ΧΟΡΗΓΟΙ

A


Αέριος Γίγαντας - Ακτίνες Γάμμα - Ακτινοβολία Hawking - Ακτινοβόλο Σημείο - Αληθής Ηλιακός Χρόνος - Αλμπέντο - Αλμπιρέο - Ανάδρομη κίνηση - Ανδρομέδα - Ανοιχτό Σμήνος -  Αντικείμενα Messier - Αντί-ύλη - Απόλυτο Οπτικό Μέγεθος - Απόσταση (αστρονομία) - Αποχή ενός πλανήτη - Αστέρας - Αστέρας νετρονίωνΑστερισμοί - Αστεροειδής Αστρικά συστήματα  - Αστρικές Εκρήξεις - Αστρική Εξέλιξη - Αστρική Περίοδος - Αστρική Περιφορά - Αστρικό ακετυλένιο - Aστρικό έτος - Αστρικό Σμήνος - Αστρολάβος - Αστρομετρία - Αστρονομικά Όργανα - Αστρονομική μονάδα - Αστρονομικός Χρόνος - Άτρακτος - Αφήλιο

 

 

 

 

Αστρική Εξέλιξη

 

Γενικά
    
  Τα μεσοαστρικά νέφη αερίου και σκόνης, δε χαρακτηρίζονται από ιδιαίτερη ομοιογένεια. Αρκετές περιοχές τους είναι πυκνότερες από τις γειτονικές, περιέχουν δε πολύ μεγαλύτερες ποσότητες μάζας. Με τη μέθοδο της προσαύξησης (accretion) οι περιοχές αυτές αυξάνουν σε μέγεθος και μάζα έως ότου συγκεντρώσουν ποσότητα ύλης ίση με μερικές ηλιακές μάζες σε χώρο μεγαλύτερο από αυτόν που καταλαμβάνει το ηλιακό σύστημα. Το γεγονός αυτό σηματοδοτεί και τη γένεση ενός πρωτοαστέρα(protostar). Οι βαρυτικές δυνάμεις οι οποίες τον δημιούργησαν συνεχίζουν να δρούν με αποτέλεσμα τη διαρκή συστολή του. Η πίεση στο εσωτερικό του αυξάνει αλλά όχι τόσο ώστε να ανασταλεί η συρρίκνωση διότι συνεχίζει να ακτινοβολεί γεγονός που εμποδίζει την ανάλογη αύξηση της θερμοκρασίας. Η κατάρρευση συνεχίζεται για εκατομμύρια χρόνια. Στο διάγραμμα Hertzpurg-Russel οι πρωτοαστέρες διανύουν τα μονοπάτια Hayashi που είναι σχεδόν κατακόρυφες γραμμές πριν καταλήξουν στην κύρια ακολουθία


Είσοδος στην Κύρια Ακολουθία

      Κάποια στιγμή η θερμοκρασία του φτάνει τους 10^7 βαθμούς Kelvin η δε πυκνότητά του τα 10gr/cm3. Οι πυρηνικές αντιδράσεις ξεκινάνε με τον κύκλο πρωτονίου-πρωτονίου, το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο, οι απώλειες ενέργειας λόγω ακτινοβόλησης αναπληρώνονται και ο αστέρας σταθεροποιείται. Έχει πλέον εισέλθει στο στάδιο της Κύριας Ακολουθίας και θα παραμείνει σ' αυτή την κατάσταση αυξημένης σταθερότητας για αρκετά δισεκατομμύρια χρόνια, χρονικό διάστημα το οποίο εξαρτάται αποκλειστικά από τη μάζα του. Θα πρέπει να τονιστεί δε ότι αστέρες μεγάλης μάζας και άρα και μεγάλης λαμπρότητας εξελίσσονται πολύ πιο γρήγορα


Ερυθροί γίγαντες

      Τελικά το υδρογόνο του πυρήνα εξαντλείται και δημιουργείται ένας πυρήνας ηλίου (He) στην επιφάνεια του οποίου η καύση του υδρογόνου συνεχίζεται. Ο πυρήνας αυξάνει διαρκώς τη μάζα του, συστέλλεται λόγω βαρυτικών δυνάμεων και η θερμοκρασία του αυξάνεται. Συμπέρασμα: ο πυρήνας γίνεται μικρότερος, πυκνότερος και θερμότερος.
      Τα υπερκείμενα στρώματα υδρογόνου όμως, θερμαινόμενα από τον πυρήνα διαστέλλονται και ψύχονται. Έτσι, ο υπόλοιπος αστέρας γίνεται αραιότερος και ψυχρότερος. Μόλις προέκυψε ένας ερυθρός γίγαντας με διάμετρο σαράντα περίπου φορές την ηλιακή, χαμηλή επιφανειακή θερμοκρασία (3000-4000 Kelvin) και μεγάλη λαμπρότητα.
      Κατά τη διάρκεια της συστολής του πυρήνα η θερμοκρασία του φτάνει πλέον τους 10^8 Kelvin με αποτέλεσμα να ξεκινήσει η μετατροπή του ηλίου σε άνθρακα μέσω της αντίδρασης του τριπλού ηλίου. Το όλο φαινόμενο είναι τελικά εξώθερμο και μάλιστα έντονα! Η ύπαρξη των αστέρων άνθρακα επιβεβαιώνει την ως άνω προτεινόμενη θεώρηση. Ειδικότερα η ύπαρξη των αστέρων άνθρακα που είναι ταυτόχρονα και φτωχοί σε υδρογόνο αποτελεί μία σοβαρότατη θετική ένδειξη όσον αφορά την ορθότητα του προτεινόμενου μοντέλου εξέλιξης. Οι αστέρες αυτοί απώλεσαν τα πλούσια σε υδρογόνο κελύφη τους με αποτέλεσμα το εσώτερο στρώμα ηλίου να αποτελεί πλέον την επιφάνειά τους.
      Η συνεχής αύξηση της πυκνότητας του πυρήνα του ερυθρού γίγαντα, προκαλεί μια μορφή εκφυλισμού στην ύλη του, όπου πλέον η πίεση εξαρτάται αποκλειστικά από την πυκνότητα και όχι από τη θερμοκρασία. Εν τω μεταξύ με τον διαρκή σχηματισμό όλο και βαρύτερων στοιχείων ο πυρήνας συμπιέζεται και θερμαίνεται ενώ η πίεση ελαττώνεται ασταμάτητα. Η όλη πορεία είναι ασταθής και επιταχυνόμενη , τελειώνει δε με την πυρηνική αντίδραση εκτόνωσης που είναι γνωστή ως λάμψη ηλίου.


Υπεργίγαντες

      Κι εδώ συμβαίνει το εξής "παράδοξο": η ύλη του πυρήνα λόγω υπερβολικής αύξησης της θερμοκρασίας μεταπίπτει απο την εκφυλισμένη κατάσταση στη συνήθη, όπου και η πίεση εξαρτάται από τη θερμοκρασία. Το εσωτερικό του διαστέλλεται, η θερμοκρασία του μειώνεται, οι πυρηνικές αντιδράσεις επιβραδύνονται και τελικά σταθεροποιούνται. Μόλις γεννήθηκε ένας υπεργίγαντας.


Μεταβλητοί Αστέρες

      Ουσιαστικά έχουμε έναν supergiant η εσωτερική δομή του οποίου αποτελείται από δύο ανεξάρτητα μεταξύ τους κελύφη καύσης: το εσωτερικό κέλυφος με το ήλιο να μεταστοιχειώνεται σε άνθρακα και το εξωτερικό όπου συνεχίζει να λαμβάνει χώρα μετατροπή υδρογόνου σε ήλιο. Στην περίπτωση αυτή μπορεί να εμφανισθεί έντονη παλινδρομική κίνηση του αστέρα στο διάγραμμα H-R η οποία συνεπάγεται εξίσου έντονη και διαρκή μεταβολή του φασματικού τύπου του αστέρα. Έχουμε πια έναν μεταβλητό αστέρα (variant star).


Λευκοί Νάνοι

      Λευκοί Νάνοι, photo by NASAΣύνθετοι υπολογισμοί αποδεικνύουν ότι για να καταστεί δυνατή η αναστολή της κατάρρευσης από την πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων θα πρέπει η μάζα του αστέρα να μην ξεπερνά τις 1,4M (όριο Chandrasekhar). Ο αστέρας είναι ένας λευκός νάνος. Περαιτέρω εξέλιξη στους λευκούς νάνους δεν είναι δυνατή, καθώς αυτοί ψύχονται διαρκώς με εκπομπή ακτινοβολίας. Ο Ήλιος είναι προορισμένος να μετατραπεί τελικά σε λευκό νάνο.
      Έστω τώρα ότι ο red giant έχει μάζα μεγαλύτερη από1,4M . Ο πυρήνας ηλίου μετασχηματίζεται σε πυρήνα άνθρακα κι αυτός με τη σειρά του σε πυρήνα οξυγόνου και ούτω καθ'εξής! Ο σχηματισμός κάθε φορά ενός νέου πυρήνα με συστολή-θέρμανση-σχηματισμό νέων βαρύτερων στοιχείων συνεχίζεται. Τελικά ο αστέρας παρουσιάζει την εξής εικόνα:
      Στο κέντρο υπάρχει ένας πυρήνας με βαριά στοιχεία κυρίως σίδηρο και νικέλιο, που περιβάλλεται από φλοιούς με όλο και ελαφρύτερα στοιχεία μέχρι την εξωτερική του επιφάνεια όπου "συχνάζουν" το ήλιο και το υδρογόνο.
      Κάπου εδώ έφτασε στο όριο ικανότητας ισορροπίας καθόσον το Νικέλιο και ο Σίδηρος είναι τα πλέον ευσταθή στοιχεία στη φύση. Για όσο καιρό η μάζα του πυρήνα είναι σχετικά μικρή, τίποτε δε συμβαίνει. Μόλις όμως η μάζα του και η πυκνότητά του ξεπεράσουν τα 10^10 gr/cm3 o πυρήνας αρχίζει να καταρρέει θερμαινόμενος στους 10^10Κ , χίλιες φορές θερμότερος από τον περιβάλλοντα μανδύα. Η καταστροφή συμβαίνει σε χρόνο δευτερολέπτου! Η μηχανική ισορροπία του υπόλοιπου αστέρα συμπαρασύρεται στην καταστροφή, τα εξωτερικά στρώματα πέφτουν προς το κέντρο, κάτι που σηματοδοτεί την απαρχή νέων πυρηνικών εκρήξεων.Ουσιαστικά έχουμε τη διάδοση μίας διαταραχής με ταχύτητα της τάξεως των 10^7 m/sec.Θα χρειαστεί λίγα δευτερόλεπτα για να διαδοθεί στο εσωτερικό του αστέρα.Αν τώρα κατά τη διάρκεια της συστολής του πυρήνα,αυξηθεί ταχύτατα η θερμοκρασία του ,θα ήταν ίσως δυνατή η προσαρμογή του αστέρα στις νέες συνθήκες. Η απότομη αύξηση της θερμοκρασίας συμβαίνει καθώς η πτώση των εξωτερικών στρωμάτων απελευθερώνει φοβερά ποσά θερμικής ενέργειας,αλλά πρέπει με κάποιο τροπο να απαχθεί η ενέργεια αυτή. Προτείνονται δύο τρόποι: α)της φωτοδιάσπασης και β) των νετρίνων-αντινετρίνων.
      Φωτοδιάσπαση :φωτόνια υψηλής ενέργειας διασπούν τους πυρήνες του σιδήρου στα νουκλεόνια τους:Fe->13p+4n
      Η απορρόφηση αυτής της ενέργειας σταματά τη θέρμανση του πυρήνα του οποίου και η βαρυτική κατάρρευση συνεχίζεται.


Καινοφανείς - Υπερκαινοφανείς

      Νετρίνα-αντινετρίνα: συνήθως η ύλη είναι διαφανής στα νετρίνα. Όχι όμως στις θερμοκρασίες και στις πυκνότητες αυτές: θερμοκρασία 4*10^10 Κelvin και πυκνότητα 3*10^8 Kgr/cm3. O πυρήνας παύει να είναι διαφανής , θερμαίνεται καθώς οι αντιδράσεις αλληλεπίδρασης νουκλεονίων και νετρίνων συμβαίνουν κατά την αντίθετη φορά, ισορροπεί, η συστολή του σταματάει, η θερμοκρασία του εκτινάσσεται στα ύψη, ο μανδύας ισορροπεί, επιπλέον θερμαίνεται, έντονες πυρηνικές αντιδράσεις συμβαίνουν, κομμάτια του εκτινάσσονται βίαια και εχουμε ένα NOVAE ή ένα SUPER NOVAE.


