς γραμμές Η οι οποίες εμφανίζονται πιο έντονες καθώς πάμε από τον τύπο Β0 στον Β9.
Αντιπροσωπευτικό άστρο Β φασματικού τύπου είναι ο Ρίγκελ στον αστερισμό του Ωρίωνα.


O Α Φασματικός Τύπος αστέρων είναι ο τρίτος κατά σειρά στην ταξινόμηση απλανών κατά Χάρβαρντ.

Ο Φασματικός Τύπος, αφορά την κατάταξη των αστέρων σε 7 κύριες φασματικές ομάδες, τις O, B, A, F, G, K, M, κάθε μία απ’ τις οποίες υποδιαιρείται σε 10 υποομάδες (π.χ. G0, G1, G2…G9). Ο διαχωρισμός σε αυτές τις 7 ομάδες έγινε εξαιτίας των διαφορών στα φάσματα που παρατηρούνται στα αστέρια και σχετίζονται με τη διαφορετική θερμοκρασία του καθενός.

Η θερμοκρασία των αστεριών αυτού του τύπου κυμαίνεται μεταξύ 8000 και 10000 βαθμών Κέλβιν και το χρώμα τους είναι λευκό. Οι κύριες γραμμές απορρόφησης που παρουσιάζονται στο φάσμα τους είναι ισχυρές γραμμές Balmer HI με μέγιστη ένταση για τους Α0, και γραμμές CaII οι οποίες εμφανίζονται πιο έντονες καθώς πάμε από τον τύπο A0 στον A9 (ψυχρότεροι αστέρες).
Αντιπροσωπευτικά άστρα Α φασματικού τύπου είναι οι αστέρες Σείριος, Βέγας και Αλτάιρ.


O F Φασματικός Τύπος αστέρων είναι ο τέταρτος κατά σειρά στην ταξινόμηση απλανών κατά Χάρβαρντ.

Ο Φασματικός Τύπος, αφορά την κατάταξη των αστέρων σε 7 κύριες φασματικές ομάδες, τις O, B, A, F, G, K, M, κάθε μία απ’ τις οποίες υποδιαιρείται σε 10 υποομάδες (π.χ. G0, G1, G2…G9). Ο διαχωρισμός σε αυτές τις 7 ομάδες έγινε εξαιτίας των διαφορών στα φάσματα που παρατηρούνται στα αστέρια και σχετίζονται με τη διαφορετική θερμοκρασία του καθενός.

Η θερμοκρασία των αστεριών αυτού του τύπου κυμαίνεται μεταξύ 6000 και 8000 βαθμών Κέλβιν και το χρώμα τους είναι υποκίτρινο. Οι κύριες γραμμές απορρόφησης που παρουσιάζονται στο φάσμα τους είναι ισχυρές γραμμές ιονισμένου ασβεστίου (Ca+). Οι γραμμές H εξασθενούν από τους F0 προς τους F9 και επιπλέον κάνουν σταδιακά την εμφάνισή τους ασθενείς γραμμές μετάλλων.
Αντιπροσωπευτικό άστρο F φασματικού τύπου είναι ο αστέρας Προκύων στον αστερισμό του Μικρού Κυνός.


O G Φασματικός Τύπος αστέρων είναι ο πέμπτος κατά σειρά στην ταξινόμηση απλανών κατά Χάρβαρντ.

Ο Φασματικός Τύπος, αφορά την κατάταξη των αστέρων σε 7 κύριες φασματικές ομάδες, τις O, B, A, F, G, K, M, κάθε μία απ’ τις οποίες υποδιαιρείται σε 10 υποομάδες (π.χ. G0, G1, G2…G9). Ο διαχωρισμός σε αυτές τις 7 ομάδες έγινε εξαιτίας των διαφορών στα φάσματα που παρατηρούνται στα αστέρια και σχετίζονται με τη διαφορετική θερμοκρασία του καθενός.

Η θερμοκρασία των αστεριών αυτού του τύπου κυμαίνεται μεταξύ 5000 και 6000 βαθμών Κέλβιν και το χρώμα τους είναι κίτρινο. Οι κύριες γραμμές απορρόφησης που παρουσιάζονται στο φάσμα τους είναι έντονες γραμμές Ca+ και Fe+ καθώς και άλλων μετάλλων. Οι γραμμές H εξασθενούν περαιτέρω από τους G0 προς τους G9.
Αντιπροσωπευτικό άστρο G φασματικού τύπου είναι ο Ήλιος μας.


