Δομές μεγάλης κλίμακας

Μέγεθος: px
Εμφάνιση ξεκινά από τη σελίδα:

Download "Δομές μεγάλης κλίμακας"

Transcript

1 Κεφάλαιο 6 Δομές μεγάλης κλίμακας 6.1 Η εξωγαλαξιακή κλίμακα αποστάσεων Εχουμε αναφέρει και αλλού στο βιβλίο μας ότι ο προσδιορισμός των αποστάσεων των αντικειμένων που μελετάμε είναι από τα κεντρικά προβλήματα της αστροφυσικής. Ηδη έχουμε αναφερθεί σε ορισμένες μεθόδους που χρησιμοποιούνται για να βρούμε την απόσταση των γαλαξιών. Στο εδάφιο τούτο θα εξετάσουμε πιο συστηματικά το πρόβλημα. Στην πράξη οι διάφορες μέθοδοι μπορούν να κατανοηθούν ως μία σκάλα στην οποία όσο ανεβαίνουμε σκαλιά τόσο και σε μεγαλύτερες αποστάσεις πηγαίνουμε. Τα χαμηλότερα σκαλιά είναι τα εξής: Ητεχνικήτουραντάρ 1 χρησιμοποιείταιγιατονπροσδιορισμόαποστάσεωνμέχριπερίπου10 AUστο Ηλιακό μας σύστημα. Η τεχνική αυτή στηρίζεται στη γνώση της ταχύτητας του φωτός. Οι αστρικές παραλλάξεις (βλέπε εδάφιο 1.2.1) μάς επιτρέπουν να προσδιορίσουμε αποστάσεις μέχρι περίπου pc. Για να χρησιμοποιήσουμε τη μέθοδο αυτή απαιτείται η γνώση του μήκους της αστρονομικής μονάδας(που την προσδιορίζουμε με τη χρήση του ραντάρ) καθώς και η παραλλακτική γωνία να είναι αρκετά μεγάλη ώστε να μπορεί να μετρηθεί. Με τις φασματοσκοπικές παραλλάξεις(βλέπε εδάφιο 1.3.2) μπορούμε να προσδιορίσουμε αποστάσεις μέχρι περίπου 10 kpc. Η τεχνική της φασματοσκοπικής παράλλαξης είναι ένα παράδειγμα της τεχνικής του τυπικού λύχνου. Στη γλώσσα των αστρονόμων, τυπικός λύχνος είναι ένα αντικείμενο για το οποίο γνωρίζουμε την απόλυτη λαμπρότητάτου Lκαιταυτόχροναμπορούμεναμετρήσουμετηροήτου F.Τότεηαπόσταση dμπορείνα υπολογιστεί με χρήση της σχέσης 1.14, η οποία δίνει: d = L 4πF Απολύτως ισοδύναμα, μπορούμε να δουλέψουμε με το απόλυτο και φαινόμενο μέγεθος(m και m αντίστοιχα),οπότεαπότησχέση1.20έχουμεότιηαπόστασηείναι: (6.1) d = (m M+5) pc (6.2) 1 Βλέπε ΦυσικήτουΗλιακού-ΠλανητικούΣυστήματος τουα.νίντουγιαπερισσότεραστοιχείασχετικάμετηντεχνική του ραντάρ. 141

2 142 Γαλαξιακή και εξωγαλαξιακή αστροφυσική Η μέθοδος των Κηφείδων Λόγωτωνμεγάλωναποστάσεωνπουμάςχωρίζουναπότουςγαλαξίες(σεσχέσημετααστέριατουδικού μας Γαλαξία) απαιτείται η χρήση πολύ λαμπρών τυπικών λύχνων για τον προσδιορισμό των αποστάσεών τους. Για σχετικά κοντινούς γαλαξίες οι Κηφείδες αστέρες αποτελούν δημοφιλείς τυπικούς λύχνους. Οι Κηφείδες είναι παλλόμενα μεταβλητά αστέρια των οποίων η λαμπρότητα μεταβάλλεται περιοδικά με το χρόνομεπερίοδο, P,γύρωστις10ημέρες.Ηκατηγορίααυτήονομάστηκεέτσιαπότονπιοχαρακτηριστικό εκπρόσωπότηςπουείναιοδτουαστερισμούτουκηφέα. Οσο μεγαλύτερη είναι η φωτεινότητα των Κηφείδων τόσο μεγαλύτερες περιόδους έχουν. Η σχέση αυτή ανακαλύφθηκε εμπειρικά το 1912 από την Henrietta Leavitt η οποία μελετώντας μεταβλητά αστέρια στα Νέφη του Μαγγελάνου διαπίστωσε ότι το φαινόμενο μέγεθος, m, των Κηφείδων εμφανιζόταν ανάλογο του λογαρίθμουτηςπεριόδουτους(m logp).επειδήτανέφητουμαγγελάνουέχουνμικρέςδιαστάσειςσε σχέση με τις αποστάσεις τους από εμάς, μπορούμε να υποθέσουμε ότι τα αστέρια κάθε Νέφους βρίσκονται περίπουστηνίδιααπόστασηαπόεμάς,κάτιπουθασήμαινεότικαιτοαπόλυτομέγεθοςτους, M,θαέχει την ίδια εξάρτηση με την περίοδό τους. Στην πραγματικότητα αυτό ισχύει για όλους τους Κηφείδες(και όχι μόνο για αυτούς των Νεφών του Μαγγελάνου όπου πρωτο-διαπιστώθηκε) και είναι αποτέλεσμα των φυσικών διαδικασιών που δημιουργούν τις αναπάλσεις τους. Για να μπορέσουμε να χρησιμοποιήσουμε τη σχέση αναλογίας M log P απαιτείται να την βαθμονομήσουμε. Με άλλα λόγια(αφού παρατηρησιακά αυτό που μετράμε είναι το φαινόμενο μέγεθος) για να βρούμε ποιο ακριβώς απόλυτο μέγεθος αντιστοιχεί σε δοσμένη περίοδο πρέπει να γνωρίζουμε την απόσταση κάποιων Κηφείδων. Αυτή η εργασία γίνεται σε κοντινούς Κηφείδες για τους οποίους προσδιορίζουμε τις αποστάσεις τους με τη μέθοδο της αστρικής παράλλαξης ή με τη μέθοδο της φασματοσκοπικής παράλλαξης αν βρίσκονται σε σμήνη όπου υπάρχουν αστέρια κύριας ακολουθίας. Τελικά, η σχέση περιόδου φωτεινότητας που προκύπτει είναι η: M V = 2.81logP 1.43 (6.3) όπου M V είναιημέσητιμήτουαπόλυτουμεγέθουςόπωςμετράταιμεφίλτρο V και Pείναιηπερίοδος τηςμεταβολήςλαμπρότηταςεκφρασμένησεημέρες.επομένωςαν m V είναιημέσητιμήτουφαινόμενου μεγέθους του Κηφείδη που μελετάμε η απόστασή του θα δίνεται, αφού χρησιμοποιήσουμε την 6.3, από τη σχέση: d = ( m V M V +5) pc (6.4) Με τη χρήση επίγειων τηλεσκοπίων το φαινόμενο μέγεθος των Κηφείδων μπορεί να μετρηθεί μέχρι d 4 Mpc. Με το Hubble Space Telescope έχουμε φτάσει το φαινόμενο μέγεθός τους να μπορεί να μετρηθεί μέχρι d 25 Mpc Η μέθοδος της καμπύλης φωτός σουπερνόβα τύπου Ιa Οι περισσότεροι από τους εκατοντάδες δισεκατομμύρια γαλαξίες του σύμπαντος που είναι προσιτό στην παρατήρηση βρίσκονται σε αποστάσεις μεγαλύτερες των 25 Mpc. Επομένως για να τις μετρήσουμε χρειαζόμαστε ένα λαμπρότερο τυπικό λύχνο από τους Κηφείδες. Μια τέτοια δυνατότητα παρέχεται από τους σουπερνόβα τύπου Ιa. Σε προηγούμενα εδάφια είχαμε αναφερθεί στους λεγόμενους σουπερνόβα τύπου ΙΙ, δηλαδή αστέρια που αρχικά έχουν πολύ μεγάλη μάζα και τελικά εκρήγνυνται ως σουπερνόβα. Αυτού του είδους τους σουπερνόβα υπάρχει δυσκολία να τους χρησιμοποιήσουμε ως τυπικούς λύχνους γιατί προέρχονται από αστέρια με διαφορετικές αρχικές μάζες με συνέπεια όταν εκρήγνυνται να έχουν διαφορετικές μέγιστες φωτεινότητες. Η κατάσταση είναι πολύ καλύτερη με τους σουπερνόβα τύπου Ιa. Πρόκειται για

3 Κεφάλαιο 6. Δομές μεγάλης κλίμακας 143 Σχήμα 6.1 Καμπύλες φωτός διαφόρων σουπερνόβα τύπου Ιa πριν(αριστερά) και μετά(δεξιά) από την κανονικοποίηση. Ο οριζόντιος άξονας αναπαριστά το χρόνο σε ημέρες και ο κατακόρυφος άξονας το απόλυτο μέγεθος. Προέλευση εικόνας: S. Perlmutter 2012, Rev. Mod. Phys., 84, c 2012 American Physical Society. Αναπαράγεται με άδεια. αντικείμενα που όταν βρίσκονται στην εξελικτική φάση του λευκού νάνου προσλαμβάνουν υλικό από γειτονικότουςαστέρικαιέτσιημάζατουςξεπερνάτοόριομάζαςπουμπορείνασυγκρατήσειέναςλευκός νάνος(1.44m ).Τοτελικόαποτέλεσμαείναιηέκρηξητουςωςσουπερνόβα. Σε κάθε γαλαξία οι σουπερνόβα τύπου Ιa είναι σπάνιοι. Για παράδειγμα, σε γαλαξίες που μοιάζουν μετοδικόμαςέχουμεκατάμέσοόροένανανά100χρόνια. Ομωςεπειδήοαριθμόςτωνγαλαξιώνείναι τεράστιος, αναμένουμε κατά μέσο όρο τρεις εκρήξεις σουπερνόβα τύπου Ιa ανά έτος σε μια περιοχή με ακτίνα25 MpcγύρωαπότοΓαλαξίαμας. Απότηστιγμήπουαυτέςοιεκρήξειςσουπερνόβασυμβαίνουν σε γαλαξίες που περιέχουν παρατηρήσιμους Κηφείδες, μπορούμε να συνδέσουμε την κλίμακα μήκους των σουπερνόβα με την κλίμακα μήκους των Κηφείδων και έτσι να προσθέσουμε ένα ακόμα σκαλί στη σκάλα των εξωγαλαξιακών αποστάσεων. Προσεκτικές μελέτες των κοντινών σουπερνόβα τύπου Ιa έχουν δείξει ότι δεν έχουν όλοι την ίδια μέγιστη φωτεινότητα(βλέπε σχήμα 6.1, αριστερά). Αυτό δεν είναι καλό για ένα αντικείμενο που θέλουμε να το χρησιμοποιήσουμε ως τυπικό λύχνο. Ομως, έχει βρεθεί ότι η μέγιστη φωτεινότητά τους συσχετίζεται με το ρυθμό μείωσής της μετά το μέγιστο: στα πιο λαμπρά σουπερνόβα, η φωτεινότητα μειώνεται πιο αργά (βλέπε σχήμα 6.1, αριστερά). Αυτό σημαίνει ότι μπορούμε να κανονικοποιήσουμε τη μέγιστη φωτεινότητα ενός σουπερνόβα από το ρυθμό ελάττωσης της φωτεινότητάς του μετά το μέγιστο. Στην πράξη παίρνουμε πολλούς σουπερνόβα τύπου Ιa και συμπιέζουμε τις καμπύλες τους ώστε αυτές που θα προκύψουν να ταιριάξουν με μια καμπύλη αναφοράς. Το τελικό αποτέλεσμα της κανονικοποίησης φαίνεται στο σχήμα 6.1 (δεξιά).ηαντίστοιχημέγιστηφωτεινότηταισοδυναμείμεαπόλυτομέγεθοςm V = 19.2.Πρόκειταιγιατο 1/3 περίπου της φωτεινότητας του Γαλαξία μας ή του γαλαξία της Ανδρομέδας και είναι περίπου τριπλάσια από τη φωτεινότητα του Μεγάλου Νέφους του Μαγγελάνου. Επομένως για λίγες ημέρες ένα σουπερνόβα τύπου Ιa έχει φωτεινότητα παρόμοια με τη φωτεινότητα ενός γαλαξία μεσαίου μεγέθους. Βασικά, αν ένας γαλαξίας είναι αρκετά λαμπρός ώστε να μπορούμε να τον παρατηρήσουμε, ένα σουπερνόβα στο γαλαξία αυτό θα είναι επίσης αρκετά λαμπρό ώστε να μπορούμε να το παρατηρήσουμε(εκτός βέβαια αν βρίσκεται βαθιά μέσα σε περιοχή με μεγάλη περιεκτικότητα σκόνης) Χρήση των γαλαξιακών σχέσεων κλίμακας Οι σουπερνόβα τύπου Ιa έχουν το μειονέκτημα ότι είναι σχετικά σπάνιοι(βλέπε παραπάνω). Αν θέλουμε να βρούμε την απόσταση ενός συγκεκριμένου γαλαξία μπορεί να χρειαστεί να περιμένουμε δεκαετίες ή καιαιώνεςγιαναεκραγείσεαυτόνκάποιοσουπερνόβατύπουιa. Ανόμωςθέλουμεναμετρήσουμετην