Πλανητικοί Νεφελοειδείς

      Kατά τη διάρκεια της εξέλιξης ενός ερυθρού γίγαντα είναι δυνατόν ο αστέρας να χάσει μέρος της μάζας του με εκτόξευση τμήματος των εξωτερικών του στρωμάτων. Ιδιαίτερα προς το τέλος της συνύπαρξης των κελυφών υδρογόνου και ηλίου είναι πιθανή η ομαλή αποκόλληση του εξωτερικού κελύφους με αποτέλεσμα το σχηματισμό ενός πλανητικού νεφελοειδούς(planetary nebula). Προκύπτει λοιπόν συνδυασμός ενός κεντρικού θερμού πυρήνα (Τ=2,5*10^4 Κ) και ενός διαστελλόμενου περιβλήματος , πλούσιου σε υδρογόνο, με διάμετρο 0.3 έτη φωτός, θερμοκρασίας 10^4 Κ και πυκνότητας 10^3-10^5 ατόμων/cm3. H μέση μάζα του κεντρικού αστέρα είναι0,8M  ενώ του περιβλήματος 0,2M


Μηχανισμός αποκόλλησης

      Κατά τη διάρκεια της δημιουργίας ενός υπερκαινοφανούς η ταχύτητα διαστολής του κελύφους είναι περίπου 1000Km/sec. Κατά τη διάρκεια της δημιουργίας ενός νεφελοειδούς η αποκόλληση συμβαίνει με ταχύτητα 30Km/sec. Ο κεντρικός πυρήνας κατά πάσα πιθανότητα εξελίσσεται προς τη δημιουργία λευκού νάνου. Τρεις βασικές αιτίες του φαινομένου είναι "σίγουρα" γνωστές: 1) Λόγω του ειδικού χαρακτήρα της αστάθειας αναπτύσσονται παλμικές δονήσεις. 2) Ο ιονισμός του υδρογόνου κάτω από τη φωτόσφαιρα του αστέρα δημιουργεί μία αστάθεια μεταφοράς (convective instability) 3) Η λαμπρότητα του γεννήτορα γίγαντα είναι τόσο μεγάλη που η πίεση της ακτινοβολίας προκαλεί αποκόλληση. Δε χρειάζεται να τονιστεί το γεγονός της συνύπαρξης και των τριών αιτίων!


Αστέρες Νετρονίων

      Αστέρας Νετρονίων, Διαγραμματική παράστασηΟ πυρήνας του αστέρα αποτελείται κυρίως από νετρόνια. Και καταρρέει συνεχώς. Η Νευτώνεια θεώρηση περί βαρύτητας δε μας καλύπτει πλέον. Η εξίσωση υδροστατικής ισορροπίας του αστέρα αντικαθίσταται από ακριβέστερη σχετικιστική όπου και καθίσταται προφανές ότι η διατήρηση της ισορροπίας είναι πιό δύσκολη υπόθεση από όσο πιστεύαμε όταν προσεγγίζαμε το θέμα με τη βοήθεια της κλασσικής φυσικής (νευτώνειας).
      Ακριβέστεροι υπολογισμοί των Baade και Zwicky, καθώς και των Oppenheimer και Volkoff δείχνουν ότι είναι δυνατή η ισορροπία αστέρα με μάζα το πολύ διπλάσια της ηλιακής. Όταν δεν επαρκεί η πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων τότε η κατάρρευση συνεχίζεται, τα ηλεκτρόνια και τα πρωτόνια συνενώνονται σε νετρόνια και προκύπτει αστέρας ο οποίος αποτελείται στο εσωτερικό του σχεδον εξ' ολοκλήρου από νετρόνια, ενώ φυσικά στην επιφάνειά του, πρωτόνια και ηλεκτρόνια βρίθουν! Δημιουργείται λοιπόν μια πρόσθετη πίεση, η πίεση εκφυλισμένων νετρονίων. Ένας αστέρας νετρονίων γεννήθηκε


Pulsars

      Στους αστέρες νετρονίων συμπεριλαμβάνονται και τα pulsars. Οι παλλόμενοι αστέρες εκπέμπουν έντονη ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία με περίοδο 0.3 - 3 δευτερόλεπτα. Πιστεύουμε ότι πρόκειται για αστέρες νετρονίων με εντονότατο Μαγνητικό Πεδίο.
      Η περίοδος τους αυξάνει σταθερά με ρυθμό 10^-6 sec/month γεγονός που δε μας παραξενεύει ιδιαίτερα αν ληφθεί υπόψιν η συνεχής εκπομπή ενέργειας. Από την άλλη βέβαια απότομες ελαττώσεις στην περίοδο οφείλονται σε εξίσου απότομες κατακρημνίσεις του επιφανειακού φλοιού (αρχή διατήρησης της στροφορμής).

Εξήγηση του φαινομένου των pulsars
      Χρησιμοποιείται το μοντέλο της θερμής κηλίδας (hot spot) γνωστό και ως μοντέλο της κεκλιμένης περιστρεφόμενης πηγής (oblique rotator). Τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια του επιφανειακού φλοιού επιταχυνόμενα στη περιοχή των μαγνητικών πόλων εκπέμπουν τεράστιες ποσότητες ηλεκ/μαγν. ακτινοβολίας, οι οποίες γίνονται αντιληπτές από έναν παρατηρητή, κάθε φορά που η Γη βρίσκεται κατά μήκος μίας διαδρομής.


Μελανές Οπές

      To επόμενο πιθανό βήμα κατά τη διάρκεια της εξελικτικής πορείας ενός αστέρα είναι η δημιουργία μίας μελανής οπής. Η ύπαρξη ενός ανώτατου ορίου όσον αφορά τη μάζα ενός ευσταθούς αστέρα νετρονίων γεννά το εξής δίλημμα: τί θα συμβεί αν α) ο αστέρας απωλέσει μεν το μεγαλύτερο μέρος της μάζας του αλλά η μαζα του παραμένοντος πυρήνα είναι μεγαλύτερη από δύο ηλιακές μάζες, ή β) αν η ταχύτητα κατάρρευσης του πυρήνα είναι πάρα πολύ μεγάλη, έστω κι αν η μάζα του είναι μικρότερη των δύο ηλιακών, ή γ) ο αστέρας νετρονίων συγκρουστεί με ποσότητα μάζας τόση ώστε η συνολική να υπερβεί την κρίσιμη μάζα ;
      Στις περιπτώσεις αυτές, δεν υπάρχει γνωστή φυσική δύναμη ικανή να αναστρέψει την καταληκτική ροή και να αναστείλει την ολοκληρωτική κατάρρευση. Ο αστέρας συρρικνώνεται ασταμάτητα, η δε ένταση του βαρυτικού του πεδίου αυξάνεται σε απίστευτο βαθμό. Η καμπύλωση του τετρασδιάστατου χωροχρονικού συνεχούς δεν επιτρέπει ούτε καν στο φως να διαφύγει. Ο αστέρας καθίσταται αόρατος. Έχει ήδη μετατραπεί σε μια μελανή οπή.

Τρόποι σχηματισμού Μελανών Οπών
      α) Καταστροφική κατάρρευση ενός αστέρα αρκετά μεγάλης μάζας: οι μελανές οπές που προκύπτουν μέσω αυτής της διαδικασίας έχουν μάζα ίση μέχρι και πενήντα ηλιακές μάζες και λέγονται αστρικές μελανές οπές. Αστέρας με μάζα μεγαλύτερη των 50Μηλ. δεν μπορεί να υπάρξει λόγω αστάθειας (pulsational instability) άρα αυτό είναι και το όριο μάζας των αστρικών μελανών οπών. Αν τώρα λάβουμε υπόψιν ότι ο ρυθμός εμφάνισης υπερκαινοφανών στο γαλαξία ειναι 1-2 ανά αιώνα, καταλήγουμε στο συμπέρασμα ότι το πιθανό πλήθος των αστρικών μελανών οπών στον γαλαξία μας είναι περίπου 10^8.

      β) Βαρυτική κατάρρευση ενός αστρικού σμήνους: κατά τη διάρκεια της εξέλιξης ενός αστρικού σμήνους η πυκνότητα της κεντρικής περιοχής αυξάνει συνεχώς. Στο κέντρο ενός πολύ πυκνού αστρικού σμήνους η συμπύκνωση αυτή είναι δυνατόν να οδηγήσει σε συνένωση (coalesce) των αστέρων και στον σχηματισμό ενός υπερμεγέθους σώματος (supermassive object) με την κατάρρευση του οποίου προκύπτει μελανή οπή (massive black hole) με πιθανή μάζα 10^5 - 10^9 ηλιακές ή μίας μικρότερης με μάζα 10^2 ηλιακές, στο κέντρο του σμήνους. Ενδείξεις ύπαρξης μελανών οπών μεγάλης μάζας συναντάμε 1) στον πυρήνα του ιδιάζοντος ελλειπτικού ραδιογαλαξία Μ87 , 2) στο κέντρο του γαλαξία μας στη ραδιοπηγή Sagittarius A West και 3) σε οκτώ τουλάχιστον σφαιρωτά σμήνη που εκπέμπουν ακτίνες Χ.

      γ) Πρωταρχικές μελανές οπές (primordial black holes): η λιγότερο πιθανή εκδοχή σχηματισμού. Κατά τα πρώτα στάδια δημιουργίας του σύμπαντος, έντονες τοπικές ανομοιογένειες της πυκνότητας πιθανώς να επέτρεψαν τη δημιουργία μελανών οπών. Πάντως, μικροσκοπικές μελανές οπές (mini holes) με μάζα το πολύ 10^-5gr και διαστάσεις 10^-33cm είναι δυνατό να δημιουργήθηκαν με τον τρόπο αυτό.
Είναι φανερό ότι η παρατήρηση μίας απομονωμένης μελανής οπής είναι δύσκολη υπόθεση.    <---επιστροφή

 


 

Αστρικά συστήματα


      1. Αστέρια που βρίσκονται σε κοντινές σχετικά αποστάσεις, έλκονται μεταξύ τους και στρέφονται γύρω από το κοινό κέντρο μάζας. Αυτά αποτελούν φυσικό σύστημα αστέρων.
      2. Αστέρια που βρίσκονται στην ίδια οπτική ακτίνα και προβάλλονται στο ίδιο περίπου σημείο της ουράνιας σφαίρας. Εδώ πρόκειται για οπτικό σύστημα αστέρων.
      Έχουμε επίσης τα διπλά συστήματα και τα πολλαπλά συστήματα αστέρων. Κατά τους υπολογισμούς, το 5% των οπτικά διπλών αστέρων είναι τουλάχιστον τριπλά συστήματα. Ένα παράδειγμα τριπλού συστήματος είναι και ο πολικός αστέρας. Ο πολικός αστέρας είναι διπλός και γύρω από το κέντρο βάρους του συστήματος περιφέρεται σε έκκεντρη τροχιά, με περίοδο 20 ετών, τρίτος αόρατος συνοδός. Με την έννοια αόρατος συνοδός εννοούμε έναν αστέρα που έχει μικρή λάμψη και μάζα. Οι τετραπλοί αστέρες αποτελούνται από δυο ζεύγη, που περιφέρονται το ένα γύρω από το άλλο.
      Γενικά στα πολλαπλά συστήματα αστέρων, τα αστέρια δημιουργούν στενά ζεύγη που περιφέρονται μεταξύ τους. Τέτοια συστήματα είναι ευσταθή. Σπάνια παρουσιάζονται και ασταθή συστήματα, που το χαρακτηριστικό τους είναι ότι οι αποστάσεις μεταξύ των αστεριών είναι της ίδιας τάξης. Συνήθως πρόκειται για αστέρια που έχουν δημιουργηθεί σε σχετικά μικρό χρονικό διάστημα.
      Από τα 37 αστέρια, που βρίσκονται σε μια νοητή σφαίρα με κέντρο τη Γη και ακτίνα 4 παρσέκ (1 παρσέκ = 3,27 έτη φωτός, μονάδα μήκους στην αστροφυσική), τα 13 είναι απλά αστέρια, τα 18 ανήκουν σε 9 ζεύγη και τα υπόλοιπα 6 αποτελούν δυο συστήματα από 3 αστέρια το καθένα.         
<---επιστροφή

 


 

 Ανάδρομη κίνηση

 

        Η κίνηση ουράνιου σώματος, της οποίας η φορά είναι αντίθετη με τη φορά της περιστροφής της Γης. Όταν δηλ. το σώμα κινείται από δυτικά προς ανατολικά, η φορά από ανατολικά προς δυτικά ονομάζεται ορθή.