O K Φασματικός Τύπος αστέρων είναι ο έκτος κατά σειρά στην ταξινόμηση απλανών κατά Χάρβαρντ.

Ο Φασματικός Τύπος, αφορά την κατάταξη των αστέρων σε 7 κύριες φασματικές ομάδες, τις O, B, A, F, G, K, M, κάθε μία απ’ τις οποίες υποδιαιρείται σε 10 υποομάδες (π.χ. G0, G1, G2…G9). Ο διαχωρισμός σε αυτές τις 7 ομάδες έγινε εξαιτίας των διαφορών στα φάσματα που παρατηρούνται στα αστέρια και σχετίζονται με τη διαφορετική θερμοκρασία του καθενός.

Η θερμοκρασία των αστεριών αυτού του τύπου κυμαίνεται μεταξύ 3500 και 5000 βαθμών Κέλβιν και το χρώμα τους είναι ερυθρό. Οι κύριες γραμμές απορρόφησης που παρουσιάζονται στο φάσμα τους είναι έντονες γραμμές ουδέτερων μετάλλων . Ασθενείς μοριακές ταινίες CH και CN κάνουν σταδιακά την εμφάνισή τους καθώς πηγαίνουμε από τους G0 στους G9. Οι γραμμές Η έχουν σχεδόν εξαφανιστεί.

Αντιπροσωπευτικά άστρα Κ φασματικού τύπου είναι οι αστέρες Αρκτούρος και Αλντεμπαράν (Λαμπαδίας), στους αστερισμούς του Βοώτη και του Ταύρου αντίστοιχα


O M Φασματικός Τύπος αστέρων είναι ο έβδομος κατά σειρά στην ταξινόμηση απλανών κατά Χάρβαρντ.

Ο Φασματικός Τύπος, αφορά την κατάταξη των αστέρων σε 7 κύριες φασματικές ομάδες, τις O, B, A, F, G, K, M, κάθε μία απ’ τις οποίες υποδιαιρείται σε 10 υποομάδες (π.χ. G0, G1, G2…G9). Ο διαχωρισμός σε αυτές τις 7 ομάδες έγινε εξαιτίας των διαφορών στα φάσματα που παρατηρούνται στα αστέρια και σχετίζονται με τη διαφορετική θερμοκρασία του καθενός.

Η θερμοκρασία των αστεριών αυτού του τύπου κυμαίνεται μεταξύ 2000 και 3500 βαθμών Κέλβιν και το χρώμα τους είναι ερυθρό. Οι κύριες γραμμές απορρόφησης που παρουσιάζονται στο φάσμα τους είναι έντονες μοριακές ταινίες απορρόφησης, ιδιαίτερα των μορίων TiO και VO, οι οποίες εμφανίζονται πιο έντονες καθώς πάμε από τον τύπο Μ0 στον Μ9, καθώς και πολύ ισχυρές γραμμές του ουδετέρου Ca. Οι γραμμές Η έχουν πλέον εξαφανιστεί.
Αντιπροσωπευτικά άστρα Μ φασματικού τύπου είναι ο Αντάρης και ο Μπετελγκέζ, στους αστερισμούς των Σκορπιού και Ωρίωνα αντίστοιχα    
<---επιστροφή

 


 

Φάσμα (Το)


Η συνολική ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία που εκπέμπεται από μία πηγή. Προκειμένου να αναλυθεί το φάσμα στα διάφορα μέρη του γίνεται χρήση φασματογράφου ή φασματοσκοπίου.
Το φάσμα ενός άστρου είναι εξαιρετικά σημαντικό γιατί είναι ο μοναδικός τρόπος να προσδιορίσουμε τις ιδιότητες του. Αστέρια που έχουν παρόμοια φάσματα ανήκουν στον ίδιο φασματικό τύπο.    
<---επιστροφή


 


 