4 144 Γαλαξιακή και εξωγαλαξιακή αστροφυσική απόσταση του γαλαξία εδώ και τώρα υπάρχει μια εναλλακτική λύση. Να χρησιμοποιήσουμε ολόκληρο το γαλαξία ως τυπικό λύχνο. Με άλλα λόγια να χρησιμοποιήσουμε τις σχέσεις που συζητήσαμε στο εδάφιο 3.7, δηλαδή τις σχέσεις Tully-Fisher και Faber-Jackson. Η σχέση Tully-Fisher χρησιμοποιείται για τη μέτρηση των αποστάσεων σπειροειδών γαλαξιών και έχει το πλεονέκτημα ότι είναι ακριβής(±0.4 μεγέθη στο υπέρυθρο) και ότι μπορεί να εφαρμοστεί για γαλαξίες που απέχουν αρκετά από εμάς(μέχρι αποστάσεις πάνω από 100 Mpc). Για τον προσδιορισμό των αποστάσεων των ελλειπτικών γαλαξιών μπορούμε να χρησιμοποιήσουμε τη σχέση Faber-Jackson. Επειδή η σχέση αυτή εμφανίζει σημαντική διασπορά, πρόσφατα έχει εμφανιστεί μια βελτιωμένη τεχνική για τη μέτρηση των αποστάσεων των ελλειπτικών γαλαξιών. Πρόκειται για το λεγόμενησχέση D σ: logd = 1.33logσ +σταθ. (6.5) όπου D είναι η φαινόμενη διάμετρος του γαλαξία και σ η διασπορά των αστρικών ταχυτήτων του γαλαξία. Η σχέση αυτή εμφανίζει μικρότερη διασπορά από τη σχέση Faber-Jackson και για το λόγο αυτό είναι προτιμητέα. Η επιφανειακή λαμπρότητα ενός γαλαξία είναι ανεξάρτητη της απόστασής του από εμάς. Αυτό προκύπτει άμεσα από το ότι η ειδική ένταση της ακτινοβολίας δεν μεταβάλλεται με την απόσταση κάτι που μάςεπιτρέπεινατηνμετράμεσεεκτεταμένααντικείμενα 2 (βλέπεεδάφιο1.1.1καθώςκαιάσκηση1.1).κατά συνέπεια η φαινόμενη διάμετρος του γαλαξία είναι αντιστρόφως ανάλογη της απόστασής του από εμάς Άλλες μέθοδοι Στο εδάφιο τούτο, για λόγους πληρότητας, κάνουμε αναφορά και σε ορισμένες ακόμα τεχνικές εύρεσης γαλαξιακών αποστάσεων με την υπόμνηση ότι έχουν μικρότερη σπουδαιότητα από τις προηγούμενες. Η συνάρτηση φωτεινότητας φ(m) των σφαιρωτών σμηνών ενός γαλαξία χρησιμοποιείται για τον προσδιορισμό του αριθμού των σφαιρωτών σμηνών που ανήκουν στο γαλαξία και έχουν απόλυτα μεγέθη από Mμέχρι M + dm.σελίγουςγαλαξίεςτουσμήνουςγαλαξιώντηςπαρθένουέχειβρεθείότιηκαμπύλη της συνάρτησης φωτεινότητας των σφαιρωτών σμηνών τους συναρτήσει του απολύτου μεγέθους M έχει γκαουσιανήμορφήμεμέγιστο M 0 6.5(προφανώςμεκάποιαάλλημέθοδοέχουνβρεθείπροηγουμένως οι αποστάσεις τους). Η τιμή αυτή παρέχει ένα τυπικό λύχνο που μπορεί να χρησιμοποιηθεί για την εύρεση της απόστασης άλλων γαλαξιών. Στην πράξη για το γαλαξία που μελετάμε κατασκευάζουμε το διάγραμμα του αριθμού των σφαιρωτών σμηνών του συναρτήσει του φαινόμενου μεγέθους τους και συγκρίνουμε το μέγιστοτηςκαμπύληςπουπροκύπτειμετην M 0 γιατουςγαλαξίεςτηςπαρθένου. Παρόμοια μέθοδος έχει αναπτυχθεί και για πλανητικά νεφελώματα των γαλαξιών χρησιμοποιώντας τη συνάρτηση φωτεινότητας των πλανητικών νεφελωμάτων που βρίσκονται στο γαλαξιακό σμήνος του Λέοντα. Τα σουπερνόβα διαφόρων τύπων μπορούν να χρησιμοποιηθούν και με έναν άλλο τρόπο για τον προσδιορισμό των γαλαξιακών αποστάσεων(πέρα από όσα εκτέθηκαν στο εδάφιο για τα σουπερνόβα τύπου Ιa). Υποθέτουμε ότι το θερμό υλικό που εκτοξεύεται από το αστέρι κατά την έκρηξη σουπερνόβα ακτινοβολεί ως μέλαν σώμα(πρόκειται ασφαλώς για προσέγγιση που ενδεχομένως να μην είναι καλή). Τότε η απόλυτη λαμπρότητα του σουπερνόβα θα δίνεται σύμφωνα με τη σχέση 1.30: L = 4πR 2 (t)σt 4 eff (6.6) όπου R(t)είναιηακτίνατηςδιαστελλόμενηςφωτόσφαιραςτουαστεριούκαι tοχρόνοςαπότηστιγμήτης έκρηξης.ανεπιπλέονυποθέσουμεότιηακτινικήταχύτητα v ej τουεκτοξευόμενουυλικούδενμεταβάλλεται τότεέχουμε R(t) = v ej t. Ηενεργόςθερμοκρασία T eff βρίσκεταιαπόταχαρακτηριστικάτηςκαμπύλης 2 Τοαποτέλεσμααυτόείναιαπολύτωςανάλογοτουγεγονότοςότιέναςτοίχοςδενφαίνεταιφωτεινότεροςόσοβαδίζουμε πιο κοντά του.

5 Κεφάλαιο 6. Δομές μεγάλης κλίμακας 145 Πίνακας 6.1 Προσδιορισμός αποστάσεων των γαλαξιών Μέθοδος Απόσταση του σμήνους Εύρος της Παρθένου (Mpc) (Mpc) Κηφείδες Νόβα 21.1 ± Πλανητικά νεφελώματα 15.4 ± Σφαιρωτά σμήνη 18.8 ± Διακυμάνσεις επιφανειακής 15.9 ± λαμπρότητας Tully-Fisher 15.8 ± 1.5 > 100 Σχέση D σ 16.8±2.4 > 100 Σουπερνόβα τύπου Ιa 19.4 ± 5.0 > 1000 μέλανος σώματος που ταιριάζει περισσότερο στην εκπομπή του σουπερνόβα. Ετσι από την εξίσωση 6.6 μπορούμε να πάρουμε την απόλυτη λαμπρότητα του σουπερνόβα, να την μετατρέψουμε σε απόλυτο μέγεθος και με δοσμένο το φαινόμενο μέγεθος να υπολογίσουμε την απόσταση. Τα αστέρια τύπου νόβα είναι συστήματα μεταβλητών αστεριών που καθένα αποτελείται από ένα κανονικό αστέρικαιέναλευκόνάνοταοποίαπεριφέρονταιγύρωαπότοκοινόκέντρομάζαςτους. Τοκανονικό αστέρι αποθέτει αέριο υλικό στο λευκό νάνο με τελικό αποτέλεσμα την παραγωγή αιφνίδιων φωτεινών αναλαμπών του συστήματος. Με μια τεχνική παρόμοια με αυτή που μόλις περιγράψαμε για τη διαστελλόμενη φωτόσφαιρα των σουπερνόβα, μπορούμε να εκτιμήσουμε τις αποστάσεις τους. Επιπλέον τα αστέρια τύπου νόβα μπορούν να χρησιμοποιηθούν και ως τυπικοί λύχνοι γιατί έχει βρεθεί μία απλή σχέση ανάμεσα στο μέγιστοαπόλυτομέγεθόςτους MV max και το χρόνο που απαιτείται για τη μείωση του φαινόμενου μεγέθους τους κατά 2 μεγέθη. Η τελευταία μέθοδος που θα αναφέρουμε στηρίζεται στο ότι οι γαλαξίες θα πρέπει να εμφανίζονται όλο και πιο άμορφοι όσο πιο μακρυά βρίσκονται. Πιο συγκεκριμένα, σε σχετικά κοντινούς γαλαξίες μπορεί να καταγραφούν όχι αμελητέες μεταβολές του αριθμού των αστεριών από περιοχή σε περιοχή της εικόνας τους. Ομως αυτές οι μεταβολές αναμένουμε να είναι όλο και μικρότερες για μακρινούς γαλαξίες. Η στατιστική ανάλυση αυτών των διακυμάνσεων(η μέθοδος ονομάζεται μέθοδος διακυμάνσεων επιφανειακής λαμπρότητας) για μεγάλο αριθμό γαλαξιών μπορεί να αποφέρει εκτιμήσεις για τις αποστάσεις τους. Στον Πίνακα 6.1 παραθέτουμε τις αποστάσεις που δίνουν για το σμήνος γαλαξιών της Παρθένου οι διάφορες τεχνικές που αναφέραμε. Επίσης στον Πίνακα δίνουμε και το εύρος αποστάσεων στο οποίο κάθε μέθοδος μπορεί να χρησιμοποιηθεί. 6.2 Ονόμοςτου Hubble Ας υποθέσουμε ότι παρατηρούμε το φάσμα κάποιου αστροφυσικού αντικειμένου και επικεντρώνουμε την προσοχήμαςσεμίαγραμμήτηςοποίαςτομήκοςκύματοςείναι λ obs (παρατηρησιακόμήκοςκύματος).το μήκοςκύματοςαυτήςτηςγραμμήςστοεργαστήριοείναι λ lab πουγενικάδενείναιίδιομετο λ obs.ορίζουμε τηνποσότητα zωςεξής: z = λ obs λ lab λ lab (6.7)

6 146 Γαλαξιακή και εξωγαλαξιακή αστροφυσική Οταν ισχύει z < 0 έχουμε μετάθεση των φασματικών γραμμών προς το μπλε ενώ όταν ισχύει z > 0 έχουμε μετάθεσή τους προς το κόκκινο. Στο Γαλαξία μας και στη γειτονιά του Ηλιου υπάρχει γενικά ισορροπία ανάμεσα στα αστέρια που το φάσμα τους παρουσιάζει μετάθεση προς το μπλε και σε αυτά που το φάσμα τους παρουσιάζει μετάθεση προς το κόκκινο. Αυτό δεν αποτελεί έκπληξη γιατί ο Γαλαξίας μας ούτε συστέλλεται ούτε διαστέλλεται. Απλά, η μετάθεση των γραμμών των αστρικών φασμάτων προκύπτει από τις ίδιες κινήσεις τους λόγω του φαινομένου Doppler: η πιθανότητα ένα γειτονικό αστέρι να έχει ίδια κίνησητέτοιαπουηακτινικήτουταχύτηταναέχειφοράπροςεμάςείναιχοντρικάίσημετηνπιθανότητα ναέχειίδιακίνησητέτοιαπουηακτινικήτουταχύτηταναέχειαντίθετηφορά. Ομως για την πολύ μεγάλη πλειοψηφία των γαλαξιών, το φάσμα τους παρουσιάζει μετάθεση προς μεγαλύτερα μήκη κύματος(δηλαδή προς το κόκκινο), επομένως ισχύει z > 0. Πρόκειται για ένα φαινόμενο που άρχισε να γίνεται αντιληπτό τη δεύτερη δεκαετία του 20ου αιώνα. Το 1912 ο Vesto Slipher ξεκίνησε τη μελέτη των φασμάτων γαλαξιών. Μέχρι το 1917 είχε μετρήσει την ποσότητα z για 25 κοντινούς γαλαξίες(ή σπειροειδή νεφελώματα όπως τους αποκαλούσε ο Slipher και οι σύγχρονοί του, βλέπε εδάφιο 3.1). Με έκπληξη διαπίστωσε ότι από τους 25 γαλαξίες οι 21 παρουσίαζαν μετάθεση προς το κόκκινοκαιμόνοοι4μετάθεσηπροςτομπλε. Ταποσοστάήταντέτοιαπουσίγουραδενεπρόκειτο γιατυχαίοφαινόμενο. Εντύπωσηέκανεστο Slipherκαιτομέγεθοςτωνακτινικώνταχυτήτων, v r,που υπολόγισε από τις μεταθέσεις προς το κόκκινο με βάση το γνωστό τύπο του φαινομένου Doppler: Για αρκετούς γαλαξίες βρήκε cz > 1000 km/s. v r = cz = c λ obs λ lab λ lab = c λ λ Μίαακόμαέκπληξηήρθετο1929ότανοEdwin Hubbleεξέτασετηνεξάρτησητηςμετάθεσης zτου μήκους κύματος με την απόσταση d των γαλαξιών από εμάς[σημαντικότατη υπήρξε η συνεισφορά του βοηθού του Hubble, Milton Humason( )]. Ο Hubble είχε δεδομένα για την ποσότητα z 50 γαλαξιώναλλάγνώριζετηναπόστασημόνοτων25απόαυτούς. Οτανέκανετοδιάγραμματου czως προς το d βρήκε μια σχεδόν γραμμική σχέση ανάμεσά τους. Στο σχήμα 6.2 δεν παρουσιάζουμε το αρχικό διάγραμμα του Hubble αλλά ένα διάγραμμα με σύγχρονα δεδομένα στο οποίο φαίνεται καθαρά η γραμμική σχέσηανάμεσαστημετάθεσηπροςτοκόκκινοκαιτηναπόσταση.ησχέσηαυτήμπορείναγραφτείμετη μορφή: (6.8) cz = H 0 d (6.9) όπουησταθερά H 0 ονομάζεταισήμερασταθεράτου Hubble(προςτιμήντου Hubble).Επίσηςπροςτιμήν του,τοδιάγραμματου czσυναρτήσειτου dονομάζεταιδιάγραμμα Hubbleκαιηεξίσωση cz = H 0 dνόμος του Hubble. Σήμερα γνωρίζουμε ότι ο Hubble υποεκτίμησε τις αποστάσεις των κοντινών γαλαξιών του δείγματός του γιατί χρησιμοποίησε τυπικούς λύχνους που είχαν μεγαλύτερη φωτεινότητα από όσο νόμιζε. Οι πιο μακρινοί γαλαξίες που χρησιμοποίησε βρίσκονταν στο σμήνος γαλαξιών της Παρθένου. Ο Hubble πίστευε ότιαπείχαναπόεμάςπερίπου2mpc,ενώσήμεραγνωρίζουμεότιηαπόστασήτουςείναιπερίπου16mpc.ο HubbleνόμιζεότιησταθεράH 0 έχειτιμήh km/s/2Mpc 500km/s/Mpc.Σήμεραγνωρίζουμε ότι η σταθερά του Hubble είναι στην πραγματικότητα αρκετά μικρότερη. Τα τελευταία δεδομένα δίνουν: H 0 = 67.80±0.77 km s 1 Mpc 1 (6.10) Μετάτηναπόρριψητηςυψηλήςτιμήςτου H 0 πουείχεβρειοhubbleξεκίνησεμιασυζήτησηπουκράτησε δεκαετίεςγιατοανησταθεράτου Hubbleέχειτιμήπιοκοντάστα50 km s 1 Mpc 1 ήστα100 km s 1 Mpc 1.Ωςκατάλοιποαυτήςτηςμεγάληςσυζήτησης,σεπολλάβιβλίαμπορείναδείτεακόμακαισήμερα ησταθεράτου Hubbleναγράφεταιμετημορφή:

7 Κεφάλαιο 6. Δομές μεγάλης κλίμακας 147 Σχήμα 6.2 Το διάγραμμα Hubble. Στον οριζόντιο άξονα είναι η απόσταση, d, των γαλαξιών και στον κατακόρυφοηακτινικήτουςταχύτητα, v r,όπωςπροσδιορίζεταιαπότημετάθεσηπροςτοκόκκινο(v r = cz). Προέλευση εικόνας: E.L. Wright ( wright/cosmo 01.htm#CO). H 0 = 100h km s 1 Mpc 1 (6.11) όπου 0.5 < h < 1. Επειδήσήμεραγνωρίζουμεμεπολύμεγαλύτερηακρίβειατηντιμήτηςσταθεράςτου Hubble, μπορείτε αν συναντήσετε ποτέ κάποια σχέση σαν την 6.11 να κάνετε σε αυτήν την αντικατάσταση h = Ο νόμος του Hubble έχει τεράστια κοσμολογική σημασία και γι αυτό απαιτείται να δοθούν ορισμένες διευκρινήσεις. Οι παρατηρήσεις(δηλαδή η μετάθεση του φάσματος προς το κόκκινο) μπορούν να κατανοηθούν λαθεμένα ως αποτέλεσμα του γεγονότος ότι οι γαλαξίες απομακρύνονται από εμάς. Στην πραγματικότητα αυτή η θεώρηση είναι λαθεμένη γιατί δεν υπάρχει τίποτα ιδιαίτερο με εμάς και τη θέση που βρισκόμαστε στο σύμπαν. Δεν είμαστε το κέντρο της διαστολής και στην πραγματικότητα η διαστολή δεν έχει κέντρο. Ο νόμος του Hubble είναι το φυσικό αποτέλεσμα της ομογενούς και ισότροπης διαστολής του σύμπαντος (στο εξής θα την ονομάζουμε και κοσμική διαστολή). Με τον όρο ομογενής διαστολή εννοούμε ότι είναι ίδιασεόλεςτιςθέσεις,ενώμετονόροισότροπηδιαστολήεννοούμεότιείναιίδιασεόλεςτιςδιευθύνσεις. Γιαομογενήδιαστολήησταθερά H 0 είναιίδιασεόλεςτιςθέσειςενώγιαισότροπηδιαστολήηh 0 είναι ίδια σε όλες τις διευθύνσεις μιας δοσμένης θέσης. Ησυνηθισμένηαναλογίατουφαινομένουσυγκρίνειτοσύμπανμεμιαφρατζόλασταφιδόψωμο 3 (βλέπε σχήμα 6.3) στην οποία οι σταφίδες παίζουν το ρόλο των γαλαξιών. Οταν βάλουμε τη φρατζόλα στο φούρνο αρχίζει να διαστέλλεται(φουσκώνει) ομογενώς και ισότροπα έτσι ώστε το σχήμα της να παραμένει ίδιο καθώς διαστέλλεται. Σε μια τέτοια διαστολή κάθε σταφίδα βλέπει τις άλλες να απομακρύνονται από αυτή με ταχύτητες ανάλογες των αποστάσεών τους. Σημειώστε επίσης ότι ενώ η φρατζόλα διαστέλλεται, 3 Απαιτείταιπροσοχήώστεοιαναλογίεςτουσύμπαντοςμετηφρατζόλακαιτωνσταφίδωνμετουςγαλαξίεςναμην τραβηχτούν στις απώτατες λογικές τους συνέπειες γιατί θα βγουν λαθεμένα συμπεράσματα.

8 148 Γαλαξιακή και εξωγαλαξιακή αστροφυσική Σχήμα 6.3 Σκίτσο που δείχνει σταφιδόψωμο πριν το βάλουμε στο φούρνο(αριστερά) και αφού έχει μπει στο φούρνο και φουσκώσει(δεξιά). Βλέπε κείμενο για λεπτομέρειες. οι σταφίδες δεν διαστέλλονται γιατί συγκρατούνται από ενδομοριακές δυνάμεις. Ετσι και στο σύμπαν, οι γαλαξίες αυτοί καθ εαυτοί δεν διαστέλλονται λόγω των βαρυτικών δυνάμεων που τους συγκρατούν. Επομένως ο νόμος του Hubble δεν είναι αποτέλεσμα κάποιας μυστηριώδους δύναμης αλλά ένας εμπειρικός τύπος που αντανακλά τη μεγάλης κλίμακας διαστολή του χώρου που παρατηρησιακά γίνεται αντιληπτή ως απομάκρυνση του κάθε γαλαξία από τους άλλους. Μία ακόμα διευκρίνηση που χρειάζεται να γίνει αφορά τη μετάθεση των γαλαξιακών φασματικών γραμμών. Γενικά η μετάθεση οφείλεται σε δύο παράγοντες: (1) στην ομογενή και ισότροπη διαστολή του σύμπαντος και(2) στις ίδιες κινήσεις των γαλαξιών στο χώρο. Παρόλο που και τα δύο φαινόμενα αποτυπώνονται παρατηρησιακά με ίδιο τρόπο(δηλαδή τη μετάθεση των γραμμών των γαλαξιακών φασμάτων), τονίζουμε εμφαντικά ότι πρόκειται για δύο τελείως διαφορετικά φαινόμενα. Με αυτό το σκεπτικό δεν πρέπει να προκαλεί έκπληξη η ύπαρξη ενός μικρού αριθμού κοντινών μας γαλαξιών που στα φάσματά τους εμφανίζεται μετάθεση προς το μπλε. Για παράδειγμα, ένας τέτοιος γαλαξίας είναι ο γαλαξίας της Ανδρομέδας ο οποίος επειδή σχηματίζει βαρυτικά δέσμιο σύστημα με το Γαλαξία μας εμφανίζει ίδια κίνηση με φορά προς εμάς η οποία έχει μεγαλύτερη απόλυτη τιμή από την ακτινική ταχύτητα που αντανακλά την κοσμική διαστολή. Η κοσμολογική σημασία του νόμου του Hubble έγκειται στο ότι από τη στιγμή που σήμερα παρατηρούμε τους γαλαξίες να απομακρύνονται ο ένας από τον άλλο, κάποια στιγμή στο παρελθόν θα πρέπει να ήταν πολύ κοντά. Αυτό μπορούμε να το καταλάβουμε καλύτερα με το εξής παράδειγμα. Ας υποθέσουμε ότι έχουμε δύο γαλαξίες που σήμερα απέχουν μεταξύ τους απόσταση d και συνεπώς έχουν σχετική ταχύτητα v r = H 0 d. Ανθεωρήσουμεότιησχετικήταχύτηταείναισταθερήτότεοχρόνος tπουχρειάστηκεώστε να βρεθούν στη σημερινή μεταξύ τους απόσταση είναι: t = d v r = d H 0 d = 1 H 0 (6.12) όπουυποθέσαμεότιαρχικάηαπόστασηανάμεσατουςd init ήτανπολύμικρότερηαπότηd.σημειώνουμεότι ο χρόνος t είναι ανεξάρτητος της σημερινής απόστασης ανάμεσά τους d. Αυτό θα μπορούσε να σημαίνει ότιμιαχρονικήστιγμή tστοπαρελθόνόλαταζεύγηγαλαξιώνθαήταντοέναπολύκοντάστοάλλο. Επομένως ο νόμος του Hubble δίνει μια χρονική κλίμακα της διαστολής του σύμπαντος που είναι: H 1 0 = (14.4±1.0) 10 9 χρόνια = (4.5±0.3) s (6.13)