                               <---επιστροφή


 

Αστρολάβος

 

      Όργανο που χρησιμοποιείται, κυρίως στην Αστρονομία, για τη μέτρηση του ύψους ενός αστεριού από τον ορίζοντα ή για τη μέτρηση της γωνιώδους αποστάσεως δύο σωμάτων.
      Πρώτος επινόησε τον αστρολάβο ο Έλληνας αστρονόμος Ίππαρχος (2ος π.Χ. αι.). Στη σημερινή του μορφή το όργανο, αποτελείται από ένα σκόπευτρο, το οποίο μπορεί να περιστρέφεται πάνω σε κατακόρυφο μεταλλικό δίσκο, που έχει υποδιαιρέσεις σε μοίρες από 00 - 3600. Η λειτουργία του οργάνου στηρίζεται σε δύο διαδοχικές σκοπεύσεις. Η πρώτη σκόπευση γίνεται σε σημείο, το οποίο παίρνεται σαν σημείο αναφοράς κι η σκόπευση γίνεται στο αστέρι του οποίου μετριέται το ύψος  
<---επιστροφή

 


 

Αστρομετρία

 

      Κλάδος της αστρονομίας που μελετά τις θέσεις και τις κινήσεις των αστέρων με μεθόδους της ουράνιας μηχανικής και της σφαιρικής αστρονομίας. Η αστρομετρία είναι ο παλαιότερος κλάδος της αστρονομίας, πήρε όμως κατά τα τελευταία χρόνια νέα ώθηση με την εκτόξευση των λεγομένων αστρομετρικών δορυφόρων. Σε αντίθεση με τα γήινα τηλεσκόπια, ένας αστρομετρικός δορυφόρος είναι σε θέση να "σαρώσει" ολόκληρη την ουράνια σφαίρα, να μετρήσει τις γωνιακές αποστάσεις των αστέρων με μεγαλύτερη ακρίβεια και να κατασκευάσει ένα σύστημα συντεταγμένων κατανεμημένο ομοιότροπα στον ουρανό.


      Προς αυτή την κατεύθυνση εργάζεται ήδη από το 1989 ο ευρωπαϊκός δορυφόρος Ίππαρχος , ενώ με ακόμη μεγαλύτερες φιλοδοξίες πρόκειται να εμφανιστεί σύντομα στο προσκήνιο ο αστρομετρικός δορυφόρος Λομονόσοφ, που άρχισε από το 1990 να κατασκευάζεται στο Ινστιτούτο Sternberg της Μόσχας. Περίπου 400.000 αστέρες, 30 εξωγαλαξιακά αντικείμενα και 40 μέλη του ηλιακού συστήματος πρόκειται να είναι το πεδίο των παρατηρήσεών του. Εφοδιασμένος μ' ένα τηλεσκόπιο τύπου Κασεγκρέν θα προβεί σε συστηματικές μετρήσεις των γωνιακών αποστάσεων όλων αυτών των ουράνιων αντικειμένων, με ακρίβεια ενός χιλιοστού του δευτερολέπτου της μοίρας.            <---επιστροφή

 



Αληθής Ηλιακός Χρόνος

 

      Αληθής Ηλιακός Χρόνος ονομάζεται η ωριαία γωνία t του κέντρου του ηλιακού δίσκου. Το 1925 καθιερώθηκε σαν αρχή μέτρησης του η κάτω μεσουράνηση του Ηλίου. Οπότε ο Αληθής Ηλιακός Χρόνος είναι: Α = t + 12h.        <---επιστροφή




Αστρικό Σμήνος

 

      Πρόκειται για ομάδα αστεριών. Διακρίνονται σε δύο κατηγορίες: ανοιχτά σμήνη και σφαιρωτά σμήνη.            <---επιστροφή


Ανοιχτό Σμήνος

     

Σύνολα αστεριών (μερικές εκατοντάδες) που βρίσκονται στις σπείρες του Γαλαξία.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Σφαιρωτό Σμήνος

Πρόκειται για μεγάλες ομάδες αστεριών οι οποίες δημιουργούνται και συντηρούνται λόγω της βαρυτικής έλξης των μελών τους. Αποτελούνται από μερικές δεκάδες χιλιάδες έως και ένα εκατομμύριο αστέρια, τα οποία ανήκουν στον πληθυσμό ΙΙ και είναι φτωχά σε μέταλλα. Απαντώνται κυρίως στη γαλαξιακή άλω. Τα μεγάλα σφαιρωτά σμήνη θα μπορούσαν να θεωρηθούν μικροί αποτυχημένοι στην ανάπτυξή τους γαλαξίες παρόλα αυτά υπάρχει σαφής διαχωρισμός, διότι οι γαλαξίες περιέχουν ικανή ποσότητα σκοτεινής ύλης σε αντίθεση με τα σφαιρωτά σμήνη για τα οποία δεν υπάρχει τέτοια ένδειξη. Τα πιο εντυπωσιακά σφαιρωτά σμήνη είναι το M13 στον αστερισμό του Ηρακλή στο βόρειο ημισφαίριο και το ω Κενταύρου ορατό από το νότιο ημισφαίριο.

 

                             <---επιστροφή


 

Αλπέντο

 

      Η λευκαύγεια ή albedo είναι το μέτρο της ανακλαστικότητας μιας επιφάνειας ή ενός σώματος. Είναι ο λόγος της ανακλώμενης προς την προσπίπτουσα ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία στην επιφάνεια. Το κλάσμα αυτό, που συνήθως εκφράζεται ως ποσοστό από 0% έως 100%, είναι μια σημαντική έννοια για την αστρονομία, καθώς μπορούμε να πάρουμε χρήσιμες πληροφορίες για τη σύσταση των σωμάτων που μελετούνται.

                             <---επιστροφή



 

Αλπιρέο

 

      Ο Albireo είναι περίπου 380 έτη φωτός (120 τεμ) μακριά από τη Γη. Όταν είδαν με γυμνό μάτι, Albireo φαίνεται να είναι ένα μόνο αστέρι. Ωστόσο, όταν το τελευταίο με ένα τηλεσκόπιο που επιλύει άμεσα σε ένα διπλό αστέρων, που αποτελείται από Albireo A (κεχριμπάρι, εμφανές μέγεθος 3,1), και Albireo Β (μπλε-πράσινο, εμφανές μέγεθος 5.1.) χωρισμένα κατά 35 δευτερόλεπτα τόξου, τα δύο συστατικά προσφέρει ένα από τα καλύτερα αντίθεση διπλό αστέρια στον ουρανό λόγω των διαφορετικών χρωμάτων.

Δεν είναι γνωστό αν οι δύο συνιστώσες είναι σε τροχιά γύρω από κάθε άλλο σε μια φυσική δυαδικό σύστημα. Αν είναι, η τροχιακή περίοδος είναι πιθανότατα τουλάχιστον 100.000 χρόνια.            <---επιστροφή

 


 

Αστρομετρία

 

      Κλάδος της αστρονομίας ο οποίος μελετά τις θέσεις και τις κινήσεις των αστέρων ως αποτέλεσμα της προβολής τους πάνω στον ουράνιο θόλο. Για τη προσέγγιση αυτή χρησιμοποιεί διάφορα συστήματα συντεταγμένων όπως οι οριζόντιες, οι ισημερινές, οι ουρανογραφικές, οι εκλειπτικές, οι ηλιοκεντρικές και οι γαλαξιακές. Η γνώση της ακριβούς θέσης των αστέρων μας οδήγησε στην ανακάλυψη πληθώρας μικρών "ιδίων" κινήσεών τους. Υποδιαίρεση της αστρομετρίας είναι η σφαιρική αστρονομία.                <---επιστροφή

 


 

Αστρονομικός Χρόνος

 

      Με τον όρο αστρονομικός χρόνος χαρακτηρίζεται το σύνολο των συστημάτων χρόνου που ως βάση τους λαμβάνουν την περιστροφή της Γης ως προς κάποιο ουράνιο σώμα ή σημείο της ουράνιας σφαίρας, το οποίο χρησιμοποιείται ως σύστημα αναφοράς. Εάν θεωρήσουμε ότι η περιστροφή της Γης εκτελείται με σταθερή ταχύτητα τότε η ωριαία γωνία ενός σημείου της ουράνιας σφαίρας δίνει το μέτρο του χρόνου. Ανάλογα με το εκλεγμένο σημείο έχουμε και το αντίστοιχο σύστημα χρόνου.


      Η αρχή μέτρησης διαφέρει στα διάφορα συστήματα χρόνου, όπου άλλοτε λαμβάνεται η άνω μεσουράνηση και άλλοτε η κάτω μεσουράνηση του εκλεγμένου σημείου. Έτσι η ωριαία γωνία έχει αντίστοιχα τιμές 0h ή 12h. Το διάστημα του χρόνου μεταξύ δύο διαδοχικών άνω ή κάτω μεσουρανήσεων του σημείου αυτού για τον μεσημβρινό ενός τόπου καθορίζει τη μονάδα μέτρησης του χρόνου που λέγεται ημέρα, η οποία διαιρείται 24 ώρες (h), μία ώρα σε 60 λεπτά (m) και το ένα λεπτό σε 60 δευτερόλεπτα (s).


      Τα κυριότερα συστήματα είναι τα εξής:
Αστρικός Χρόνος: Χαρακτηρίζεται με βάση την ωριαία γωνία του σημείου γ του Κριού.
Αληθής Ηλιακός Χρόνος:
Χαρακτηρίζεται με βάση την ωριαία γωνία του κέντρου του ηλιακού δίσκου.
Μέσος Ηλιακός Χρόνος:
Χαρακτηρίζεται με βάση την ωριαία γωνία του ενός νοητού Μέσου Ήλιου, ο οποίος κινείται ομαλά στον ισημερινό με περίοδο ίση με την περίοδο του αληθούς Ηλίου στην εκλειπτική.

      Ο Μέσος Ηλιακός Χρόνος ονομάζεται και πολιτικός χρόνος.                 <---επιστροφή

 


 

Άτρακτος

 

      Μία από τις 24 ζώνες που χωρίζεται η Γη, για την διευκόλυνση των κρατών στην επικοινωνία τους, σε σχέση με τη μέτρηση του χρόνου.             <---επιστροφή

 


 

Ακτινοβόλο Σημείο

 

      Έτσι ονομάζεται το σημείο του ουρανού από το οποίο φαίνεται να ξεκινούν τα μετεωροειδή που προκαλούν τις βροχές διαττόντων, τα οποία ταξιδεύουν στο διάστημα σε παράλληλες τροχιές, αλλά όταν συναντούν τη Γη, λόγω της προοπτικής, τα ίχνη τους φαίνονται να συγκλίνουν σε μια μοναδική περιοχή του ουρανού.

      Οι κυριότερες βροχές διαττόντων έχουν πάρει το όνομά τους από τον αστερισμό στην περιοχή του οποίου βρίσκεται το ακτινοβόλο σημείο τους.             <---επιστροφή

 


 

Αστρικό ακετυλένιο

 

      Το ακετυλένιο (ασετυλίνη) που βρίσκεται στον κοσμικό χώρο. Η ύπαρξή του ως βασικού συστατικού πολλών αστρικών ατμοσφαιρών και νεφών μεσοαστρικής ύλης είχε προβλεφτεί θεωρητικά ήδη από τις αρχές της δεκαετίας του 1950.