Φαινόμενο Doppler στο φως και εφαρμογές στην Αστρονομία


Φαινόμενο Doppler στο φως και εφαρμογές στην Αστρονομία
Όπως τα μηχανικά κύματα, έτσι και τα ηλεκτρομαγνητικά (όπως το φως) υπακούν στο Φαινόμενο Doppler. Το Φαινόμενο Doppler εξηγεί την εξάρτηση του μήκους κύματος του φωτός που εκπέμπει μια πηγή από την κίνηση της πηγής ως προς τον παρατηρητή. Το φως ενός ουρανίου σώματος που πλησιάσει τη Γη συμπιέζεται και μετατοπίζεται προς το μπλε άκρο του φάσματος του φωτός. Αντίθετα το φως ουρανίων αντικειμένων που απομακρύνονται από τη Γη απλώνεται και μετατοπίζεται προς το ερυθρό άκρο του φάσματος. Μιλάμε λοιπόν για «Μετατόπιση προς το ερυθρό» και «Μετατόπιση προς το κυανό». Αυτή η μέθοδος εφαρμόζεται κυρίως για τον εντοπισμό της απόστασης και της ταχύτητας ενός μακρινού γαλαξία.

 Ακτινική ταχύτητα ονομάζεται η συνιστώσα της γραμμικής ταχύτητας ενός αντικειμένου ή ουράνιου σώματος ως προς εμάς, πάνω στην ευθεία που ενώνει εμάς (τον παρατηρητή) με το αντικείμενο. Στην Αστρονομία το μέτρο της ακτινικής ταχύτητας ενός ουράνιου σώματος υπολογίζεται συνήθως εύκολα, από το Φαινόμενο Doppler που διαπιστώνεται στο φως που φθάνει ως εμάς από το ουράνιο σώμα: Το μήκος κύματος του φωτός αυξάνεται για απομακρυνόμενα σώματα (μετάθεση προς το ερυθρό) και μειώνεται για προσεγγίζοντα (μετάθεση προς το κυανό).

Οι μεταθέσεις Doppler μπορούν να μετρηθούν με ακρίβεια με τη λήψη ενός φάσματος υψηλής αναλύσεως και τη σύγκριση των μετρούμενων μηκών κύματος γνωστών φασματικών γραμμών με τα αντίστοιχα μήκη από εργαστηριακά δείγματα. Κατά σύμβαση, η ακτινική ταχύτητα είναι θετική όταν το σώμα απομακρύνεται και αρνητική όταν πλησιάζει.

Σε πολλά διπλά συστήματα αστέρων, η τροχιακή κίνηση των αστέρων-μελών του συστήματος περί το κοινό κέντρο μάζας συνήθως προκαλεί περιοδικές μεταβολές στις ακτινικές τους ταχύτητες της τάξεως των πολλών χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο. Σε αυτές τις περιπτώσεις η μελέτη των ακτινικών ταχυτήτων μπορεί να οδηγήσει στον υπολογισμό των μαζών των αστέρων του συστήματος και της διαμέτρου ή της εκκεντρότητας της τροχιάς τους. Η ίδια φασματοσκοπική μέθοδος έχει οδηγήσει στην ανακάλυψη όλων σχεδόν των εξωηλιακών πλανητών, που περιφέρονται γύρω από άλλους αστέρες, από το 1995 που ανακαλύφθηκε ο πρώτος τέτοιος πλανήτης μέχρι σήμερα.      
<---επιστροφή

 


 