9 Κεφάλαιο 6. Δομές μεγάλης κλίμακας 149 ΟχρόνοςπουισούταιμεH 1 0 ονομάζεται χρόνος Hubble. Στον υπολογισμό μας ότι το σύμπαν διαστέλλεται για ένα χρόνο Hubble υποθέσαμε ότι η σχετική ταχύτητα κάθε ζεύγους γαλαξιών είναι σταθερή. Ομως κάτι τέτοιο δεν είναι απαραίτητα σωστό. Για παράδειγμα, η βαρυτική έλξη ανάμεσα στους γαλαξίες τείνει να επιβραδύνει τη διαστολή. Από την άλλη μεριά, οι πρόσφατες κοσμολογικές θεωρίες υιοθετούν την έννοια της σκοτεινής ενέργειας η οποία τείνει να επιταχύνει τη διαστολή(τα ζητήματα αυτά θα συζητηθούν στο Κεφάλαιο 8). Σε κάθε περίπτωση πάντως η εξίσωση 6.12 δίνει τη χρονική κλίμακα της διαστολής του σύμπαντος να είναι παρόμοια με την ηλικία των γηραιότερων σφαιρωτών σμηνών που έχουν παρατηρηθεί και η οποία είναι περίπου 14 δισεκατομμύρια χρόνια. Ο αρχικός υπολογισμός του Hubble για τη σταθερά H 0 αντιστοιχούσεσεχρόνοδιαστολήςμόλις2δισεκατομμυρίωνετώνπουείναιμικρότεροςκαιαπότην ηλικία της Γης. Ονόμοςτου Hubbleέχειμίαακόμαπρακτικήσυνέπεια.Μετηναπλήμέτρησητηςμετάθεσηςπροςτο κόκκινο του φάσματος ενός γαλαξία μπορούμε να εκτιμήσουμε την απόστασή του d. Απλά μετράμε την ποσότητα z και κατόπιν υπολογίζουμε: d = c H 0 z (4500±300Mpc)z (6.14) Οπως ο χρόνος Hubble δίνει μια χρονική κλίμακα του διαστελλόμενου σύμπαντος, έτσι και η απόσταση Hubble, c/h 0,δίνειμιαχωρικήκλίμακα. Γιαπαράδειγμα,ανέναςγαλαξίαςαπομακρύνεταιαπόεμάςμε ταχύτηταπουείναιτο1%τηςταχύτηταςτουφωτός,ηαπόστασήτουαπόεμάςείναιτο1%τηςαπόστασης Hubble δηλαδή 45 Mpc. Εδώ βέβαια πρέπει να λάβουμε υπόψιν μας τις πιθανές πηγές σφαλμάτων όταν χρησιμοποιούμε την 6.14 για τον υπολογισμό αποστάσεων. Πρώτα από όλα δεν γνωρίζουμε την απόσταση Hubble ακριβώς. Δεύτερον, στο διάγραμμα Hubble υπάρχει διασπορά κάτι που οφείλεται στις ίδιες κινήσεις των γαλαξιών για τις οποίες συζητήσαμε παραπάνω. Τέλος η γραμμική σχέση ανάμεσα στα d και z ισχύει στο όριο z 1. Για μεγαλύτερα z θα πρέπει να ληφθούν υπόψιν μη-γραμμικές σχετικιστικές διορθώσεις. Ολες αυτές οι περιπλοκές μάς κάνουν συχνά όταν αναφερόμαστε στην απόσταση ενός μακρινού εξωγαλαξιακού αντικειμένου να δίνουμε μόνο τη μετάθεσή του προς το κόκκινο, z. 6.3 Ηιεραρχίατωνδομών Αντοσύμπανήτανηφρατζόλατουσχήματος6.3τότεοισταφίδεςδενθαήτανομοιόμορφακατανεμημένες στη φρατζόλα. Μιλώντας λιγότερο μεταφορικά, οι παρατηρήσεις δείχνουν ότι οι γαλαξίες δεν είναι ομοιόμορφα κατανεμημένοι στο χώρο. Αυτό φαίνεται καθαρά στο σχήμα 6.4 που δείχνει την κατανομή τωνγαλαξιώντουβόρειουουράνιουημισφαιρίουοιοποίοιέχουνφαινόμενομέγεθος m B < 19.Τοσχήμα βασίζεται στην αποδελτίωση γαλαξιών που έγινε στο αστεροσκοπείο Lick της Καλιφόρνιας από τους Shane και Wirtanen. Οι Shane και Wirtanen φωτογράφησαν το τμήμα του ουρανού που είναι προσιτό από το Lick και έφτιαξαν ένα κατάλογο με τις θέσεις όλων των γαλαξιών που καταγράφτηκαν στις φωτογραφικές τους πλάκες(γύρω στο ένα εκατομμύριο). Το αποτέλεσμα εμφανίζεται στο σχήμα 6.4 όπου βλέπουμε την τάση οι γαλαξίες να διατάσσονται κατά σπογγώδεις ή/και νηματοειδείς δομές με ιδιαίτερα μεγάλη πυκνότητα εκεί που συναντιούνται οι νηματοειδείς δομές. Αυτό υποδηλώνει ότι οι μεμονωμένοι γαλαξίες είναι λίγοι και ότι συνήθως οι γαλαξίες στο σύμπαν τείνουν να διατάσσονται σε ομαδώσεις. Η δομή του σύμπαντος είναι ιεραρχική, υπό την έννοια ότι περιέχει σχηματισμούς ευρείας κλίμακας μεγεθών με τρόπο ούτε ακανόνιστο ούτε τυχαίο. Ας γίνουμε πιο συγκεκριμένοι: Τααστέριαπουείναιαντικείμεναμετυπικήδιάμετρο d 10 6 kmβρίσκονταιμέσασεβαρυτικάδέσμια αντικείμεναπουονομάζονταιγαλαξίεςοιοποίοιπεριέχουν10 6 με10 12 αστέρια(μαζίμεαέριο,σκόνη και σκοτεινή ύλη). Οι γαλαξίες(αντικείμενα με τυπική διάμετρο d 10 kpc) βρίσκονται συνήθως μέσα σε βαρυτικά

10 150 Γαλαξιακή και εξωγαλαξιακή αστροφυσική Σχήμα 6.4 Η κατανομή των γαλαξιών του βορείου ημισφαιρίου του ουρανού όπως προέκυψε από τον κατάλογο γαλαξιών του αστεροσκοπείου Lick. Η φωτεινότητα κάθε πίξελ είναι ανάλογη με τον αριθμό των γαλαξιώνπουβρίσκονταισεπεριοχή γύρωαπότοπίξελ. Προέλευσηεικόνας: M. Seldner et al. 1977, AJ, 82, 249. c AAS. Αναπαράγεται με άδεια. δέσμιες δομές που ονομάζονται σμήνη γαλαξιών τα οποία περιέχουν από 10 μέχρι γαλαξίες (μαζί επίσης με αέριο και σκοτεινή ύλη). Ταγαλαξιακάσμήνη(δομέςμετυπικήδιάμετρο d 1 Mpc)βρίσκονταισυνήθωςσεδομέςπουείναι υπό κατάρρευση και ονομάζονται υπερσμήνη. Τα υπερσμήνη υπολογίζεται ότι έχουν τυπικό μήκος d 100 Mpc. Σε παλαιότερα βιβλία γίνεται η διάκριση ανάμεσα σε ομάδες γαλαξιών και σμήνη γαλαξιών. Ομάδες θεωρούνται όσες γαλαξιακές ομαδώσεις περιέχουν λιγότερα από 50 μέλη μέσα σε μια σφαιρική περιοχή διαμέτρου2mpc,ενώσμήνηόσεςομαδώσειςέχουνπάνωαπό50μέληκαιτυπικόμήκοςπάνωαπό2mpc. Ο Γαλαξίας μας ανήκει στη λεγόμενη Τοπική Ομάδα γαλαξιών. Στο σχήμα 6.5 φαίνεται μια μικρή ομάδα γαλαξιών(αριστερά) και ένα σμήνος(δεξιά). Επίσης σημειώνουμε ότι τα γαλαξιακά σμήνη ταξινομούνται ως ομαλά όταν το σχήμα τους είναι περίπου συμμετρικό και η αριθμητική πυκνότητα των γαλαξιών μειώνεται καθώς πηγαίνουμε από το κέντρο προς τις άκρες του σμήνους και ανώμαλα στην αντίθετη περίπτωση. 6.4 ΗΤοπικήΟμάδα Φαινομενολογία Η Τοπική Ομάδα γαλαξιών περιλαμβάνει τουλάχιστο 40 γαλαξίες μέσα σε απόσταση περίπου 1 Mpc. Ενα σκίτσο με τη χωρική κατανομή τους εμφανίζεται στο σχήμα 6.6. Στην ταινία 6.1 η οποία είναι διαθέσιμη στο

11 Κεφάλαιο 6. Δομές μεγάλης κλίμακας 151 Σχήμα 6.5 Αριστερά: Η μικρή ομάδα γαλαξιών HCG40. Προέλευση εικόνας: CISCO, Subaru 8.3-m Telescope, NAOJ ( Δεξιά: Το σμήνος γαλαξιών C Προέλευση εικόνας: ESO ( παρουσιάζονται εικόνες από τους γαλαξίες της Τοπικής Ομάδας. Από αυτούς, τρεις είναι σπειροειδείς γαλαξίες: ο δικός μας, ο γαλαξίας της Ανδρομέδας(Μ31) και ο Μ33. Ο ΓαλαξίαςμαςκαιογαλαξίαςτηςΑνδρομέδας(οοποίοςαπέχει770 kpcαπόεμάς)είναιοιπιοφωτεινοίκαι μαζικοί γαλαξίες της Τοπικής Ομάδας και ακολουθεί ο Μ33. Κατόπιν ακολουθεί σε μέγεθος το Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου(βλέπε σχήμα 3.4) το οποίο περιφέρεται μαζί με το Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου (βλέπεσχήμα3.4)σεαπόστασηπερίπου50 kpc(60 kpcγαιτομικρόνέφος)γύρωαπότογαλαξίαμας. Πρόκειται για ανώμαλους γαλαξίες όπως έχουμε πει στο εδάφιο Η Τοπική Ομάδα έχει 11 ανώμαλους γαλαξίες. Τα άλλα μέλη της Τοπικής Ομάδας είναι νάνοι γαλαξίες πολύ μικροί και αμυδροί. Λόγω αυτών των χαρακτηριστικών τους, αρκετά από τα γνωστά μέλη της Τοπικής Ομάδας ανακαλύφθηκαν σχετικά πρόσφατα. Για παράδειγμα ο γαλαξίας της Αντλίας, ένας νάνος σφαιροειδής γαλαξίας ανακαλύφθηκε το 1997, ενώ ο επίσης νάνος σφαιροειδής Ανδρομέδα Χ ανακαλύφθηκε το Αυτά είναι αντικείμενα με φωτεινότηταπερίπου10 4 φορέςμικρότερητουγαλαξίαμας. Οι περισσότεροι από τους νάνους γαλαξίες της Τοπικής Ομάδας βρίσκονται είτε γύρω από το Γαλαξία μαςείτεγύρωαπότογαλαξίατηςανδρομέδας(κάτιπουφαίνεταικαιστοσχήμα6.6)καιγι αυτόονομάζονται δορυφόροι γαλαξίες. Γύρω από το Γαλαξία μας βρίσκονται το Μεγάλο και το Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου και 9 νάνοι γαλαξίες, αρκετοί από τους οποίους στο Μαγγελανικό ρεύμα. Το τελευταίο είναι μια εκτεταμένη λωρίδα ουδέτερου υδρογόνου που σχηματίστηκε από τις παλιρροιακές δυνάμεις που ασκεί ο ΓαλαξίαςμαςσταΝέφητουΜαγγελάνου.ΗμάζατουΜαγγελανικούρεύματοςείναιπερίπου M. Ενας ενδιαφέρον γαλαξίας της Τοπικής Ομάδας είναι ο νάνος γαλαξίας του Τοξότη ο οποίος ανακαλύφθηκε το Βρίσκεται στην κατεύθυνση του εξογκώματος του Γαλαξία μας και στις οπτικές εικόνες είναι εξαιρετικά αμυδρός. Φαίνεται ότι δέχεται έντονες παλιρροιακές δυνάμεις από το Γαλαξία μας που στο μέλλον θα τον διαλύσουν Η μάζα της Τοπικής Ομάδας Για τον υπολογισμό της μάζα της Τοπικής Ομάδας ξεκινάμε από το γεγονός ότι ο γαλαξίας της Ανδρομέδας (Μ31) είναι ένας από τους ελάχιστους γαλαξίες που το φάσμα του παρουσιάζει μετάθεση προς το μπλε

12 152 Γαλαξιακή και εξωγαλαξιακή αστροφυσική Σχήμα 6.6 Σχηματικό διάγραμμα της τοπικής ομάδας γαλαξιών με το Γαλαξία μας( Milky Way στοσχήμα)στοκέντροτουσκίτσου. Κάθεγαλαξίαςεμφανίζεταιμεέναμικρόοβάλπουτοχρώματου αντιστοιχεί στον τύπο του σύμφωνα με τα αναγραφόμενα στην κάτω αριστερή γωνία του σκίτσου. Οι πλήρεις κατακόρυφες γραμμές αντιστοιχούν σε αποστάσεις πάνω από το(τυχαία επιλεγμένο) επίπεδο ενώ οι διακεκομμένες σε αποστάσεις κάτω από το επίπεδο. Με x σημειώνεται το βαρύκεντρο της τοπικής ομάδας. Προέλευση εικόνας: E.K. Grebel 2001, ASP Conference Series, 239, 280. Αναπαράγεται με άδεια. (βλέπεεδάφιο6.2).ογαλαξίαςμαςκαιομ31πλησιάζουνοέναςτονάλλονμεταχύτητα v 120 km/s. Ανλάβουμευπόψινμαςτηναπόστασημεταξύτωνδύογαλαξιών(D 770 kpc)συμπεραίνουμεότιθα συγκρουστούνσεπερίπου χρόνια. Ο Γαλαξίας μας και ο Μ31 συνεισφέρουν μαζί περίπου το 90% της φωτεινότητας της Τοπικής Ομάδας. Αν δεχτούμε ότι στην Τοπική Ομάδα η κατανομή μάζας είναι παρόμοια με την κατανομή της ακτινοβολίας, τότε δεχόμαστε ότι η δυναμική της Τοπικής Ομάδας βασικά καθορίζεται από αυτούς τους δύο γαλαξίες. Επομένως αρκεί να υπολογίσουμε τις μάζες τους, κάτι που θα το κάνουμε από τα στοιχεία της σχετικής τους κίνησης. ΣταπρώταστάδιατηςκοσμικήςδιαστολήςοΓαλαξίαςμαςκαιοΜ31πρέπειναήτανπολύκοντά μεταξύ τους αφού και οι δύο συμμετέχουν σε αυτή. Ομως λόγω της αμοιβαίας βαρυτικής έλξης η σχετική τουςκίνησηυφίστατοεπιβράδυνσημέχριπουσταμάτησε.αυτόσυνέβητηχρονικήστιγμή t max κατάτην οποίαηαπομάκρυνσητωνδύογαλαξιώνείχελάβειτημέγιστητιμήτης r max. Απότηστιγμήεκείνηκαι μετάκινούνταιοέναςπροςτονάλλον. Ησχετικήτουςταχύτητα v(t)καιηαπόστασημεταξύτους r(t) συνδέονται μέσω της αρχής διατήρησης της ενέργειας: v 2 2 = GM C (6.15) r όπου M είναιτοάθροισματηςμάζαςτωνδύογαλαξιώνκαι Cμιασταθεράολοκλήρωσης. Η Cμπορεί να προσδιοριστεί από την εξίσωση 6.15 κατά τη στιγμή της μέγιστης απομάκρυνσής τους, δηλαδή όταν r = r max και v = 0.Τότεπαίρνουμε: Επειδή v = dr/dt,ησχέση6.15είναιμιαδιαφορικήεξίσωσηγιατο r(t): C = GM r max (6.16) 1 2 ( ) dr 2 ( 1 = GM dt r 1 ) r max (6.17)