      Μόλις το 1976, όμως, μια ερευνητική ομάδα του Αστεροσκοπείου Κιτ Πικ, που βρίσκεται στον Φοίνικα της Αριζόνας, υπό τη διεύθυνση του Σ.Τ. Ρίμπγκγουεϊ (S.Τ. Ribgway), επιβεβαίωσε πειραματικά την υπόθεση αυτή κατά τη διάρκεια παρατηρήσεων της πηγής υπέρυθρης ακτινοβολίας ΙRC+10ο216, στο φάσμα της οποίας βρέθηκαν οι χαρακτηριστικές γραμμές απορρόφησης του ακετυλενίου.

      Η ποσότητά του, σύμφωνα με τους υπολογισμούς, ανέρχεται σε 10-4 ηλιακές μάζες και η κινητική του θερμοκρασία φθάνει τους 7οC.              <---επιστροφή

 


 

Απόλυτο Οπτικό Μέγεθος;

 

      Το Απόλυτο Οπτικό Μέγεθος είναι ο αριθμός που εκφράζει τη φαινόμενη λαμπρότητα (ή το φαινόμενο μέγεθος) ενός άστρου όταν αυτό τεθεί σε απόσταση 10 παρσέκ = 32,6 έτη φωτός. Συγκρίνοντας το μέγεθος αυτό βρίσκουμε ποιο άστρο είναι πράγματι λαμπρότερο από κάποιο άλλο, κάτι το οποίο δεν διαπιστώνεται από το φαινόμενο μέγεθος, το οποίο εξαρτάται απ' την απόσταση του αστέρα.              <---επιστροφή

 

 



Αστρονομικά Όργανα

 

      Κ-Στεμματογράφος
    
  Η καταγραφή του συνεχούς φάσματος του στέμματος γίνεται από μια συσκευή η οποία ονομάζεται K-Coronameter και η βασική μορφή της αναπτύχθηκε από τους Wlerick και Axtell το 1957. Έπειτα βελτιώθηκε από τον Fisher το 1981 οπότε και κατέστησε δυνατό στους επιστήμονες να παρατηρήσουν την Κ Corona. Από τη στιγμή που το συνεχές φως του στέμματος είναι MathImage φορές πιο αμυδρό σε σχέση με την φωτεινότητα της φωτόσφαιρας και 10 φορές πιο αμυδρό από το φως του καθαρού μπλε ουρανού, το όργανο αυτό χρησιμοποιεί την γραμμική πόλωση της K-Corona για την διαχωρίσουν από το φως του ουρανού το οποίο δεν είναι πολωμένο κοντά στον Ήλιο. Αυτό συνήθως επιτυγχάνεται με ένα ηλεκτρο-οπτικό διαμορφωτή, κυρίως ένα KDP κρύσταλλο. Αυτοί οι κρύσταλλοι δημιουργούν διαφορά φάσης ανάλογα με τα volt που θα τους εφαρμόσουμε οπότε ρυθμίζοντας την τάση παίρνουμε και διαφορετικές τιμές πόλωσης.              <---επιστροφή

 


 

Ακτίνες Γάμμα

 

     Διεθνής ομάδα αστρονόμων ανακάλυψε μια πηγή εκπομπής ακτίνων-γ με ονομασία  GRB 090423, η οποία αποτελεί το πιο μακρινό αντικείμενο στο Σύμπαν. Η ανακάλυψη αυτή έγινε με τη βοήθεια του Πολύ Μεγάλου Τηλεσκοπίου του Ευρωπαϊκού Οργανισμού για την Αστρονομική έρευνα στο Νότιο Ημισφαίριο (ESO's Very Large Telescope). Η έκρηξη αυτή «έλαβε χώρα» περισσότερο από 13 δισεκατομμύρια χρόνια πριν, δηλαδή 600 εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη.
      Τα αντικείμενα "Αναλαμπής ακτίνων-γ" (Gamma Ray Bursts - GRBs) είναι ισχυρές πηγές εκπομπής ακτίνων-γ που εκπέμπουν σε αυτό το μέρος του φάσματος από λιγότερο από ένα δευτερόλεπτο έως λίγα λεπτά. Απελευθερώνουν τεράστιες ποσότητες ενέργειας σε αυτό το σύντομο χρονικό διάστημα και για το λόγο αυτό θεωρούνται τα πιο ενεργειακώς ισχυρά κοσμικά φαινόμενα στο Σύμπαν.
      Το αντικείμενο GRB 090423 ανιχνεύθηκε για πρώτη φορά από το διαστημικό τηλεσκόπιο Swift της NASA στις 23 Απριλίου του 2009. Η αναλαμπή είχε διάρκεια 10 δευτερολέπτων και προερχόταν από τον Αστερισμό του Λέοντα. Καμία ανίχνευση στο ορατό φως δεν έγινε. Η ερυθρομετάθεση (z) του αντικειμένου αυτού μετρήθηκε να είναι ίση με 8,2, μεγαλύτερη δηλαδή, από τους πιο μακρινούς γαλαξίες και κβάζαρς. Στην πραγματικότητα, η ανακάλυψη αυτή φανερώνει το πόσο σημαντικές είναι οι πηγές αναλαμπής ακτίνων-γ στο να επισημάνουμε τις πρώτες γενιές αστέρων και γαλαξιών. Η πηγή αναλαμπής ακτίνων-γ που κατείχε το προηγούμενο ρεκόρ, η GRB 080913, είχε ανακαλυφθεί επίσης, από το τηλεσκόπιο Swift, τον περασμένο χρόνο με z = 6,7.     
<---επιστροφή

 



 

Ακτινοβολία Hawking

 

Η ακτινοβολία Hawking προκύπτει από τον συνδυασμό της θεωρίας της σχετικότητας, της κβαντομηχανικής και της θερμοδυναμικής.

      Που στηρίζεται: Από τις αρχές κβαντομηχανικής μαθαίνουμε ότι η πιθανότητα να εμφανιστεί ένα γεγονός δεν είναι ποτέ μηδενική. Μπορεί δηλαδή για παράδειγμα να έχουμε τη δημιουργία ενός σωματιδίου από το «τίποτα». Στην πραγματικότητα αυτό που νομίζουμε σαν "άδειο"/"κενό" χώρο δεν είναι στην πραγματικότητα καθόλου κενός. Τον γεμίζει μια θάλασσα εικονικών (virtual) βραχύβιων σωματιδίων (μικρά κβαντικά σωματίδια που μεταφέρουν ακτινοβολία και βαρύτητα) που είναι σχεδόν, αλλά όχι εντελώς, πραγματικά. Είναι εν δυνάμει σωματίδια που μπορεί ξαφνικά να εμφανιστούν. To φαινόμενο λέγεται κβαντική διακύμανση κενού και έχει παρατηρηθεί σε εργαστήρια/επιταχυντές.


      Σε ορισμένα ασυνήθιστα περιβάλλοντα, όπως είναι τα ισχυρά βαρυτικά πεδία που παράγονται από μελανές οπές μπορούν να "δανειστούν" ενέργεια από το γειτονικό τους χώρο και να γίνουν προσωρινά πραγματικά σωματίδια. Όταν τα εικονικά σωματίδια φανερωθούν, εμφανιστούν δηλαδή στον πραγματικό κόσμο, πρέπει να είναι σε μορφή ζεύγους, ενός σωματίου και του αντισωματίου του. Αυτά μετά από ένα απειροελάχιστο χρόνο εξαϋλώνονται για να μην έχουμε παραβίαση της αρχής διατήρησης της ενέργειας και απελευθερώνουν την ενέργειά τους πίσω στο κενό.

      Τι γίνεται:Τα εικονικά σωματίδια μπορούν να δανειστούν ενέργεια από μια μελανή οπή και να υλοποιηθούν ακριβώς στην άκρη του ορίζοντα γεγονότος μιας μελανής οπής. Δηλαδή, το όριο που χωρίζει το "εσωτερικό" από το "εξωτερικό" χώρο μιας μελανής οπής. Όταν αυτό συμβεί, το ένα σωμάτιο μερικές φορές πέφτει μέσα στη μελανή οπή (προς το χώρο της ανωμαλίας ή ιδιομορφίας), ενώ το άλλο διαφεύγει. Όπως βλέπουμε στην παρακάτω εικόνα όπου σωμάτιο (p) - αντισωμάτιο (a)


      Αποτέλεσμα; Χωρίς τον εικονικό συνεργάτη του, το σωματίδιο που διαφεύγει γίνεται πραγματικό σωματίδιο και μεταφέρει μακριά (έξω από τη μελανή οπή) ένα πολύ μικρό μέρος της μάζας - ενέργειας της μελανής οπής. Έτσι αυτό το σωματίδιο καταναλίσκει περισσότερη ενέργεια από αυτή που έχει, και έτσι συνεισφέρει "αρνητική ενέργεια" στη οπή. Μπορεί λοιπόν, σε ένα μεγάλο χρονικό διάστημα, πολλαπλάσιου της ηλικίας του σύμπαντος ( χρόνια), η μελανή οπή τελικά να εξατμιστεί, χάνοντας όλη της την ενέργεια, χάρις στα διαφύγοντα σωματίδια.


      Η Ακτινοβολία Hawking, όπως ονομάζεται, είναι εξαιρετικά δύσκολο να ανιχνευθεί, ίσως να μην γίνει ποτέ, είναι θεωρητική πρόβλεψη που έχει βέβαια ισχυρές βάσεις (λόγω της εγκυρότητας των επιμέρους κλάδων απ’ τους οποίους προκύπτει) και είναι πολύ πιθανό να συμβαίνει                       
<---επιστροφή

 


 

Αστέρας

 

      Αντικείμενο που αποτελείται από πλάσμα σε υψηλή θερμοκρασία, παράγει ενέργεια μέσω πυρηνικών συντήξεων και εκπέμπει ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία και νετρίνα. Οι αστέρες παρουσιάζουν μεγάλη ποικιλία στα χαρακτηριστικά τους, όπως στο χρώμα τους, στη θερμοκρασία τους, στην ακτίνα τους και στο φάσμα τους. Οι παράμετροι που καθορίζουν τα παραπάνω χαρακτηριστικά είναι η αρχική μάζα και σύσταση. Η αρχική σύσταση εξαρτάται από τα υλικά τα οποία βρίσκονταν στην περιοχή δημιουργίας του άστρου ενώ η κατανομή της μάζας υπακούει τον νόμο του Salpeter.
      Τα αστέρια δημιουργούνται από βαρυτικές αστάθειες εντός νεφών μοριακού υδρογόνου. Μετά την κατάρρευση τα άστρα βρίσκονται σε κατάσταση υδροστατικής ισορροπίας, δηλαδή το βάρος των υπερκείμενων στρωμάτων εξισορροπείται από την πίεση και εισέρχονται στο στάδιο της κύριας ακολουθίας. Η υψηλή πίεση οδηγεί σε εξαιρετικά υψηλές θερμοκρασίες στο εσωτερικό με αποτέλεσμα να είναι δυνατές οι πυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης. Στα αστέρια που πραγματοποιούν συντήξεις υδρογόνου με τελικό αποτέλεσμα ήλιο(He) οι κυριότερες διαδικασίες που οδηγούν στην απελευθέρωση ενέργειας είναι ο κύκλος πρωτονίου-πρωτονίου και ο κύκλος CNO (Άνθρακα-Αζώτου-Οξυγόνου).


      Οταν καταναλώθεί το υδρογόνο από τον πυρήνα τότε τα εξωτερικά στρώματα ψύχονται και διαστέλλονται και ο αστέρας εισέρχεται στο στάδιο του κόκκινου γίγαντα. Σε αυτό το στάδιο τα άστρο πραγματοποιεί σύντηξη ηλίου. Αστέρια μεγάλης μάζας συνεχίζουν τη διαδικασία της σύντηξης δημιουργώντας βαρύτερα υλικά μέχρι το σίδηρο. Η τελική κατάληξη ενός άστρου εξαρτάται από τη μάζα που απομένει.   