Φυσικός Δορυφόρος


Φυσικό δορυφόρο, καλούμε το ουράνιο σώμα που περιστρέφεται γύρο από έναν πλανήτη και δεν έχει κατασκευαστεί και τεθεί σε τροχιά από τον άνθρωπο ( ή από άλλο νοήμον ον αν βρεθεί ποτέ ). Στο Ηλιακό μας Σύστημα παρατηρούμε δύο κατηγορίες φυσικών δορυφόρων. Έχουμε δορυφόρους οι οποίοι φαίνονται να δημιουργήθηκαν μαζί με τον πλανήτη τους και οι οποίοι είναι σώματα με συμμετρικό σχήμα, σχεδόν σφαιρικό, όπως και οι πλανήτες. Παρατηρούμε όμως και δορυφόρους ( Φόβος και Δείμος του Άρη ) οι οποίοι έχουν ασύμμετρο σχήμα και σύσταση όμοια με των αστεροειδών. Πρόκειται για αστεροειδείς που κάποια στιγμή αιχμαλωτίστηκαν από το βαρυτικό πεδίο του πλανήτη. Γενικά, οι γίγαντες πλανήτες έχουν συστήματα δορυφόρων ενώ από τους γήινους, δορυφόρους έχουν μόνο η Γη και ο Άρης και μάλιστα φαίνεται πως δεν έχουν δημιουργηθεί μαζί με τους πλανήτες τους, αλλά τους απόκτησαν αργότερα. Η διάκριση ανάμεσα σε ένα σύστημα Πλανήτη-Δορυφόρου και διπλού συστήματος σωμάτων ( π.χ πλανητών ή νάνων πλανητών ) γίνεται γενικά με τον ακόλουθο τρόπο. Αν το κέντρο μάζας των δύο σωμάτων βρίσκεται μέσα στο ένα σώμα, τότε θεωρείται ότι αυτό κυριαρχεί βαρυτικά επί του άλλου και έχουμε έτσι ένα σώμα με ένα δορυφόρο. Παράδειγμα τέτοιου συστήματος αποτελεί το σύστημα Γη-Σελήνη. Αν από την άλλη το κέντρο μάζας των δύο σωμάτων βρίσκεται κάπου μεταξύ τους, τότε τα θεωρούμε διπλό σύστημα. Παράδειγμα αποτελεί το σύστημα Πλούτων-Χάρων, το οποίο θεωρείται διπλό σύστημα νάνων πλανητών.       <---επιστροφή

 


 

Flame nebula

 

Το ουράνιο αντικείμενο NGC 2024, γνωστό και ως Flame Nebula , ζ Ωρίωνος ή Alnitak, ανακαλύφθηκε από τον Wilhelm Herschel το 1786. Βρίσκεται στο ανατολικότερο αστέρι της ζώνης του κυνηγού που δεσπόζει στον νυχτερινό ουρανό κυρίως κατά τους χειμερινούς μήνες. Η γωνιακή του διάμετρος του είναι 30 πρώτα λεπτά της μοίρας.

Ανήκει στο πολύπλοκο μοριακό νέφος του Ωρίωνος όπου συναντάμε και το σκοτεινό νεφέλωμα της κεφαλής του Ίππου ή Β 33 που είναι μέρος του IC 434.

Σε αυτό το σημείο του γαλαξία μας υπάρχουν περιοχές ιονισμένου υδρογόνου (ΗΙΙ) και πολλά νεαρά, πολύ θερμά και επομένως φωτεινά άστρα. Συγκεκριμένα, ο Alnitak έχει φωτεινότητα 35000 φορές μεγαλύτερη από εκείνη του ηλίου μας και 20 φορές τη μάζα του. Το οπτικό του μέγεθος είναι 2,05 ενώ φαίνεται να ανήκει σε τριπλό σύστημα αστέρων.

Βρίσκεται σε απόσταση της τάξης των 1500 εκατομμυρίων ετών φωτός (lyr) και πιθανότατα στο παρελθόν υπήρξε κάποια έκρηξη υπερκαινoφανούς που δημιούργησε τις απαραίτητες συνθήκες για την γέννηση νέων αστεριών.

Ανήκει στην κατηγορία των νεφελωμάτων εκπομπής. Αυτό σημαίνει ότι σε αυτό το σημείο η πυκνότητα της μεσοαστρικής ύλης υπερβαίνει τα 10 άτομα ανά κυβικό εκατοστό. Το ΗΙΙ διεγείρεται από την υπεριώδη ακτινοβολία των εμπεριεχομένων αστέρων και αποδιεγειρόμενο εκπέμπει στο ορατό μέρος του φάσματος δίνοντάς μας την εικόνα του φωτεινού νεφελώματος. Στο κέντρο του φαίνεται και μία σκοτεινή λωρίδα. Σε αυτό το σημείο έχουμε μεγαλύτερη πυκνότητα μεσοαστρικής σκόνης.

Δεν είναι δυνατόν να παρατηρηθεί με τηλεσκόπιο όπως το γνωρίζουμε αφού τα υπέροχα χρώματά του εμφανίζονται μονάχα μετά από επεξεργασία φωτογραφιών που έχουν παρθεί με τη βοήθεια φίλτρων.    
<---επιστροφή

 



 

 

 

 

 


 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Χρόνος εκτέλεσης : 0.137 δευτερόλεπτα