13 Κεφάλαιο 6. Δομές μεγάλης κλίμακας 153 Ησχέση6.17μπορείναλυθείχρησιμοποιώνταςτηναρχικήσυνθήκη r = 0για t = 0. Επιλύονταςτην εξίσωσηγια dtπαίρνουμεμεολοκλήρωσημιασχέσηανάμεσαστα r max και t max : t max = tmax 0 dt = rmax 0 dr = πr3/2 max 2GM 1/r 1/rmax 2 2GM (6.18) Επειδήηδιαφορικήεξίσωσηείναισυμμετρικήωςπροςτηναλλαγή v v,ησύγκρουσηθασυμβείτη χρονικήστιγμή 2t max.οχρόνοςαυτόςμπορείναθεωρηθείότιισούταιμετοάθροισματουχρόνου t 0 που έχει μεσολαβήσει από την έναρξη της κοσμικής διαστολής και του χρόνου D/v(= 770 kpc/120 km/s) που θαπεράσειαπόσήμεραμέχριτησύγκρουσητωνδύογαλαξιών. Ετσιπαίρνουμε 2t max t 0 +D/vή t max t D 2v Επομένως και με χρήση των σχέσεων 6.17 και 6.18, έχουμε (6.19) v 2 2 = GM r GM r max = GM r 1 2 ( ) πgm 2/3 (6.20) Θέτονταςτιςτιμές r(t 0 ) = Dκαι v = v(t 0 )καιυποθέτονταςότι t έτη,παίρνουμε(με συνδυασμότωνεξισώσεων6.19και6.20)ότιημάζαείναι M M. Ημάζααυτήείναιπολύ μεγαλύτερη από τις μάζες που περιέχουν τα αστέρια και το αέριο των δύο γαλαξιών. Ο υπολογισμός που κάναμεδίνειγιατηντοπικήομάδαέναλόγομάζαςπροςφωτεινότητα M/L 70M /L.Πρόκειταιγια μία ακόμα ένδειξη για την παρουσία σκοτεινής ύλης γιατί εμείς λαμβάνουμε φωτόνια από ένα μικρό ποσοστό της μάζας του συστήματος Γαλαξίας μας- Μ31. t max Η γειτονιά της Τοπικής Ομάδας ΗΤοπικήΟμάδαπεριέχειπερίπου40γαλαξίεςμέσασεμιαπεριοχήγύρωστο1Mpc. Ηκοντινότερη στηντοπικήομάδαγαλαξιακήομάδωσηείναιηομάδατουγλύπτηπουπεριέχει6μέληκαιαπέχειαπό εμάςπερίπου1.8 Mpc.ΗεπόμενηγαλαξιακήομάδαμετάαπόαυτήείναιηομάδατουΜ81πουπεριέχει8 γαλαξίεςσεαπόστασηπερίπου3.1 Mpcαπόεμάς. ΣτηνομάδατουΜ81ανήκεικαιογαλαξίαςέντονης αστρογέννησης Μ82 ο οποίος συζητήθηκε στο εδάφιο Άλλες γαλαξιακές ομαδώσεις σε αποστάσεις μέχρι 10 Mpc από εμάς είναι: η ομάδα του Κενταύρου με 17μέλησεαπόστασηαπόεμάς D 3.5 Mpc,ηομάδατουΜ101μεπέντεμέληκαι D 7.7 Mpc,ηομάδα τουμ66καιτουμ96μεσυνολικά10μέληκαι D 9.4 Mpcκαιηομάδατου NGC 1023με6μέλησε απόσταση D 9.6 Mpc. 6.5 Σμήνη γαλαξιών Τα σμήνη γαλαξιών της Παρθένου και της Κόμης ΤοπιοκοντινόσεεμάςσμήνοςγαλαξιώνμεπερισσότεραμέληαπότηνΤοπικήΟμάδαείναιτοσμήνος γαλαξιώντηςπαρθένου(βλέπεσχήματα6.7και6.8). Ηαπόστασήμαςαπότοκέντροτουσμήνουςτης Παρθένου είναι περίπου 16 Mpc. Η διάμετρος του σμήνους είναι περίπου 5 Mpc, όμως πρέπει να τονιστεί ότι η μορφολογία του σμήνους είναι ακανόνιστη. Επειδή το σμήνος της Παρθένου είναι μεγάλο και βρίσκεται σχετικά κοντά μας(σε σχέση με άλλα σμήνη), προβάλλεται στο επίπεδο του ουρανού σε μία εκτεταμένη περιοχήηοποίαέχειδιαστάσειςπερίπου Ηπεριοχήαυτήκαλύπτειέναμεγάλομέροςτου αστερισμού της Παρθένου και φτάνει μέχρι τον αστερισμό της Κόμης της Βερενίκης. Το σμήνος περιέχει

14 154 Γαλαξιακή και εξωγαλαξιακή αστροφυσική Σχήμα 6.7 Το σμήνος γαλαξιών της Παρθένου. Η εικόνα προέκυψε από συνδυασμό φωτογραφιών επίγειου τηλεσκοπίου. Προέλευση εικόνας: Cluster#/media/File:Virgo cluster overlay.jpg. περίπου 200 μεγάλους γαλαξίες και πάνω από 2000 μικρότερους. Δεκαέξι από τους γαλαξίες του σμήνους είχαν καταγραφεί στον κατάλογο του Messier(βλέπε εδάφιο 3.1). Οι τέσσερις λαμπρότεροι γαλαξίες του σμήνους(μ49, Μ60, Μ86 και Μ87) είναι γιγαντιαίοι ελλειπτικοί γαλαξίες για τους οποίους υπάρχουν ενδείξεις ότι μέσω ελασσόνων συγχωνεύσεων έχουν ενσωματώσει τις μάζες μικρότερων γαλαξιών. Οι τέσσερις αυτοί ελλειπτικοί γαλαξίες έχουν φαινόμενο μέγεθος γύρω στο 9 και έτσι δεν είναι ορατοί με γυμνό μάτι. Σεμίααπόστασημέχρι60 Mpcαπόεμάςυπάρχουνκαιάλλαγαλαξιακάσμήνημεμέγεθοςπαρόμοιοτου σμήνους της Παρθένου(π.χ., το σμήνος Abell 3655, το σμήνος της Υδρας και το σμήνος του Κενταύρου) καθώς και αρκετές γαλαξιακές ομάδες με μέγεθος παρόμοιο με το μέγεθος της Τοπικής Ομάδας. Ενα άλλο κοντινό σε εμάς μεγάλο ομαλό σμήνος γαλαξιών είναι το σμήνος γαλαξιών της Κόμης(βλέπε και σχήμα 6.10). Ονομάζεται έτσι γιατί βρίσκεται στον αστερισμό της Κόμης της Βερενίκης, βόρεια από τον αστερισμό της Παρθένου. Το σμήνος της Κόμης βρίσκεται σε απόσταση 90 Mpc από εμάς, δηλαδή είναι 5.6 φορές πιο μακρυά από το σμήνος της Παρθένου. Στο επίπεδο του ουρανού προβάλλεται σε μια περιοχήμεδιάμετρο4 ηοποίααντιστοιχείσεπραγματικήδιάμετρο6mpc.οιδύολαμπρότεροιγαλαξίες τουσμήνουςείναιοngc 4889καιοNGC 4874.Πρόκειταιγιαελλειπτικούςγαλαξίεςτύπου cdπουέχουν μεγάλο μέγεθος και φωτεινότητα. Λόγω της απόστασής τους όμως το φαινόμενο μέγεθός τους είναι γύρω στο13καισυνεπώςδενείναιορατοίμεγυμνόμάτι.συνολικάτοσμήνοςτηςκόμηςπεριέχειγύρωστους γαλαξίες. Οι περισσότεροι από αυτούς είναι αμυδροί νάνοι ελλειπτικοί. Η συντριπτική πλειοψηφία των γαλαξιών του σμήνους είναι ελλειπτικοί: για παράδειγμα, ακόμα και αν λάβουμε υπόψιν μας μόνο τους 1000 λαμπρότερους γαλαξίες του, το ποσοστό των σπειροειδών δεν θα ξεπερνούσε το 15%. Από τη στιγμή που γνωρίζουμε την απόσταση, μπορούμε να βρούμε το απόλυτο μέγεθος των δύο λαμπρότερωνγαλαξιώντουσμήνουςτηςκόμης(του NGC 4889καιτου NGC 4874)μεχρήσητηςσχέσης

15 Κεφάλαιο 6. Δομές μεγάλης κλίμακας 155 Σχήμα 6.8 Οι μεγαλύτεροι γαλαξίες του σμήνους γαλαξιών της Παρθένου όπως παρατηρήθηκαν από το Hubble Space Telescope. Προέλευσηεικόνας: NASA, ESAκαι E. Peng(ΠανεπιστήμιοΠεκίνου) ( Ηαριθμητικήαντικατάστασηδίνει M V 22πουείναιέναμέγεθοςλαμπρότεροαπότοαπόλυτο μέγεθος του γαλαξία της Ανδρομέδας. Ο NGC 4889 και ο NGC 4874 είναι μέσα στους λαμπρότερους γαλαξίεςπουγνωρίζουμε.ησυνολικήαπόλυτηλαμπρότητα, L B,τουσμήνουςτηςΚόμηςστομπλεφίλτρο έχειυπολογιστείότιείναι L B L B,.ΟΓαλαξίαςμαςέχειστομπλεφίλτροαπόλυτηλαμπρότητα L B,MW περίπουίσημε L B,.ΕπομένωςηαπόλυτηλαμπρότητατουσμήνουςτηςΚόμηςστομπλε φίλτρο είναι περίπου 400 φορές μεγαλύτερη από τη φωτεινότητα του Γαλαξία μας. Σημειώνουμε ότι όπως σε ένα γαλαξία το μεγαλύτερο ποσοστό της ορατής ακτινοβολίας του προέρχεται από λίγα λαμπρά αστέρια, έτσι και στα γαλαξιακά σμήνη το μεγαλύτερο ποσοστό της ορατής ακτινοβολίας τους προέρχεται από ένα σχετικά μικρό αριθμό λαμπρών γαλαξιών.