 

     Γιατί λάμπουν τα αστέρια;

 

      Τα αστέρια λάμπουν επειδή είναι θερμά. Πού όμως βρίσκει ένα αστέρι την ενέργεια που το κάνει θερμό; Η απάντηση σ' αυτό το ερώτημα δόθηκε από έναν φυσικό τον 'Αλμπερτ Αϊνστάιν (1879-1955) στις αρχές αυτού του αιώνα. Ανακάλυψε ότι η μάζα μπορεί να μετατραπεί σε μεγάλες ποσότητες ενέργειας

      Υδρογόνο σε ήλιο
     

      Τα αστέρια αποτελούνται κυρίως από υδρογόνο. Το υδρογόνο είναι το πιο απλό και το πιο κοινό φυσικό συστατικό στο σύμπαν. Ένα άτομο υδρογόνου αποτελείται από έναν πυρήνα με ένα πρωτόνιο κι από ένα ηλεκτρόνιο. Η ύλη στο κέντρο του αστεριού συμπιέζεται από τις βαρυτικές δυνάμεις που υπάρχουν στο εσωτερικό του. Η συμπίεση προκαλεί τη βίαιη σύγκρουση των πρωτονίων που αποτελούν τους πυρήνες των ατόμων υδρογόνου. 'Ετσι τέσσερις πυρήνες υδρογόνου μπορούν να ενωθούν και να σχηματίσουν έναν πυρήνα ηλίου.

     

      Ο πυρήνας ηλίου αποτελείται από δύο πρωτόνια και δύο νετρόνια. Κατά τη διάρκεια αυτής της σύντηξης, δύο πρωτόνια μετατρέπονται σε νετρόνια. Η μάζα του πυρήνα ηλίου είναι λίγο μικρότερη από τη συνολική μάζα των τεσσάρων πρωτονίων που τον συνέθεσαν. Η χαμένη μάζα μετατράπηκε σε ενέργεια                 <---επιστροφή

 


 

Aστρικό έτος

 

      Το αστρικό έτος είναι ο χρόνος που χρειάζεται η Γη για να κάνει μία πλήρη περιφορά γύρω από τον Ήλιο, όπως αυτή μετράται σε ένα σταθερό σύστημα αναφοράς. Η διάρκεια αυτού του έτους είναι 365,256 363 051 ημέρες, (365 ημέρες 6 ώρες 9 λεπτά 9 δευτερόλεπτα)                 <---επιστροφή

 

 


 

Αστρική Περιφορά

 

      Αστρική περιφορά ενός πλανήτη χαρακτηρίζεται η χρονική διάρκεια που απαιτείται προκειμένου ο συγκεκριμένος πλανήτης συμπληρώσει μια πλήρη περιφορά γύρω από τον Ήλιο ή από ένα άλλο άστρο εάν πρόκειται για διαφορετικό, από το δικό μας, πλανητικό σύστημα.              <---επιστροφή

 

 

 

 

 


 

Αστρική Περίοδος

 

      Είναι το χρονικό διάστημα που χρειάζεται ένα ουράνιο σώμα (πχ ένας πλανήτης) για να πραγματοποιήσει μια πλήρη περιφορά γύρω από ένα άλλο ουράνιο σώμα (πχ άστρο).Για παράδειγμα η αστρική περίοδος της Γης (περιφορά γύρω από τον Ήλιο) είναι 365,24 ημέρες.             <---επιστροφή

 

 

 

 

 

 


 

Αέριος Γίγαντας

 

      Με τον όρο Αέριο Γίγαντα αναφερόμαστε στους πλανήτες οι οποίοι είναι σε αέρια κατάσταση και συνεπώς, δεν έχουν στερεά ή πετρώδη υλικά. Στο ηλιακό σύστημα υπάρχουν τέσσερις αέριοι γίγαντες. Ο Δίας, ο Κρόνος, ο Ουρανός και ο Ποσειδώνας. Πολλές φορές αναφερόμαστε σε αυτούς ως "πλανήτες τύπου Διός" λόγω του ότι ο Δίας είναι ο μεγαλύτερος από τους πλανήτες αυτούς. Οι αέριοι γίγαντες ξεχωρίζουν από τους γήινους πλανήτες και από το γεγονός ότι είναι πολύ μεγαλύτεροι.


      Οι αέριοι γίγαντες του ηλιακού συστήματος έχουν ατμόσφαιρα που αποτελείται κυρίως από υδρογόνο και ήλιο και πυρήνες από τηγμένα μέταλλα σε εξαιρετικά υψηλές θερμοκρασίες (από 7000Κ έως και 20000Κ ).

      Οι περισσότεροι εξωηλιακοί πλανήτες που έχουν ανακαλυφθεί είναι αέριοι γίγαντες, διότι είναι μεγαλύτεροι και συνεπώς δημιουργούν πιο έντονες εκλείψεις και ισχυρότερες βαρυτικές επιδράσεις στους αστέρες τους.       <---επιστροφή

 


 

Απόσταση (αστρονομία)

 

      Απόσταση μεταξύ δύο ουράνιων σωμάτων στην Αστρονομία νοείται το τμήμα της ευθείας γραμμής ή του τόξου της ουράνιας σφαίρας που τα συνδέει. Στην Αστρονομία διακρίνονται τέσσερα είδη αποστάσεων που μετρούνται ως γωνίες:


      1.Γωνιώδης απόσταση ή διαχωρισμός: Καλείται έτσι η γωνία που σχηματίζεται μεταξύ δύο παρατηρήσεων (παρατηρούμενων σωμάτων) από τον ίδιο παρατηρητή. Στην πραγματικότητα είναι οπτική γωνία. Προκειμένου περί ουρανίων σωμάτων που παρουσιάζουν επιφάνεια δίσκου (π.χ. Σελήνης, Ήλιου) λαμβάνεται ως γωνία παρατηρήσεων των κέντρων των δίσκων.
      2. Ζενιθία απόσταση: Στην Αστρονομία ζενιθία απόσταση ενός αστέρα καλείται η γωνιώδης απόσταση από του ζενίθ του παρατηρητή (δηλαδή του σημείου της ουράνιας σφαίρας που συναντά προεκτεινόμενη η κατακόρυφος που διέρχεται από το σημείο του παρατηρητή), μέχρι του σημείου (θέση) του αστέρος στην ουράνια σφαίρα σε ορισμένο τόπο και χρόνο.
      Η ζενιθία απόσταση είναι το συμπλήρωμα του ύψους του αστέρα από τον ορίζοντα.
Παράδειγμα: Αν πχ. ο Ήλιος βρίσκεται 30° πάνω από τον ορίζοντα η ζενιθία απόστασή του είναι (90°-30°=)60°. Αντίθετα, αν κάποιος αστέρας βρίσκεται 30° κάτω από τον ορίζοντα, τότε η ζενιθία απόστασή του είναι (90°+30°=)120°.
      Δηλαδή η ζενιθία απόσταση μετριέται αρχής γενομένης από του ζενίθ, από 0° μέχρι 180°. Παριστάνεται με το γράμμα ζ.
      3. Περιηλιακή απόσταση: Ονομάζεται η απόσταση (σε μοίρες) ενός κομήτη (που διαγράφει παραβολική τροχιά) από του περιηλίου, (δηλαδή του σημείου της τροχιάς του που βρίσκεται στη πλησιέστερη προς τον Ήλιο πραγματική απόσταση).
      4. Πολική απόσταση: Ονομάζεται πολική απόσταση ενός αστέρα η απόστασή του (σε μοίρες) από το βόρειο πόλο της Ουράνιας σφαίρας.
Η πολική απόσταση είναι το συμπλήρωμα της απόκλισης ενός αστέρα.
Παράδειγμα: Αν π.χ. κάποιος αστέρας έχει απόκλιση 40° βόρεια, τότε η πολική του απόσταση ισούται προς (90°-40°=) 50°. Εξ αυτού συνάγεται ότι η πολική απόσταση μετριέται από του βορείου ουράνιου πόλου από 0° – 180° και παριστάνεται διεθνώς με το λατινικό γράμμα Ρ.
      Αστρονομικές μονάδες αποστάσεως είναι: η μοίρα με το λεπτό και το δευτερόλεπτο του τόξου, η αστρονομική μονάδα, το έτος φωτός και το παρσέκ. Στη γαλαξιακή και εξωγαλαξιακή Αστρονομία και την Κοσμολογία χρησιμοποιούνται συχνά και τα δεκαδικά πολλαπλάσια του παρσέκ.         
<---επιστροφή

 


 

Αφήλιο

 

      Αφήλιο είναι το σημείο της τροχιάς ενός σώματος (π.χ. ενός πλανήτη) του Ηλιακού Συστήματος που βρίσκεται στη μεγαλύτερη απόσταση από τον Ήλιο. Η Γη καθώς περιφέρεται γύρω από τον Ήλιο βρίσκεται στο αφήλιο περίπου στις 4 Ιουλίου κάθε χρόνο, όταν απέχει από αυτόν 152.097.701 km. Για τροχιές γύρω από άλλους αστέρες χρησιμοποιείται ο όρος άπαστρο (apastron).

      Το αφήλιο είναι το αντίθετο του περιηλίου, στο οποίο η απόσταση από τον Ήλιο είναι η ελάχιστη.

      Στο αφήλιο η ταχύτητα περιφοράς του πλανήτη είναι μικρότερη απ' ό,τι σε οποιοδήποτε άλλο σημείο της τροχιάς του.        <---επιστροφή

 


 

Αποχή ενός πλανήτη

 

      Αποχή πλανήτου ονομάζεται η γωνία που σχηματίζεται με κορυφή τη Γη και με πλευρές τις κατευθύνσεις Γη - Ηλίου και Γη - Πλανήτη. Η αποχή χαρακτηρίζεται ως ανατολική ή δυτική ανάλογα με την θέση του πλανήτη, αν δηλαδή κείται ανατολικά ή δυτικά του Ηλίου. Η τιμή της αποχής είναι ακριβώς το μέτρο εκείνο που χαρακτηρίζει και τις διάφορες θέσεις του πλανήτη ως προς τη Γη και τον Ήλιο. Όταν δηλαδή
      η αποχή φθάσει τις 90° τότε Ήλιος και Πλανήτης βρίσκονται σε τετραγωνισμούς, ή
      η αποχή φθάσει τις 180° τότε βρίσκονται σε αντίθεση (Γη μεταξύ Ηλίου και Πλανήτη), ή αντίθετα
      η αποχή μηδενισθεί τότε Ήλιος και Πλανήτης βρίσκονται σε σύνοδο.
      Μέγιστη αποχή ονομάζεται η μέγιστη γωνιακή απόσταση του Ερμή ή της Αφροδίτης από τον Ήλιο, δυτικά ή ανατολικά.

      Όλες οι θέσεις Πλανητών που ορίζονται από την αποχή τους χαρακτηρίζονται ουράνια φαινόμενα.                  <---επιστροφή

 


 

Αστεροειδής.

 

      Ο όρος Αστεροειδής προσδιορίζει μικρά σώματα του Ηλιακού Συστήματος, που είναι σε τροχιά γύρω απ' τον Ήλιο. Η συντριπτική πλειονότητα των αστεροειδών είναι συγκεντρωμένη σε δύο Ζώνες: στην Κύρια Ζώνη των Αστεροειδών και στη Ζώνη Κάιπερ (Kuiper Belt). Οι αστεροειδείς θεωρούνται κατάλοιπα απ' το σχηματισμό του Ηλιακού Συστήματος και υπολογίζεται ότι υπάρχουν εκατομμύρια.
Γενικά
      Με πολύ απλά λόγια, μπορούμε να περιγράψουμε τους αστεροειδείς σαν τεράστιους βράχους σε τροχιά γύρω απ' τον Ήλιο. Το μέγεθός τους ποικίλλει από λίγες δεκάδες μέτρα μέχρι εκατοντάδες χιλιόμετρα.  Τα μικρότερα σώματα σε περιηλιακή τροχιά ονομάζονται μετεωροειδείς. Συνήθως οι αστεροειδείς έχουν ακανόνιστο σχήμα που μοιάζει με πατάτα, οι μεγαλύτεροι όμως έχουν σφαιρικό ή ελλειπτικό σχήμα, καθώς η βαρύτητα που δημιουργεί η μάζα τους στην επιφάνειά τους υπερισχύει. Σύμφωνα με το ψήφισμα 5Α της 26ης Συνόδου της Διεθνούς Αστρονομικής Ενώσεως (2006), οι σχεδόν σφαιρικοί αστεροειδείς ονομάζονται στο εξής και νάνοι πλανήτες.