16 156 Γαλαξιακή και εξωγαλαξιακή αστροφυσική Η μάζα των γαλαξιακών σμηνών Η μάζα των γαλαξιακών σμηνών μπορεί να υπολογιστεί με χρήση του θεωρήματος virial και της διασποράς των ακτινικών ταχυτήτων των γαλαξιών. Η διαδικασία είναι απολύτως ίδια με τη διαδικασία που περιγράψαμε στο εδάφιο με τη διαφορά πως η συλλογή αντικειμένων που χειριζόμαστε τώρα, δεν είναι αστέρια αλλά γαλαξίες. Ως παράδειγμα θα υπολογίσουμε τη μάζα του γαλαξιακού σμήνους της Κόμης. Για να χρησιμοποιήσουμε τη σχέση 3.17 πρέπει να έχουμε παρατηρησιακά δεδομένα για τις ακτινικές ταχύτητες των γαλαξιών του σμήνους. Για τους 100 λαμπρότερους γαλαξίες του σμήνους οι παρατηρήσεις δίνουν ότι η διασπορά των ακτινικώντουςταχυτήτωνείναι σ v = 880 km/s. Επίσης,ηακτίναμέσαστηνοποίαπερικλείεταιημισή φωτεινότητατουσμήνουςείναι r h = 1.5 Mpc. Θεωρώντας,όπωςκάναμεκαιστοεδάφιο3.5.2,ότιηr h ισούται με την ακτίνα μέσα στην οποία περικλείεται η μισή μάζα του σμήνους, μπορούμε να εφαρμόσουμε τησχέση3.17.ηαριθμητικήαντικατάστασηδίνειότιημάζατουσμήνουςείναι M M. Απότοαποτέλεσμααυτόπροκύπτειότιολόγοςμάζαςπροςφωτεινότητατουσμήνουςείναι M/L B 250M /L B,. Αυτήητιμήτου M/L B είναισχεδόνκατάέναπαράγοντα10μεγαλύτερηαπότιςτυπικές τιμές M/L των γαλαξιών προγενέστερων τύπων(βλέπε και εδάφιο 3.5.2). Οπως αναφέραμε στο εδάφιο , ήδη από το 1933 ο Fritz Zwicky κάνοντας τον υπολογισμό που παρουσιάσαμε εδώ, είχε επισημάνει το πρόβλημα, ότι δηλαδή στο σμήνος της Κόμης το ποσοστό της μάζας που μπορούμε να ανιχνεύσουμε μέσωτηςακτινοβολίαςτηςείναιμόνοτο 1/250 = 0.4%τηςολικήςμάζαςτουσμήνους. Ωςλύσηστην αντίφαση που δημιουργούσε το αποτέλεσμα αυτό, ο Zwicky εισήγαγε την έννοια της σκοτεινής ύλης. Η ιδέα αυτή αγνοήθηκε πλήρως όταν διατυπώθηκε και γενικά βρισκόταν στην αφάνεια μέχρι τα μέσα της δεκαετίας του Σήμερα γνωρίζουμε ότι η σύλληψη του Zwicky ήταν σωστή. Στα εδάφια και θα δούμε εναλλακτικές μεθόδους μελέτης της μάζας των γαλαξιακών σμηνών που οδηγούν στα ίδια συμπεράσματα με αυτά που καταλήξαμε εδώ, ότι δηλαδή το μεγαλύτερο μέρος της μάζας των γαλαξιακών σμηνών πρέπει να αποτελείται από σκοτεινή ύλη Η σχέση μορφολογίας-πυκνότητας των γαλαξιών Αν συγκρίνουμε τα ποσοστά των μορφολογιών σε ένα δείγμα γαλαξιών που βρίσκονται σε κάποιο σμήνος και τα αντίστοιχα ποσοστά σε πληθυσμούς μεμονωμένων γαλαξιών(δηλαδή γαλαξιών που δεν ανήκουν σε κάποιο σμήνος) θα δούμε ότι υπάρχουν σημαντικές διαφορές. Πιο συγκεκριμένα, περίπου το 70% των μεμονωμένων γαλαξιών είναι σπειροειδείς. Αντιθέτως στα σμήνη έχουμε αριθμητική κυριαρχία, ιδίως στις κεντρικές τους περιοχές, των γαλαξιών προγενέστερων τύπων. Επίσης το ποσοστό των σπειροειδών γαλαξιών ενός σμήνους εξαρτάται από την απόσταση, r, από το κέντρο του σμήνους και αυξάνει για μεγάλα r. Φαίνεται ότι η αριθμητική πυκνότητα των γαλαξιών σε μια περιοχή επηρεάζει τη συχνότητα εμφάνισης των διαφόρων γαλαξιακών μορφολογιών. Στο σχήμα 6.9 δίνονται τα αποτελέσματα μιας συστηματικής έρευνας που έγινε με δεδομένα από το Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Οι γαλαξίες χωρίστηκαν μορφολογικά σε 4 κατηγορίες: ελλειπτικούς(earlytype στο σχήμα), φακοειδείς(intermediate-type στο σχήμα), προγενέστερους(sa) και μεταγενέστερους (Sc) σπειροειδείς(early disk και Late disk, αντίστοιχα στο σχήμα). Η αριστερή εικόνα του σχήματος 6.9 δείχνει τα ποσοστά των γαλαξιών διαφόρων τύπων συναρτήσει της τοπικής αριθμητικής πυκνότητας γαλαξιών. Φαίνεται καθαρά να υπάρχει μια εξάρτηση, ειδικά ανάμεσα στο ποσοστό των σπειροειδών Sc με την τοπική αριθμητική πυκνότητα: σε περιοχές που αυτή είναι μεγάλη, οι γαλαξίες Sc δεν αποτελούν ούτετο10%τωνγαλαξιών,ενώτοποσοστότουςανεβαίνειστο30%σεπεριοχέςμεχαμηλήαριθμητική πυκνότητα. Συνολικά, το ποσοστό των σπειροειδών μειώνεται από 65% στο δείγμα μεμονωμένων γαλαξιών σε περίπου 35% στο δείγμα γαλαξιών που ανήκουν σε σμήνη. Σε αντίθεση, τα ποσοστά των ελλειπτικών και φακοειδών γαλαξιών αυξάνουν με την αριθμητική πυκνότητα των γαλαξιών(η αύξηση είναι πιο έντονη στους ελλειπτικούς).

17 Κεφάλαιο 6. Δομές μεγάλης κλίμακας 157 Σχήμα 6.9 Αριστερά: Ποσοστά των γαλαξιακών μορφολογιών(κατακόρυφος άξονας) συναρτήσει της τοπικής αριθμητικής πυκνότητας γαλαξιών(οριζόντιος άξονας). Δεξιά: Ποσοστά των γαλαξιακών μορφολογιών(κατακόρυφος άξονας) συναρτήσει της κανονικοποιημένης απόστασής τους από το κέντρο του κοντινότερου σμήνους. Μορφολογικά, οι γαλαξίες έχουν χωριστεί σε 4 κατηγορίες: οι Early-type περιέχουν ελλειπτικούς, οι Intermediate-type φακοειδείς, οι Early disc σπειροειδείς Sa και οι Late disc σπειροειδείς Sc. Και στα δύο διαγράμματα κάθε καμπύλη αντιστοιχεί, ανάλογα με το χρώμα της, σε κάποια από τις κατηγορίες αυτές. Στο πάνω μέρος κάθε εικόνας τα ιστογράμματα δίνουν τον ολικό αριθμό των γαλαξιών συναρτήσει της ποσότητας του οριζόντιου άξονα κάθε διαγράμματος. Προέλευση εικόνας: T. Goto, et al. 2003, MNRAS, 346, 601. Στη δεξιά εικόνα του σχήματος 6.9 τα ποσοστά των γαλαξιακών μορφολογιών δίνονται συναρτήσει των αποστάσεων τους από το κέντρο του κοντινότερου σμήνους(προφανώς για όσους ανήκουν σε σμήνος ο υπολογισμός γίνεται με βάση την ακτίνα του σμήνους τους). Υπάρχει μια έντονη εξάρτηση των ποσοστών των ελλειπτικών και σπειροειδών γαλαξιών με την απόσταση r. Οι σπειροειδείς τύπου Sc αποτελούν μόνο το 5% των γαλαξιών στις κεντρικές περιοχές των σμηνών ενώ αντιθέτως τα ποσοστά των ελλειπτικών και φακοειδών αυξάνουν σημαντικά όσο πηγαίνουμε προς το κέντρο του σμήνους. Μια πιθανή ερμηνεία των παρατηρήσεων είναι ότι τουλάχιστο εν μέρει μπορεί να οφείλονται σε δυναμικές αλληλεπιδράσεις μεταξύ των γαλαξιών οι οποίες μπορεί να οδηγήσουν και σε συγχωνεύσεις(βλέπε και τη συζήτηση στα εδάφια και ). Δεν μπορεί να αποκλειστεί πάντως και η πιθανότητα η αλληλεπίδραση των γαλαξιών με το μεσογαλαξιακό αέριο(βλέπε εδάφιο 6.6.1) να παίζει κάποιο ρόλο. 6.6 Εκπομπή στις ακτίνες Χ Θερμό μεσογαλαξιακό αέριο Τα σμήνη γαλαξιών εκπέμπουν ακτινοβολία Χ η οποία ανιχνεύεται από διαστημικά τηλεσκόπια. Ενα παράδειγμα φαίνεται στο σχήμα 6.10 όπου αριστερά έχουμε την οπτική εικόνα του γαλαξιακού σμήνους της Κόμης και δεξιά την εικόνα της ακτινοβολίας Χ από το σμήνος όπως καταγράφτηκε από το διαστημικό τηλεσκόπιο ΧΜΜ. Άλλα παραδείγματα εκπομπής γαλαξιακών σμηνών στις ακτίνες Χ εμφανίζονται στην ταινία 6.2(είναι διαθέσιμη στο η οποία προέκυψε από παρατηρήσεις του τηλεσκοπίου Chandra. Γενικά η εκπομπή στις ακτίνες Χ από τα σμήνη γαλαξιών έχει δύο συνιστώσες:

18 158 Γαλαξιακή και εξωγαλαξιακή αστροφυσική Την εκπομπή από τους διάφορους γαλαξίες που αποτελούν το σμήνος. Την εκπομπή από θερμό αέριο που βρίσκεται ανάμεσα στους γαλαξίες. Οπως στην περίπτωση ενός γαλαξία μιλούσαμε για το μεσοαστρικό υλικό, δηλαδή το υλικό που υπάρχει ανάμεσα στα αστέρια του γαλαξία, έτσι και στην περίπτωση ενός γαλαξιακού σμήνους μιλάμε για μεσογαλαξιακό υλικό που υπάρχει ανάμεσα στους γαλαξίες του σμήνους. Σχηματικά οι δύο συνιστώσες της εκπομπής των γαλαξιακών σμηνών στις ακτίνες Χ παρουσιάζονται στην ταινία 6.3 η οποία είναι διαθέσιμη στο Οπως φαίνεται στο σχήμα 6.10 η εκπομπή στις ακτίνες Χ είναι χωρικά εκτεταμένη πράγμα που σημαίνει ότι ένα σημαντικό ποσοστό του όγκου του γαλαξιακού σμήνους είναι γεμάτο από θερμό αέριο. Φαίνεται, επίσης, ότι το μεσογαλαξιακό αέριο συνεισφέρει σημαντικά περισσότερο στην ολική ακτινοβολία Χ του σμήνους σε σχέση με τη συνεισφορά των γαλαξιών. Το φάσμα της εκπομπής του θερμού αερίου δείχνει ότι είναι οπτικά λεπτή θερμική ακτινοβολία πέδης. Κατά το μηχανισμό αυτό έχουμε εκπομπή φωτονίων από την επιτάχυνση ελεύθερων ηλεκτρονίων που αλληλεπιδρούνμεπρωτόνιακαιάλλαθετικάιόνταμέσωδυνάμεων Coulomb. Ηεκπεμπτικότητα ǫ ν της ακτινοβολίας πέδης δίνεται από τη σχέση: ǫ ν = 32πZ2 e 6 n e n i 2π 3m e c 3 e hν/kt g ff (T,ν) (6.21) 3kTm e όπου eκαι m e είναιτοφορτίοκαιημάζατουηλεκτρονίου, n e και n i οιαριθμητικέςπυκνότητεςτων ηλεκτρονίωνκαιτωνιόντων, Zτοφορτίοτωνιόντων, kησταθεράτου Boltzmann, cηταχύτητατου φωτός, Tηθερμοκρασία, hησταθεράτου Planckκαι g ff οπαράγων Gaunt.Μεαπλάλόγια,ηεκπομπή στις ακτίνες Χ από το θερμό αέριο είναι: (α) ανάλογη του τετραγώνου της αριθμητικής πυκνότητας των ηλεκτρονίων(υποθέτονταςn e = n i ),(β)ανάλογητουπάχουςτουσμήνουςκατάτηδιεύθυνσηπαρατήρησης (αφού πρόκειται για οπτικά λεπτή εκπομπή) και(γ) εξαρτάται επίσης από τη θερμοκρασία και τη συχνότητα παρατήρησης. Στην πράξη το φάσμα είναι σχεδόν επίπεδο για hν kt και μειώνεται εκθετικά για hν kt.ηανάλυσητηςεκπομπήςστιςακτίνεςχέχειδώσειότιηθερμοκρασίατουαερίουσταμεγάλα σμήνηγαλαξιώνείναιπερίπου Κ.Σημειώνουμεεπίσηςότιτοφάσματουμεσογαλαξιακού αερίου παρουσιάζει και γραμμές εκπομπής κυρίως του υψηλά ιονισμένου σιδήρου. Το ολικό ποσό της ενέργειας που εκπέμπεται ως συνεχής ακτινοβολία στις ακτίνες Χ ανά δευτερόλεπτο καιανάμονάδαόγκουβρίσκεταιανολοκληρώσουμετην ǫ ν σεόλεςτιςσυχνότητες. Γιαθερμικόπλάσμα με αφθονίες στοιχείων ίδιες με αυτές του Ηλιου βρίσκουμε: ǫ = 0 ǫ ν dν T 1/2 n 2 e (6.22) Οι παρατηρήσεις δίνουν ότι η χαρακτηριστική απόλυτη λαμπρότητα των γαλαξιακών σμηνών στις ακτίνες Χείναι L X erg/s Υπολογισμός της μάζας του μεσογαλαξιακού αερίου Η σχέση 6.22 μπορεί να χρησιμοποιηθεί για τον υπολογισμό της μάζας του μεσογαλαξιακού αερίου των σμηνών γαλαξιών. Ως παράδειγμα, θα κάνουμε τον υπολογισμό για τη μάζα του θερμού αερίου του γαλαξιακού σμήνους της Κόμης. Για απλοποίηση της διαδικασίας υποθέτουμε ότι το σμήνος είναι μία ισόθερμη σφαίρα η οποία αποτελείται αποκλειστικά από θερμό ιονισμένο αέριο υδρογόνου. Η δεξιά εικόνα του σχήματος 6.10 δείχνει ότι η πιο έντονη εκπομπή προέρχεται από την κεντρική περιοχή του σμήνους και έτσι θεωρούμεότιηακτίνατηςισόθερμηςσφαίραςμαςείναι R = 1.5 Mpc(πουείναιτομισότηςπραγματικής

19 Κεφάλαιο 6. Δομές μεγάλης κλίμακας 159 Σχήμα 6.10 Το σμήνος γαλαξιών της Κόμης. Αριστερά, εικόνα παρμένη από ο- πτική παρατήρηση και δεξιά εικόνα στις ακτίνες Χ παρμένη από το διαστημικό τηλεσκόπιο ΧΜΜ. Προέλευση αριστερής εικόνας: O. Lopez-Cruz, I. Shelton (NOAO/AURA/NSF) ( gallery/html/im0549.html). Προέλευση δεξιάς εικόνας: ESA/XMM- Newton ( ακτίνας του σμήνους). Η θερμοκρασία του αερίου μπορεί να υπολογιστεί από το φάσμα του αερίου στις ακτίνεςχ.ησύγκρισητουφάσματοςμετησχέση6.21δίνειγιατηθερμοκρασία T = Κ. Ηαπόλυτηλαμπρότητα L X τηςσφαίραςτουθερμούαερίουείναι: L X = 4 3 πr3 ǫ (6.23) Μεχρήσητης6.23καιτης6.22παίρνουμεγιατηναριθμητικήπυκνότητα n e τωνηλεκτρονίωντουαερίου: [ ] 3L 1/2 X n e = 4πR 3 T 1/2 ( (6.24) ) ΓιατοσμήνοςτηςΚόμης L X = erg/sκαιεπομένωςαπότηναριθμητικήαντικατάστασηστην εξίσωση6.24προκύπτειότι n e = cm 3. Δηλαδήτοθερμόμεσογαλαξιακόαέριοείναιμερικά εκατομμύρια φορές αραιότερο από τα γιγάντια μοριακά σύννεφα του Γαλαξία μας. Για πλήρως ιονισμένο υδρογόνο έχουμε ένα πρωτόνιο για κάθε ηλεκτρόνιο και άρα η ολική μάζα του αερίου είναι: M gas = 4 3 πr3 n e m H = M (6.25) Πιο λεπτομερειακοί υπολογισμοί(με τους οποίους αποφεύγονται ορισμένες από τις προσεγγίσεις που κάναμε)δίνουνότιημάζατουθερμούμεσογαλαξιακούαερίουτουσμήνουςτηςκόμηςείναι M. Τώρα μπορούμε να συγκρίνουμε τη μάζα του θερμού μεσογαλαξιακού αερίου με τη μάζα των αστεριών των γαλαξιών. Ο λόγος της μάζας προς τη φωτεινότητα των αστεριών του λεπτού δίσκου και του εξογκώματοςτουγαλαξίαμαςείναι M/L 3M /L.ΕπίσηςηφωτεινότητατουσμήνουςτηςΚόμηςσταοπτικά μήκηκύματοςείναι L V = L. Θεωρώνταςότιολόγοςμάζαςπροςφωτεινότηταστουςγαλαξίες τηςκόμηςείναιίδιοςμετοναντίστοιχολόγοστογαλαξίαμας 4 παίρνουμεότιημάζατωναστεριώνπου 4 Προφανώςπρόκειταιγιαεξαιρετικάχοντρικήπροσέγγιση.

20 160 Γαλαξιακή και εξωγαλαξιακή αστροφυσική εκπέμπουνορατήακτινοβολίαστοσμήνοςτηςκόμηςείναιπερίπου M. Οι υπολογισμοί μας έδειξαν ότι στο σμήνος της Κόμης η μάζα του θερμού μεσογαλαξιακού αερίου είναι 7 φορές μεγαλύτερη από τη μάζα που περιέχουν τα αστέρια των γαλαξιών. Παρόλα αυτά το άθροισμα της μάζας του αερίου και των αστεριών υπολείπεται σημαντικά της ολικής μάζας του σμήνους όπως υπολογίστηκε στο εδάφιο Ετσι επιβεβαιώνεται με μία διαφορετική μεθοδολογία η κυριαρχία της σκοτεινής ύλης στο ισοζύγιο μάζας του σμήνους. 6.7 Τα σμήνη γαλαξιών ως βαρυτικοί φακοί Μεγέθυνση και παραμόρφωση Στο εδάφιο εξετάσαμε συνοπτικά το φαινόμενο των βαρυτικών φακών στα πλαίσια της συζήτησηςγιατουςτρόπουςμετουςοποίουςθαμπορούσεναανιχνευτείσκοτεινήύληστογαλαξίαμας. Οι βαρυτικοί φακοί έχουν σημαντικές εφαρμογές και στη μελέτη εξωγαλαξιακών αντικειμένων. Για να εκτιμήσουμε καλύτερα τις διαγνωστικές δυνατότητες που μάς παρέχουν στη μελέτη των γαλαξιακών σμηνών, θα συζητήσουμε κατ αρχή ορισμένες ιδιότητες των βαρυτικών φακών που χρησιμοποιούνται για το σκοπό αυτό. Η σχέση 2.92 υποδηλώνει ότι τουλάχιστο μία από τις εικόνες που σχηματίζονται από το βαρυτικό φακό θα είναι μεγεθυνμένη. Για να το καταλάβουμε αυτό, ανατρέχουμε στο σχήμα 6.11 όπου η επιφάνεια που περικλείεται από δύο μικρά, κοντινά τόξα αντιστοιχεί στην εικόνα εκτεταμένης πηγής όπως θα την παρατηρούσαμε πριν(αριστερά) και μετά(δεξιά) την παρεμβολή βαρυτικού φακού ανάμεσα στην πηγή καιεμάς. Στηνπρώτηπερίπτωσητοεμβαδόντηςεπιφάνειαςείναι da = β φ βενώστηδεύτερηείναι da = θ φ θ.επειδήηεπιφανειακήλαμπρότητατηςεικόναςπρέπειναείναιίδιακαιστιςδύοπεριπτώσεις (βλέπε εδάφια και 6.1.3) προκύπτει ότι η μεγέθυνση µ που προκαλεί ο βαρυτικός φακός είναι απλά το πηλίκον των δύο επιφανειών: Οόρος dθ/dβμπορείναυπολογιστείαπότησχέση2.92καιείναι: πράγμα που σημαίνει ότι η μεγέθυνση είναι: µ = θ φ θ β φ β = θ θ β β = θ dθ β dβ (6.26) dθ dβ = 1 1± 2 β (6.27) 4θE 2 +β2 [ ] µ = 1 β 4 (4θE 2 +β2 ) 1/2 + (4θ2 E +β2 ) 1/2 ±2 β (6.28) Η μεγέθυνση προκύπτει γιατί παραμορφώνεται η στερεά γωνία μέσα στην οποία περιέχεται η ακτινοβολία της πηγής που φτάνει σε μας. Επομένως και το παρατηρούμενο σχήμα της πηγής θα παραμορφώνεται. Μέχρι τώρα θεωρήσαμε για απλοποίηση ότι ο βαρυτικός φακός είναι υλικό σημείο. Αυτό βέβαια δεν είναι καλή προσέγγιση όταν ρόλο φακού παίζει ένας γαλαξίας ή ένα σμήνος γαλαξιών. Στις περιπτώσεις αυτές θεωρούμε ότι ο εκτεταμένος φακός είναι το άθροισμα πολλών σημειακών φακών, καθένας από τους οποίους εκτρέπει τις φωτεινές ακτίνες σύμφωνα με τη σχέση Η ολική εκτροπή θα προκύπτει από την επαλληλία των εκτροπών από τους σημειακούς φακούς που θεωρήσαμε. Στη γενική περίπτωση ο υπολογισμός δεν μπορεί να γίνει αναλυτικά. Ομως αν θεωρήσουμε ότι η κατανομή μάζας του φακού είναι

Ερευνητική Εργασία με θέμα: «Ερευνώντας τα χρονικά μυστικά του Σύμπαντος»

Ερευνητική Εργασία με θέμα: «Ερευνώντας τα χρονικά μυστικά του Σύμπαντος» Ερευνητική Εργασία με θέμα: «Ερευνώντας τα χρονικά μυστικά του Σύμπαντος» Σωτήρης Τσαντίλας (PhD, MSc), Μαθηματικός Αστροφυσικός Σύντομη περιγραφή: Χρησιμοποιώντας δεδομένα από το διαστημικό τηλεσκόπιο

Διαβάστε περισσότερα

Η πρόβλεψη της ύπαρξης και η έµµεση παρατήρηση των µελανών οπών θεωρείται ότι είναι ένα από τα πιο σύγχρονα επιτεύγµατα της Κοσµολογίας.

Η πρόβλεψη της ύπαρξης και η έµµεση παρατήρηση των µελανών οπών θεωρείται ότι είναι ένα από τα πιο σύγχρονα επιτεύγµατα της Κοσµολογίας. Η πρόβλεψη της ύπαρξης και η έµµεση παρατήρηση των µελανών οπών θεωρείται ότι είναι ένα από τα πιο σύγχρονα επιτεύγµατα της Κοσµολογίας. Παρ' όλα αυτά, πρώτος ο γάλλος µαθηµατικός Λαπλάςτο 1796 ανέφερε

Διαβάστε περισσότερα

What is a galaxy? A large group of stars outside of our own Milky Way Made of billions to trillions of stars

What is a galaxy? A large group of stars outside of our own Milky Way Made of billions to trillions of stars What is a galaxy? A large group of stars outside of our own Milky Way Made of billions to trillions of stars Also may have gas and dust Spiral, or elliptical, or irregular shaped Η ΤΑΞΙΝΟΜΗΣΗ ΤΩΝ ΓΑΛΑΞΙΩΝ

Διαβάστε περισσότερα

Αστρικά Συστήματα και Γαλαξίες

Αστρικά Συστήματα και Γαλαξίες Αστρικά Συστήματα και Γαλαξίες Κοσμάς Γαζέας Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών Αστρικά Σμήνη Οι ομάδες των αστέρων Κοσμάς Γαζέας Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών Αστρικά σμήνη Είναι

Διαβάστε περισσότερα

βαρυτικά συστήματα αστέρων, γαλαξιακών αερίων, αστρικής σκοτεινής ύλης. Η ετυμολογία της λέξης αναφέρεται στον δικό μας

βαρυτικά συστήματα αστέρων, γαλαξιακών αερίων, αστρικής σκοτεινής ύλης. Η ετυμολογία της λέξης αναφέρεται στον δικό μας Οι γαλαξίες αποτελούν τεράστια βαρυτικά συστήματα αστέρων, γαλαξιακών αερίων, αστρικής σκόνης και (πιθανώς) αόρατης σκοτεινής ύλης. Η ετυμολογία της λέξης προέρχεται από τα ελληνικά και σημαίνει άξονας

Διαβάστε περισσότερα

ΤΑ ΑΚΡΟΤΑΤΑ ΤΟΥ ΣΥΜΠΑΝΤΟΣ

ΤΑ ΑΚΡΟΤΑΤΑ ΤΟΥ ΣΥΜΠΑΝΤΟΣ ΤΑ ΑΚΡΟΤΑΤΑ ΤΟΥ ΣΥΜΠΑΝΤΟΣ Το λαμπρότερο αστέρι στον νυχτερινό ουρανό είναι ο Σείριος Α του αστερισμού του Μεγάλου Κυνός (a Canis Majoris) και αποτελεί μέρος διπλού συστήματος αστέρων. Απέχει από το ηλιακό

Διαβάστε περισσότερα

Δρ. Μανώλης Ξυλούρης, Φεβρουάριος 2004

Δρ. Μανώλης Ξυλούρης, Φεβρουάριος 2004 Αστρονομία στο Υπέρυθρο - Ένας Αθέατος Κόσμος Δρ. Μανώλης Ξυλούρης, Φεβρουάριος 2004 ΙΝΣΤΙΤΟΥΤΟ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑΣ ΚΑΙ ΑΣΤΡΟΦΥΣΙΚΗΣ, ΕΑΑ ΠΕΡΙΕΧΟΜΕΝA 1. ΤΙ ΕΙΝΑΙ ΤΟ ΥΠΕΡΥΘΡΟ 2. ΤΡΟΠΟΙ ΠΑΡΑΤΗΡΗΣΗΣ 3. ΤΟ ΣΥΜΠΑΝ

Διαβάστε περισσότερα

Ινστιτούτο Αστρονομίας & Αστροφυσικής, ΕΑΑ

Ινστιτούτο Αστρονομίας & Αστροφυσικής, ΕΑΑ Παιχνίδια Προοπτικής στο Σύμπαν Ελένη Χατζηχρήστου Ινστιτούτο Αστρονομίας & Αστροφυσικής, ΕΑΑ Όταν δυο ουράνια αντικείμενα βρίσκονται στην ίδια περίπου οπτική γωνία αν και σε πολύ διαφορετικές αποστάσεις

Διαβάστε περισσότερα

Εργαστήριο 2008. Yπολογισμός της ταχύτητα διαστολής του Σύμπαντος, της ηλικίας του καθώς και της απόστασης μερικών κοντινών γαλαξιών.