      Οι αστεροειδείς της Κύριας Ζώνης αποτελούνται κυρίως από πυριτικούς βράχους και μέταλλα. Ο 1 Δήμητρα (Ceres) αποτελεί εξαίρεση, καθώς ένα μεγάλο μέρος του είναι πάγος νερού. Αντιθέτως, οι αστεροειδείς της  Ζώνης Kάιπερ αποτελούνται κυρίως από πάγους (π.χ. παγωμένα αέρια). Υπολογίζεται ότι υπάρχουν εκατομμύρια αστεροειδείς στο Ηλιακό Σύστημα, κι απ' αυτούς μέχρι τον Οκτώβριο του 2005 είχαν καταγραφεί οι 299.733, με τους 118.161 από αυτούς επίσημα καταγραμμένους σε καταλόγους.
Θέση
      Οι περισσότεροι αστεροειδείς της Κύριας Ζώνης βρίσκονται στην Ζώνη των Αστεροειδών, μια περιοχή ανάμεσα στις τροχιές του Άρη και του Δία και σε απόσταση περίπου 3 αστρονομικές μονάδες (AU) απ' τον Ήλιο. Υπάρχουν όμως και αλλού, όπως στα σημεία Λαγκράντζ του Δία και του Άρη, την κίνηση των οποίων ακολουθούν. Τέτοιοι αστεροειδείς ονομάζονται «μέλη της Τρωικής Ομάδας» ή Τρώες. Οι δυο φυσικοί δορυφόροι του Άρη, Φόβος και Δείμος, είναι αστεροειδείς που μπήκαν σε τροχιά γύρω απ' τον πλανήτη. Κάποιοι απ' τους αστεροειδείς έχουν και οι ίδιοι μικρούς δορυφόρους, ενώ έχουν ανακαλυφθεί και κάποια τριπλά συστήματα.
      Οι αστεροειδείς της Ζώνης Κάιπερ βρίσκονται πέρα από την τροχιά του Ποσειδώνος, και για το λόγο αυτό είναι γνωστοί και με τη γενική ονομασία Υπερποσειδώνεια Αντικείμενα (Transneptunian Objects, TNOs), στην οποία και παραπέμπουμε για περισσότερα.
Μάζα
      Η συνολική μάζα των αστεροειδών της Κύριας Ζώνης δεν είναι μεγάλη. Ο μεγαλύτερος, και πρώτος που ανακαλύφθηκε, ο 1 Δήμητρα με διάμετρο περίπου χίλια χιλιόμετρα, έχει μάζα περίπου ίση με το 40% όλων των αστεροειδών της Κύριας Ζώνης, που υπολογίζεται ότι είναι γύρω στο 3-4% της μάζας της Σελήνης. Οι εφτά μεγαλύτεροι αστεροειδείς έχουν μάζα όσο το 70% του συνόλου. Αντιθέτως, οι αστεροειδείς της Ζώνης Κάιπερ έχουν πολύ μεγαλύτερη συνολική μάζα, αλλά και οι μεγαλύτεροι από αυτούς έχουν πολύ μεγαλύτερη μάζα και διάμετρο από τους μεγαλύτερους αστεροειδείς της Κύριας Ζώνης: Τα μεγαλύτερα γνωστά μέλη της Ζώνης Κάιπερ στην πραγματικότητα είναι η Έρις (πρώην 2003 UB313 ή «Ζήνα») και ο νάνος πλανήτης (και πρώην ένατος πλανήτης του Ηλιακού Συστήματος) Πλούτωνας.        
<---επιστροφή



 

Αστρονομική μονάδα.

 

      Η Αστρονομική Μονάδα (α.μ.) είναι μονάδα μέτρησης αποστάσεων. Ορίζεται σαν η μέση απόσταση της Γης από τον Ήλιο. Χρησιμοποιείται για τη μέτρηση αποστάσεων μέσα στο Ηλιακό Σύστημα (π.χ. της απόστασης κάποιου σώματος από τον Ήλιο). Η τιμή της είναι 149 597 870 691 ± 30 μέτρα (δηλαδή περίπου 150 εκατομμύρια χιλιόμετρα ή 93 εκατομμύρια μίλια). Το διεθνές σύμβολό της είναι το AU (από το αγγλικό Astronomical Unit) και στην ελληνική α.μ.
Ορισμοί
      Η απόσταση ανάμεσα στη Γη και τον Ήλιο δεν είναι σταθερή, καθώς η τροχιά της Γης δεν είναι κυκλική αλλά ελλειπτική. Για το λόγο αυτό σαν Αστρονομική Μονάδα θεωρείται η μέση απόσταση. Αρχικά είχε οριστεί σαν το μισό του μήκους του μεγάλου άξονα αυτής της έλλειψης. Ένας αυστηρότερος ορισμός, που καθιερώθηκε από τη Διεθνή Αστρονομική Ένωση το 1976, ορίζει την Αστρονομική Μονάδα σαν την απόσταση από τον Ήλιο όπου ένα σωματίδιο αμελητέας μάζας, σε κυκλική τροχιά γύρω από αυτόν και χωρίς να δέχεται επίδραση εξωτερικών δυνάμεων, θα είχε περίοδο 365,2568983 ημερών (Γκαουσιανό Έτος). Ακόμα πιο αυστηρά η AU ορίζεται σαν την απόσταση στην οποία η ηλιοκεντρική βαρυτική σταθερά είναι ίση με (0,017 202 098 95)² AU³/d².

      Επειδή ο Ήλιος χάνει σιγά-σιγά μάζα καθώς ακτινοβολεί ενέργεια, η περίοδος ενός σώματος σε τροχιά γύρω από αυτόν μεγαλώνει ανεπαίσθητα. Έτσι η Αστρονομική Μονάδα (με βάση τον ορισμό της Διεθνούς Αστρονομικής Ένωσης) μικραίνει περίπου κατά ένα εκατοστό το χρόνο.
Η απόσταση Γης-Ήλιου
      Η πρώτη μέτρηση της απόστασης αυτής έγινε από τον Ερατοσθένη περίπου το 200 π.Χ. Μελετώντας τις εκλείψεις της Σελήνης εκτίμησε την απόσταση από τον Ήλιο στα 804 εκατομμύρια στάδια, δηλαδή περίπου 150 εκατομμύρια χιλιόμετρα, τιμή πολύ κοντά στην πραγματική. Η πρώτη εκτίμηση της τιμής της στους νεότερους χρόνους έγινε από τον Ζαν Ρισέ και τον Τζιοβάνι Ντομένικο Κασσίνι το 1672, με βάση τη μελέτη της παράλλαξης του Άρη από δυο διαφορετικές τοποθεσίες πάνω στη Γη. Το δικό τους αποτέλεσμα ήταν γύρω στα 140 εκατομμύρια χιλιόμετρα. Πιο ακριβείς μετρήσεις έγιναν από τον Έντμουντ Χάλλεϋ, που μελέτησε τις διελεύσεις της Αφροδίτης μπροστά από τον Ήλιο, και τον Σάιμον Νιούκομπ που βασίστηκε στην παράλλαξη του Ήλιου            
<---επιστροφή
Πηγή: Βικιπαίδεια

 


 

Αστέρας νετρονίων

 

      Αστέρας νετρονίων ονομάζεται η μία από τις τρεις μορφές των μόνιμων τελικών υπολειμμάτων της εξελίξεως ενός αστέρα: είναι το ένα είδος «αστρικού πτώματος» (τα άλλα δύο είναι ο λευκός νάνος και η μαύρη τρύπα. Ο αστέρας νετρονίων σχηματίζεται από τη βαρυτική κατάρρευση ενός αστέρα μεγάλης μάζας μετά μία έκρηξη υπερκαινοφανούς τύπου II, και ίσως τύπων Ia και Ib. Οι αστέρες νετρονίων είναι πολύ μικροί για να ανιχνεύονται στον ουρανό ως άστρα, αλλά βρέθηκε ότι οι θεωρητικές τους ιδιότητες αντιστοιχούν με τις παρατηρούμενες ιδιότητες των ραδιοπηγών πάλσαρ, που ανακάλυψαν οι ραδιοαστρονόμοι το 1967, και έκτοτε ταυτίσθηκαν με αυτές. Σε σχέση με τους λευκούς νάνους, οι αστέρες νετρονίων είναι πολύ πιο «εξωτικά» ουράνια σώματα, όπως φαίνεται από τα ακόλουθα ποσοτικά τους χαρακτηριστικά.


      Ο μέσος αστέρας νετρονίων έχει μάζα ανάμεσα σε 1,35 και 2,1 ηλιακές μάζες, αλλά η ακτίνα του κυμαίνεται από 10 ως 20 χιλιόμετρα (όπως και οι λευκοί νάνοι, οι αστέρες νετρονίων συρρικνώνονται όταν αυξάνεται η μάζα τους). Επομένως ο όγκος του είναι τρισεκατομμύρια φορές μικρότερος από τον ηλιακό και άρα η μέση πυκνότητα της ύλης του κυμαίνεται από 8×1013 ως 2×1015 γραμμάρια ανά κυβ.εκατοστό. Αυτή είναι η τάξη μεγέθους της πυκνότητας της ύλης μέσα στους πυρήνες των ατόμων, και αυτό πραγματικά συμβαίνει στο εσωτερικό του αστέρα νετρονίων: πρωτόνια και νετρόνια βρίσκονται σε επαφή, όλο το ουράνιο σώμα μπορεί να θεωρηθεί ένας τεράστιος ατομικός πυρήνας και εξαιτίας των νόμων των υποατομικών σωματίων τα περισσότερα ηλεκτρόνια ενώνονται με τα πρωτόνια και μετατρέπονται σε νετρόνια, από όπου και το όνομα των «αστέρων νετρονίων».


      Εξ άλλου, καθώς οι κεντρικές περιοχές ενός αστέρα μεγάλης μάζας συμπιέζονται σε μία έκρηξη υπερκαινοφανούς, και καταρρέουν βαρυτικά σε αστέρα νετρονίων, διατηρούν όλη σχεδόν τη στροφορμή τους με βάση την Αρχή Διατηρήσεως της Στροφορμής. Επειδή η τελική διάμετρος είναι πάρα πολύ μικρή, η γωνιακή ταχύτητα με την οποία περιστρέφεται ο αστέρας νετρονίων είναι εξαιρετικά υψηλή, φθάνοντας τις δεκάδες περιστροφές το δευτερόλεπτο. Παρόμοια ιλιγγιώδης είναι και η ένταση του βαρυτικού πεδίου στην επιφάνειά του, 200 δισεκατομμύρια ως 3 τρισεκατομμύρια φορές ισχυρότερη από αυτή στην επιφάνεια της Γης.

      Μέτρο αυτής της βαρύτητας είναι και η ταχύτητα διαφυγής, το μισό περίπου της ταχύτητας του φωτός. Τέλος, επειδή και το μαγνητικό πεδίο «παγώνει» μέσα στην ιονισμένη ύλη καθώς αυτή καταρρέει, η μαγνητική επαγωγή του στην επιφάνεια φθάνει τα 100 εκατομμύρια Τέσλα, δηλαδή περίπου 5 τρισεκατομμύρια φορές αυτή του γήινου μαγνητικού πεδίου, αν και σε μία ειδική κατηγορία μπορεί να φθάσει και το χιλιαπλάσιο αυτού.       <---επιστροφή

 


 

Αντί-ύλη

 

      Η αντιύλη είναι η μορφή της ύλης που αποτελείται από τα αντισωματίδια των σωματιδίων που συγκροτούν τη συνήθη ύλη. Για παράδειγμα, ένα άτομο αντι-υδρογόνου αποτελείται από ένα αρνητικά φορτισμένο αντιπρωτόνιο, γύρω από το οποίο περιστρέφεται ένα θετικά φορτισμένο ποζιτρόνιο. Αν ένα σωματίδιο και ένα αντισωματίδιο έρθουν σε επαφή, και τα δύο καταστρέφονται και παράγεται ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία.


      Με την αντιύλη, θα μπορούσαμε να εκμεταλλευτούμε το σύνολο της ισοδύναμης ενέργειας της ύλης, αντί για τα μικρά ποσοστά που δίνουν η χημική ενέργεια ή οι πυρηνικές αντιδράσεις που χρησιμοποιούνται σήμερα. Η αντίδραση 1 kg αντιύλης με 1 kg ύλης θα παρήγαγε 1.8×1017 J ενέργειας (σύμφωνα με την εξίσωση E=mc2). Σε αντίθεση, η καύση ενός χιλιόγραμμου πετρελαίου παράγει 4.2×107 J και η πυρηνική σύντηξη ενός χιλιόγραμμου υδρογόνου θα παρήγαγε 2.6×1015 J.
      Άτομα αντιυδρογόνου δημιουργούνται, πολύ περιορισμένα σ' αριθμό, σε εργαστήρια από τα τέλη του 20ού αιώνα, αλλά η διάρκεια ζωής τους είναι πολύ σύντομη και δεν μπορούν να διατηρηθούν. Επιπλέον, η δημιουργία τους απαιτεί πελώριους μηχανισμούς (επιταχυντή σωματιδίων) και τεράστιες ποσότητες ενέργειας, πολύ περισσότερη ενέργεια από αυτή που απελευθερώνει η εξαΰλωση τους με την ύλη.
      Αν και εντοπίζονται μερικές φορές σωματίδια αντιύλης στο σύμπαν (το πρώτο αντισωματίδιο ανακαλύφτηκε το 1933 και επρόκειτο για ένα αντιηλεκτρόνιο που δημιούργησε η συνάντηση κοσμικών ακτίνων με την ατμόσφαιρα), οι σημερινές μας γνώσεις δείχνουν ότι δεν υπάρχει άτομο αντιύλης στη φύση. Η εξαφάνιση της αντιύλης (που δημιουργήθηκε ταυτόχρονα με την ύλη σύμφωνα με τη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης) παραμένει ένα μυστήριο, αλλά είναι βέβαιο ότι χωρίς αυτό το γεγονός δεν θα είχαμε υπάρξει ποτέ.


      Σύμφωνα με μια υπόθεση για την εξήγηση της εξαφάνισης της αντιύλης, η αντιύλη υπάρχει σ' ένα ξεχωριστό σύμπαν παράλληλο προς το δικό μας, αλλά το πρόβλημα είναι ότι είναι αδύνατον να αποδειχθεί η ορθότητα αυτής της υπόθεσης, εφόσον είναι αδύνατον να έρθουμε σ' επαφή μ' ένα παράλληλο σύμπαν (αν υφίσταται ένα).


      Μια άλλη εξήγηση ίσως είναι ότι υπάρχουν αντικαόνια, αντισωματίδια που μπορούν να μεταμορφωθούν αυθόρμητα στο αντίστοιχο σωματίδιο τους. Εφόσον ύλη κι αντιύλη λειτουργούν με τον ίδιο τρόπο, το αντίθετο θα πρέπει να ήταν εφικτό με την ίδια ευκολία, δεν ισχύει όμως αυτή η περίπτωση: αντικαόνια θα μπορούσαν να γίνουν καόνια, αλλά ένας μικρός αριθμός από αυτά τα νέα καόνια δεν θα μπορούσε να ξαναγίνει αντικαόνιο, και λόγω μη επιστροφής στην αρχική κατάσταση, ο αριθμός αντικαονίων θα ήταν πολύ μικρότερος από αυτόν των καονίων, συνεπώς η ύλη αναπόφευκτα επικράτησε επί της αντιύλης. Αυτή η υπόθεση αποτελεί καρπό παρατηρήσεων που πραγματοποιήθηκαν από φυσικούς τη δεκαετία του '60.


      Αυτές οι υποθέσεις δεν δίνουν όμως εξήγηση για τα πάντα: το ζεύγος καόνιο/αντικαόνιο δεν αποτελεί ίσως παρά μόνο ένα μικρό τμήμα της ύλης/αντιύλης, κι ακόμη κι αν οι φυσικοί εκτιμούν ότι υπήρχε μόνο ένα δισεκατομμυριοστό ύλης περισσότερο σε σύγκριση με την αντιύλη, ψάχνουν επομένως μια πιο ολοκληρωμένη λύση στο μυστήριο αυτό μελετώντας τις ιδιότητες άλλων αντισωματιδίων, τα οποία θα δημιουργήσουν στο εγγύς μέλλον μέσα σε μεγάλες εγκαταστάσεις.


      Σύμφωνα με μια άλλη θεωρία, η ύλη και η αντιύλη δημιουργήθηκαν ταυτόχρονα τη στιγμή της Μεγάλης Έκρηξης. Αλλά μόλις μερικά κλάσματα του μικροδευτερολέπτου αργότερα, η ύλη και η αντιύλη συγκρούστηκαν κι εξαϋλώθηκαν. Στην περίπτωση αυτή, θα ήταν μια πολύ λεπτή διαφορά του αριθμού σωματιδίων που θα ήταν υπεύθυνη για την κυριαρχία της ύλης επί της αντιύλης (για παράδειγμα: 1.000.000.001 σωματίδια ύλης για κάθε 1.000.000.000 σωματίδια αντιύλης).


      Αυτή η θεωρία δεν εξαιρεί την πιθανότητα ένα αντίθετο φαινόμενο να έχει συμβεί σε μια άλλη διάσταση, επομένως την πιθανότητα ότι υπάρχει άλλο σύμπαν αλλά στο οποίο η αντιύλη είναι αυτή που έχει το μικρό αριθμητικό προβάδισμα. Θα γινόταν τότε λόγος για αντισύμπαν.              <---επιστροφή

 


 

Αστρικές Εκρήξεις

 

      Oι αστρικές εκρήξεις είναι σχετικά σύντομες περίοδοι - διάρκειας από 1 έως 20 εκατομμύρια χρόνια - κατά τις οποίες οι ρυθμοί αστρικών σχηματισμών είναι πολύ πιο ταχείς. Έχουμε παρατηρήσει γαλαξίες στους οποίους ο ρυθμός είναι 100 φορές μεγαλύτερος από αυτόν του Γαλαξία μας. Γνωρίζουμε ότι κάτι τέτοιο δεν μπορεί παρά να είναι σύντομο, καθώς αν συνεχιζόταν για περισσότερα από μερικές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια, οι γαλαξίες θα έχαναν τα αέρια τους, από τα οποία δημιουργούνται οι αστέρες.


      Ο αυξημένος ρυθμός αστρικών γεννήσεων προκαλεί δραματική αύξηση στη φωτεινότητα του γαλαξία. Επειδή όμως οι αστρικές εκρήξεις είναι σύντομες, κυριαρχούνται από ακτινοβολίες προερχόμενες από νεαρούς θερμούς αστέρες, 20 ή περισσότερων ηλιακών μαζών, με περίοδο ζωής μόνο μερικών εκατομμυρίων ετών. Οι αστέρες αυτοί είναι δεκάδες χιλιάδες φορές φωτεινότεροι από τον Ήλιο μας. Θερμαίνουν και ιονίζουν τα πυκνά νέφη αερίων και σκόνης από τα οποία προέρχονται, εν συνεχεία τα νέφη απορροφούν το ορατό και υπεριώδες φως του αστέρα και στη συνέχεια επανακτινοβολούν την ενέργεια υπό μορφή ραδιοκυμάτων και υπερύθρου ακτινοβολίας.


      Μια έντονη αστρική έκρηξη μπορεί να είναι τόσο φωτεινή όσο ένας quasar. (Οι quasars ως γνωστόν είναι από τα πλέον φωτεινά αντικείμενα στο Σύμπαν). Επειδή η φωτεινότητα των αστρικών εκρήξεων συγκεντρώνεται στα ραδιοκύματα και στα υπέρυθρα μέρη του φάσματος, το φαινόμενο αναγνωρίστηκε και μελετήθηκε μόνο κατά τα τελευταία 20 χρόνια, όταν τα νέα τηλεσκόπια και οι δορυφόροι επέτρεψαν στους επιστήμονες να παρατηρήσουν σε αυτά τα μήκη κύματος.


      Πολλοί αστρονόμοι πιστεύουν ότι οι αστρικές εκρήξεις παίζουν καταλυτικό ρόλο στη γαλαξιακή εξέλιξη και τη δημιουργία αστρικών σμηνών. Συνεπώς, οι επιστήμονες θέλουν οπωσδήποτε να μάθουν τι είναι αυτό που προκαλεί τα ξαφνικά αυτά επεισόδια, πώς εξελίσσονται και τι τα σταματά.               
<---επιστροφή

 


 

ΑΣΤΕΡΙΣΜΟΙ

 

      Αστερισμό ονομάζουμε το κάθε αυθαίρετο τμήμα της ουράνιας σφαίρας ή θόλου που περιέχει μια κάπως ξεχωριστή ομάδα άστρων. Αυτή η κατάτμηση στηρίχθηκε στα σχήματα που δημιουργούσαν οι πιο φωτεινοί αστέρες, στα οποία οι άνθρωποι διέκριναν ομοιότητες με ζώα (κυρίως), θεότητες και πράγματα του περιβάλλοντός τους. Οι αρχαιότεροι αστερισμοί ορίσθηκαν στην αρχαία Μεσοποταμία και υιοθετήθηκαν από τους αρχαίους `Ελληνες, οι οποίοι τους εμπλούτισαν με τη μυθολογία τους, και μας παρέδωσαν σχεδόν όλους τους αστερισμούς που είναι ορατοί από τα βόρεια γεωγραφικά πλάτη.
Οι δύσκολα ορατοί ή αόρατοι από την Ευρώπη νότιοι αστερισμοί, ορίσθηκαν από τους πρώτους Ευρωπαίους ναυτικούς που ταξίδεψαν στις νότιες θάλασσες, μετά την Αναγέννηση, γι' αυτό και έχουν ονόματα όχι μυθολογικά, αλλά πολλές φορές οργάνων ή εργαλείων του πλοίου, κρίσιμων κάποτε για την επιβίωσή τους, π.χ. Αντλία, Πυξίς.


      Σήμερα γίνονται επίσημα αποδεκτοί από τους αστρονόμους 88 αστερισμοί , μετά από απόφαση της Διεθνούς Αστρονομικής Ενώσεως (IAU), με καλά καθορισμένα όρια. Συγκεκριμένα, η IAU ανέθεσε στον Βέλγο αστρονόμο Eugène Delporte το καθήκον αυτό. Στο Α΄ Συνέδριο της Διεθνούς Αστρονομικής Ενώσεως, που έγινε στη Ρώμη το 1922, αποφασίστηκε αφ’ ενός μεν ο τρόπος ονομασίας των αστέρων, αφ’ ετέρου δε αναγνωρίστηκαν οι 88, έκτοτε παραδεκτοί αστερισμοί. Στις δύο επόμενες συνεδριάσεις της, το 1925 και το 1928, καθορίστηκαν τα ακριβή όρια του κάθε αστερισμού στον ουρανό και το αποτέλεσμα υιοθετήθηκε επισήμως το έτος 1930.


      Η επίσημη διεθνής ονομασία που δέχεται η IAU για τον κάθε αστερισμό είναι η λατινική, και οι επαγγελματίες αστρονόμοι χρησιμοποιούν συνήθως την επίσημη συντομογραφία αυτής της ονομασίας, που αποτελείται πάντα από 3 γράμματα.


      Χαρακτηριστικό παράδειγμα αστερισμού αποτελεί η Μεγάλη `Αρκτος (Μεγάλη Αρκούδα) που στη Γαλλία ονομάζεται «Κουτάλα» και στην Αμερική Big Dipper (σκεύος για άντληση νερού). Προσοχή όμως: Το τμήμα του ουρανού που ορίζεται στην Αστρονομία ως αστερισμός (constellation) Μεγάλη `Αρκτος, και είναι ο τρίτος μεγαλύτερος σε «έκταση» πάνω στην ουράνια σφαίρα από όλους τους σύγχρονους αστερισμούς, δεν ταυτίζεται με την ομάδα σχετικώς φωτεινών αστέρων ("asterism") που σχηματίζουν το γνώριμο σχήμα της «κατσαρόλας». Η δεύτερη είναι βέβαια ένα υποσύνολο του πρώτου. Το ίδιο συμβαίνει και στους άλλους αστερισμούς.
      Τα αστέρια που δημιουργούν τον αστερισμό ούτε έχουν σχέση μεταξύ τους, ούτε βρίσκονται στο αυτό παρατηρήσιμο επίπεδο αλλά σε διαφορετικές αποστάσεις από τη Γη. Αν παρατηρούσαμε τον ουρανό από κάποια διαφορετική οπτική γωνία μέσα στον Γαλαξία, θα βλέπαμε εντελώς διαφορετικούς αστερισμούς.


      Με την πάροδο δεκάδων χιλιάδων χρόνων οι αστερισμοί αλλάζουν αργά μορφή και σχήμα, λόγω της διαφορετικής ταχύτητας και φοράς στην κίνηση του κάθε αστέρα, όμως αυτό δεν αναιρεί την πρακτική σημασία που είχαν για τον προσανατολισμό και τον καθορισμό της χρονικής στιγμής. Ειδικά στη ναυσιπλοΐα, μεγάλη ήταν η σημασία τους πριν την εφεύρεση της πυξίδας, αφού οι ναυτικοί βασίζονταν στην παρατήρηση των αστερισμών για να μπορέσουν να προσανατολιστούν το βράδυ (τέτοια οδηγία παρέχεται στον Οδυσσέα για το τελικό τμήμα του ταξιδιού του στην Οδύσσεια). Μπορεί λοιπόν κανείς να πει ότι οι αστερισμοί είχαν έναν ξεχωριστό ρόλο στην εξάπλωση των ανθρώπων σε νέα μέρη.


      Η αξία τους διαφαίνεται μέσα από τους μύθους που ταυτίζονται με αυτούς και την πανάρχαιη αναφορά τους σε σημαντικά γραπτά κείμενα του ανθρώπου.            <---επιστροφή

 


 

Αντικείμενα Messier

 

       Μ31

      Ο Γαλαξίας της Ανδρομέδας (ή Messier 31 , M31, NGC 224) είναι ένας σπειροειδής με ράβδο (SB) γαλαξίας, που απέχει 2.5 εκ. έτη φωτός από εμάς, στον αστερισμό της Ανδρομέδας, στο Βόρειο Ημισφαίριο του ουρανού.

      Η Ανδρομέδα παλιότερα θεωρούνταν ως ο μεγαλύτερος γαλαξίας της Τοπικής ομάδας γαλαξιών, που αποτελείται από το γαλαξία της Ανδρομέδας, το Γαλαξία μας (Milky Way), το γαλαξία του Τριγώνου (M33, Triangulum galaxy) και άλλους 30 μικρότερους γαλαξίες.

 

      Σύμφωνα με πρόσφατες μελέτες, βασισμένες σε νέες μετρήσεις και δεδομένα, ο Γαλαξίας φαίνεται ότι περιέχει περισσότερη σκοτεινή ύλη και μπορεί να έχει τη μεγαλύτερη μάζα στην ομάδα.

 

 

 

Μ42

 

Το Νεφέλωμα του Ωρίωνα (ή όπως είναι αλλιώς γνωστό Messier 42, M42, NGC 1976, LBN 974) είναι ένα από τα πιο θεαματικά αντικείμενα του χειμερινού ουρανού και συμπεριλαμβάνεται στη λίστα Messier.
Όπως φανερώνει το όνομά του, βρίσκεται στον αστερισμό του Ωρίωνα, συγκεκριμένα στην περιοχή που κοινώς λέγεται και Ξίφος του Ωρίωνα και είναι το λαμπρότερο νέφος διάχυσης στον ουρανό. Έχει φωτεινότητα όσο περίπου ένα αστέρι mag 4, δηλαδή φαίνεται άνετα με γυμνό μάτι ακόμα και σε όχι τελείως σκοτεινούς ουρανούς και καλύπτει έκταση περίπου 1 μοίρας σε διάμετρο. Η απόστασή του από τη Γη υπολογίζεται στα 1600 έτη φωτός και έχει διάμετρο 30 έτη φωτός.

Λόγω της φωτεινότητάς του, το Νεφέλωμα του Ωρίωνα είχε παρατηρηθεί και καταγραφεί από πολύ παλιά. Μπορεί η νεφελώδης φύση του να διακρίνεται μόνο μέσα από τηλεσκόπιο, τα πιο λαμπερά αστέρια του όμως έγιναν αντιληπτά από νωρίς, συνήθως ως ένα αστέρι. Ήδη ο Πτολεμαίος το 130 μ.Χ. το είχε συμπεριλάβει στον κατάλογό του, καθώς και στα τέλη του 16ου αι. οι Tycho Brahe και Johann Bayer, με τον τελευταίο να το ονομάζει θ Orionis στο έργο του Uranometria. To 1610 o Γαλιλαίος, κοιτώντας με το τηλεσκόπιό του, εντόπισε έναν αριθμό αμυδρών αστεριών, αλλά όχι το νεφέλωμα. Μερικά χρόνια αργότερα, στις 4 Φεβρουαρίου 1617, ο Γαλιλαίος πρόσεξε καλύτερα το κύριο αστέρι Theta1 και το εξέλαβε ως τριπλό αστέρι, ξανά χωρίς να αντιληφθεί το νεφέλωμα.

Το νεφέλωμα είναι ορατό με γυμνό μάτι σαν κάτι "λίγο" διαφορετικό από αστέρι. Με κιάλια και από σκοτεινή τοποθεσία μπορεί κανείς να ξεχωρίσει ένα σύμπλεγμα από νέφη, νέα αστέρια και σκόνη. Μαζί με το Νεφέλωμα του Ωρίωνα εμφανίζεται και το "συγγενικό" M43, ακόμα ένα νέφος εκπομπής, όπως το Μ42, καθώς και ένα ανοικτό σμήνος αστεριών, το Τραπέζιο (Trapezium cluster), το οποίο είναι από τα νεώτερα ανοικτά σμήνη και αποτελείται από νέα αστέρια που ακόμα σχηματίζονται στην περιοχή αυτή. Επίσης, μέσα στο Νεφέλωμα έχουν βρεθεί και φωτογραφηθεί από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble κάποιοι πρωτοπλανητικοί δίσκοι ή Proplyds. Τα αντικείμενα αυτά αποτελούν ηλιακά συστήματα εν τη γενέσει των οποίων οι φωτογραφίες του Hubble μας αποκάλυψαν νέα στοιχεία για τη δημιουργία των νέων αστεριών.

 

      M43

 

      Το Μ43 (NGC 1982) oνομάζεται και "De Mairan's Nebula" από τον Jean-Jacques Dortous de Mairan που το παρατήρησε πρώτος το 1731. Πρόκειτε για νεφέλωμα στον αστερισμό του Ωρίωνα και είναι μέρος του Μεγάλου Νεφελώματος του Ωρίωνα Μ42. Μία λωρίδα αστρικής σκόνης χωρίζει το Μ43 από το Μ42 που οι παρατηρητές την ονομάζουν 'στόμα του ψαριού'.

      Το Μ43, που το σχήμα του μοιάζει με κόμμα, φαίνεται να φωτίζεται από τον αστέρα NU Orionis. Απέχει περίπου 1600 έτη φωτός από εμάς και έχει φαινόμενο μέγεθος 9. Αποτελεί κοιτίδα γέννησης αστέρων.

 

 

 

M78

 

      Το Μ78 ή NGC 2068 είναι ένα νεφέλωμα στον αστερισμό του Ωρίωνα. Ανακαλύφτηκε από τον Pierre Méchain το 1780 και την ίδια χρονιά εντάχθηκε στον κατάλογο του Charles Messier.

      Το M78 ανήκει σε μια ομάδα νεφελωμάτων που περιλαμβάνει τα NGC 2064, NGC 2067 και NGC 2071. Αυτή η ομάδα ανήκει στο Σύμπλεγμα Μοριακών Νεφών του Ωρίωνα και απέχουν 1.600 έτη φωτός από τη Γη. Το M78 μπορεί εύκολα να εντοπιστεί από μικρό τηλεσκόπιο ως αχνό συννεφάκι και περιλαμβάνει δύο άστρα με φαινομενική λαμπρότητα 10.

      Τα δύο αυτά άστρα, τα HD 38563A και HD 38563B, είναι υπεύθυνα που κάνουν το νέφος από σκόνη στο M78 ορατό, αφού αντανακλά το φως των δύο άστρων.          <---επιστροφή



 

 

Ανδρομέδα

 

      Παρατηρώντας την Ανδρομέδα να συγκρούεται με τον Γαλαξία μας.

 

Κάποια ημέρα ο Γαλαξίας μας και ο γειτονικός γαλαξίας της Ανδρομέδας μπορεί να έρθουν τόσο κοντά, που θα ακολουθήσει μια τέτοια φρικτή σύγκρουση που θα διαστρεβλώσει τις μορφές τους τόσο πολύ που δεν θα αναγνωρίζονται.

Φυσικά, για να την δούμει, θα πρέπει να περιμένουμε αρκετά δισεκατομμύριο έτη. Αλλά χάρι σε έναν συνδυασμό ερευνητικής επιστήμης, τα ηλεκτρονικά graphics του Hollywood και τη, μεγάλης κλίμακας, απεικόνιση, οι επισκέπτες στο διαστημικό μουσείο του Smithsonian ιδρύματος στην πολιτεία της Ουάσιγκτον, μπορούν να επιβεβαιώσουν ένα τέτοιο γεγονός σήμερα.

Το Διαστημικό Επιστημονικό Ίδρυμα Τηλεσκοπίων (STScI) στη Βαλτιμόρη, ο επιστημονικός οίκος του διαστημικού τηλεσκοπίου Hubble της NASA, επεκτείνει την παράδοση που έχει στις καταπληκτικές εικόνες του με τη δημιουργία μιας θεαματικής επιστημονικής απεικόνισης της σύγκρουσης δύο γαλαξιών.

Αυτή η απεικόνιση γίνεται με ένα video των 20 λεπτών "ο μικρός γύρος του κόσμου", στο πλανητάριο Einstein, που άνοιξε αυτές τις ημέρες.

Η επιστημονική αυτή απεικόνιση από το Δρ Frank Summers, έναν αστροφυσικό του γραφείου για το κοινό στο STScI, απεικονίζει μια τεράστια σύγκρουση δύο σπειροειδών γαλαξιών.

Επειδή τέτοια γεγονότα χρειάζονται εκατοντάδες των εκατομμυρίων ετών για να εμφανιστούν, οι ερευνητές χρησιμοποιούν τις προσομοιώσεις υπερυπολογιστών για να μελετήσουν πώς οι γαλαξίες μετασχηματίζονται και πως γίνεται η συγχώνευσή τους. Ο Δρ Summers έχει πάρει ερευνητικά στοιχεία που του παρέχονται από το Δρ Chris Mihos (Χρήστο Μίχο) και τον Δρ Lars Hernquist (του Πανεπιστήμιο του Χάρβαρντ), και τα απεικονίζει χρησιμοποιώντας το ίδιο λογισμικό που το Hollywood χρησιμοποιεί για να παραγάγει τα οπτικά αποτελέσματα των υπερπαραγωγών του.

Το αποτέλεσμα αυτό μεταφέρει την αστροφυσική από την ακαδημαϊκή έρευνα και την παρουσιάζει με ένα επιστημονικό σωστό τρόπο, με τη βοήθεια ενός όμορφου animation, άμεσα στο ακροατήριο των πλανηταρίων.

"Με το συνδυασμό των ερευνητικών προσομοιώσεων με τις τεχνικές απεικόνισης του Hollywood, μπορούμε να δημιουργήσουμε animation που να είναι και ακριβείς και καλλιτεχνικές, ενώ θα μεταβιβάσουν οπτικά τα σύνθετα αστρονομικά γεγονότα και τις ιδέες στο κοινό," λέει ο Δρ Summers.

Τα πλανητάρια έχουν εισέλθει σε μια νέα εποχή του ψηφιακού βίντεο, με ένα πλήρη θόλο. Το βίντεο, που προβάλλεται σε ολόκληρο το ημισφαίριο ενός θόλου πλανηταρίου, έχει μέχρι και 23 φορές την ψηφιακή ανάλυση μιας κανονικής τηλεόρασης και δείχνοντας στους επισκέπτες τα δρώμενα γύρω τους σε 360 μοίρες.
Το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble είναι ένα πρόγραμμα διεθνούς συνεργασίας μεταξύ της NASA και της Ευρωπαϊκής Διαστημικής Υπηρεσίας (ESA). Αυτή η εργασία υποστηρίζεται μερικώς από το Εθνικό Ίδρυμα Επιστήμης.    
<---επιστροφή

 



 







 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Χρόνος εκτέλεσης : 0.076 δευτερόλεπτα