Εργαστήριο 2008. Yπολογισμός της ταχύτητα διαστολής του Σύμπαντος, της ηλικίας του καθώς και της απόστασης μερικών κοντινών γαλαξιών. Υπολογισμός σταθεράς Hubble Εργαστήριο 2008 Yπολογισμός της ταχύτητα διαστολής του Σύμπαντος, της ηλικίας του καθώς και της απόστασης μερικών κοντινών γαλαξιών. Εισαγωγή Το 1929, ο Edwin Hubble (με βάση

Διαβάστε περισσότερα

Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών. Κοσμάς Γαζέας

Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών. Κοσμάς Γαζέας Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών Κοσμάς Γαζέας Η γέννηση της Αστροφυσικής Οι αστρονόμοι μελετούν τα ουράνια σώματα βασισμένοι στο φως, που λαμβάνουν από αυτά. Στα πρώτα χρόνια των παρατηρήσεων,

Διαβάστε περισσότερα

ΟΙ ΚΙΝΗΣΕΙΣ ΤΗΣ ΓΗΣ. www.meteo.gr - 1 -

ΟΙ ΚΙΝΗΣΕΙΣ ΤΗΣ ΓΗΣ. www.meteo.gr - 1 - ΟΙ ΚΙΝΗΣΕΙΣ ΤΗΣ ΓΗΣ H Γη είναι ένας πλανήτης από τους οκτώ συνολικά του ηλιακού μας συστήματος, το οποίο αποτελεί ένα από τα εκατοντάδες δισεκατομμύρια αστρικά συστήματα του Γαλαξία μας, ο οποίος με την

Διαβάστε περισσότερα

Μ αρέσει να κοιτάω ψηλά. Αλλά τι είναι αυτό που βλέπω;;

Μ αρέσει να κοιτάω ψηλά. Αλλά τι είναι αυτό που βλέπω;; Μ αρέσει να κοιτάω ψηλά Αλλά τι είναι αυτό που βλέπω;; Ο ουρανός από πάνω μας : Η ανάλυση Όποιος έχει βρεθεί μακριά από τα φώτα της πόλης κοιτώντας τον νυχτερινό ουρανό αισθάνεται δέος μπροστά στο θέαμα

Διαβάστε περισσότερα

Β. ΘΕΜΑΤΑ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑΣ

Β. ΘΕΜΑΤΑ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑΣ Α. Μια σύντοµη περιγραφή της εργασίας που εκπονήσατε στο πλαίσιο του µαθήµατος της Αστρονοµίας. Β. ΘΕΜΑΤΑ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑΣ Για να απαντήσεις στις ερωτήσεις που ακολουθούν αρκεί να επιλέξεις την ή τις σωστές

Διαβάστε περισσότερα

Λύσεις: Τελική Εξέταση 28 Αυγούστου 2015

Λύσεις: Τελική Εξέταση 28 Αυγούστου 2015 Φ230: Αστροφυσική Ι Λύσεις: Τελική Εξέταση 28 Αυγούστου 2015 1. Ο Σείριος Α, έχει φαινόμενο οπτικό μέγεθος mv - 1.47 και ακτίνα R1.7𝑅 και αποτελεί το κύριο αστέρι ενός διπλού συστήματος σε απόσταση 8.6

Διαβάστε περισσότερα

ΚΟΣΜΟΛΟΓΙΑ ΚΟΣΜΟΛΟΓΙΑ είναι ο τομέας τις ϕυσικής που προσπαθεί να εξηγήσει την γένεση και την εξέλιξη του σύμπαντος χρησιμοποιώντας παρατηρήσεις και τ

ΚΟΣΜΟΛΟΓΙΑ ΚΟΣΜΟΛΟΓΙΑ είναι ο τομέας τις ϕυσικής που προσπαθεί να εξηγήσει την γένεση και την εξέλιξη του σύμπαντος χρησιμοποιώντας παρατηρήσεις και τ ΗΡΑΚΛΕΙΟ, 10 Οκτωβρίου, 2017 ΚΟΣΜΟΛΟΓΙΑ ΓΙΑ ΑΡΧΑΡΙΟΥΣ Πανεπιστήμιο Κρήτης 1- ΚΟΣΜΟΛΟΓΙΑ ΚΟΣΜΟΛΟΓΙΑ είναι ο τομέας τις ϕυσικής που προσπαθεί να εξηγήσει την γένεση και την εξέλιξη του σύμπαντος χρησιμοποιώντας

Διαβάστε περισσότερα

Αστροφυσική ΙΙ Tεστ II- 16 Ιανουαρίου 2009

Αστροφυσική ΙΙ Tεστ II- 16 Ιανουαρίου 2009 Αστροφυσική ΙΙ Tεστ II- 16 Ιανουαρίου 2009 1. Μία περιοχή στο μεσοαστρικό χώρο με ερυθρωπή απόχρωση είναι a. Ο ψυχρός πυρήνας ενός μοριακού νέφους b. Μία περιοχή θερμού ιονισμένου αερίου c. Μία περιοχή

Διαβάστε περισσότερα

d = 10(m-M+5)/5 pc. (m-m distance modulus)

d = 10(m-M+5)/5 pc. (m-m distance modulus) Παρατηρησιακά χαρακτηριστικά αστέρων Α. Πόσο μακρυά βρίσκονται τα αστέρια; Μέση απόσταση Γης-'Ηλιου=1AU=149597870,7 km Απόσταση αστέρα: 206264 d= AU ή p'' d= 1 pc, p' ' όπου p είναι η παράλλαξη του αστέρα

Διαβάστε περισσότερα

ΑΣΚΗΣΗ 10. Η σταθερά του Hubble: µέτρηση αποστάσεων γαλαξιών

ΑΣΚΗΣΗ 10. Η σταθερά του Hubble: µέτρηση αποστάσεων γαλαξιών ΑΣΚΗΣΗ 10 Η σταθερά του Hubble: µέτρηση αποστάσεων γαλαξιών Περιεχόµενα Κηφείδες Ερυθρά µετατόπιση Φάσµατα γαλαξιών Σκοπός της άσκησης Η µέτρηση της ερυθρής µετατόπισης των γαλαξιών είναι η βασική µέθοδος

Διαβάστε περισσότερα

ΘΑΥΜΑΤΑ ΚΑΙ ΜΥΣΤΗΡΙΑ ΤΟΥ ΣΥΜΠΑΝΤΟΣ

ΘΑΥΜΑΤΑ ΚΑΙ ΜΥΣΤΗΡΙΑ ΤΟΥ ΣΥΜΠΑΝΤΟΣ ΘΑΥΜΑΤΑ ΚΑΙ ΜΥΣΤΗΡΙΑ ΤΟΥ ΣΥΜΠΑΝΤΟΣ Μέλη ομάδας Οικονόμου Γιώργος Οικονόμου Στέργος Πιπέρης Γιάννης Χατζαντώνης Μανώλης Χαυλή Αθηνά Επιβλέπων Καθηγητής Βασίλειος Βαρσάμης Στόχοι: Να μάθουμε τα είδη των

Διαβάστε περισσότερα

ΤΟ ΑΧΑΝΕΣ ΣΥΜΠΑΝ. Απόσταση 0 1 1.52 5.2 9.54 30 55 50,000 267,000 Κλιμακούμενη 10 cm 1 mm 16.3 m 56 m 102 m 321 m 600 m 540 km 3,000 km

ΤΟ ΑΧΑΝΕΣ ΣΥΜΠΑΝ. Απόσταση 0 1 1.52 5.2 9.54 30 55 50,000 267,000 Κλιμακούμενη 10 cm 1 mm 16.3 m 56 m 102 m 321 m 600 m 540 km 3,000 km ΤΟ ΑΧΑΝΕΣ ΣΥΜΠΑΝ Αν υποθέσουμε ότι ο Ήλιος αναπαριστάται με σφαίρα (μεγέθους) διαμέτρου 10 cm, τότε η Γη τοποθετείται περίπου 11 μέτρα μακριά και έχει μέγεθος μόλις 1 mm (χιλιοστό). Ο Ερμής και η Αφροδίτη

Διαβάστε περισσότερα

1 Μονάδες - Τυπικά μεγέθη. 2 Η Διαστολή και η Ηλικία του Σύμπαντος ΚΟΣΜΟΓΡΑΦΙΑ. 2.1 Ο νόμος του Hubble. Διδάσκων: Θεόδωρος Ν.

1 Μονάδες - Τυπικά μεγέθη. 2 Η Διαστολή και η Ηλικία του Σύμπαντος ΚΟΣΜΟΓΡΑΦΙΑ. 2.1 Ο νόμος του Hubble. Διδάσκων: Θεόδωρος Ν. ΚΟΣΜΟΓΡΑΦΙΑ Διδάσκων: Θεόδωρος Ν. Τομαράς Α. ΤΑ ΧΑΡΑΚΤΗΡΙΣΤΙΚΑ ΤΟΥ ΣΥΜΠΑΝΤΟΣ 1 Μονάδες - Τυπικά μεγέθη 1 light year = 0.951 10 16 m 1 AU = 1.50 10 11 m 1 = 4.85 10 6 rad 1pc 1 parsec 1AU/(1 in rad) = 3.1

Διαβάστε περισσότερα

ΟΜΙΛΟΣ ΜΑΘΗΜΑΤΙΚΩΝ ΚΑΙ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑΣ 1 ΠΡΟΤΥΠΟ ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΟ ΓΥΜΝΑΣΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ

ΟΜΙΛΟΣ ΜΑΘΗΜΑΤΙΚΩΝ ΚΑΙ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑΣ 1 ΠΡΟΤΥΠΟ ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΟ ΓΥΜΝΑΣΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ ΟΜΙΛΟΣ ΜΑΘΗΜΑΤΙΚΩΝ ΚΑΙ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑΣ 1 ΠΡΟΤΥΠΟ ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΟ ΓΥΜΝΑΣΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ Αστρονομία τι θα κάνουμε δηλαδή??? Ήλιος, 8 πλανήτες και πάνω από 100 δορυφόροι τους. Το πλανητικό μας σύστημα Οι πλανήτες

Διαβάστε περισσότερα

Κεφάλαιο 1: ΕΙΣΑΓΩΓΗ

Κεφάλαιο 1: ΕΙΣΑΓΩΓΗ ΑΠΑΝΤΗΣΕΙΣ ΣΤΙΣ ΕΡΩΤΗΣΕΙΣ 130 Κεφάλαιο 1: ΕΙΣΑΓΩΓΗ Α. Απαντήσεις στις ερωτήσεις πολλαπλής επιλογής 1. α, β 2. γ 3. ε 4. β, δ 5. γ 6. α, β, γ, ε Β. Απαντήσεις στις ερωτήσεις συµπλήρωσης κενού 1. η αρχαιότερη

Διαβάστε περισσότερα

Aναλαµπές ακτίνων -γ

Aναλαµπές ακτίνων -γ Aναλαµπές ακτίνων -γ Gamma Ray Bursts (GRB) Λουκάς Βλάχος 18/5/2004 1 Γενική παρατήρηση Η αστροφυσική διανύει αυτήν την εποχή τη δηµιουργικότερη περίοδο της ιστορίας της. Η πληθώρα των επίγειων αλλά και

Διαβάστε περισσότερα

Μέτρηση της παραμέτρου επιβράδυνσης q 0 με παρατηρήσεις υπερκαινοφανών τύπου Ιa.

Μέτρηση της παραμέτρου επιβράδυνσης q 0 με παρατηρήσεις υπερκαινοφανών τύπου Ιa. Μέτρηση της παραμέτρου επιβράδυνσης q 0, με παρατηρήσεις υπερκαινοφανών τύπου Ιa. Υπερκαινοφανείς Τύπου Ιa: Δεν εμφανίζουν γραμμές (απορρόφησης) Η. Εμφανίζουν ισχυρή γραμμή απορρόφησης πυριτίου στα 6150

Διαβάστε περισσότερα

ΑΣΤΡΙΚΑ ΣΜΗΝΗ Τα ρολόγια του σύμπαντος. Δρ Μάνος Δανέζης Επίκουρος Καθηγητής Αστροφυσικής Πανεπιστήμιο Αθηνών Τμήμα Φυσικής

ΑΣΤΡΙΚΑ ΣΜΗΝΗ Τα ρολόγια του σύμπαντος. Δρ Μάνος Δανέζης Επίκουρος Καθηγητής Αστροφυσικής Πανεπιστήμιο Αθηνών Τμήμα Φυσικής ΑΣΤΡΙΚΑ ΣΜΗΝΗ Τα ρολόγια του σύμπαντος Δρ Μάνος Δανέζης Επίκουρος Καθηγητής Αστροφυσικής Πανεπιστήμιο Αθηνών Τμήμα Φυσικής Αστρικό σμήνος είναι 1 ομάδα από άστρα που Καταλαμβάνουν σχετικά μικρό χώρο στο

Διαβάστε περισσότερα

Θεωρητική Εξέταση. 23 ος Πανελλήνιος Διαγωνισμός Αστρονομίας και Διαστημικής η φάση: «ΠΤΟΛΕΜΑΙΟΣ»

Θεωρητική Εξέταση. 23 ος Πανελλήνιος Διαγωνισμός Αστρονομίας και Διαστημικής η φάση: «ΠΤΟΛΕΜΑΙΟΣ» 23 ος Πανελλήνιος Διαγωνισμός Αστρονομίας και Διαστημικής 2018 4 η φάση: «ΠΤΟΛΕΜΑΙΟΣ» Θεωρητική Εξέταση 23 ος Πανελλήνιος Διαγωνισμός Αστρονομίας 2018 4 η φάση Θεωρητική Εξέταση 1 Παρακαλούμε, διαβάστε

Διαβάστε περισσότερα

dλ (7) l A = l B = l = λk B T

dλ (7) l A = l B = l = λk B T Αριστοτελειο Πανεπιστημιο Θεσσαλονικης ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ 2ο Σετ Ασκήσεων Αστρονομίας Author: Σταμάτης Βρετινάρης Supervisor: Νικόλαος Στεργιούλας Λουκάς Βλάχος November 0, 205 Άσκηση (α) Αν η μέση αριθμητική

Διαβάστε περισσότερα

αστερισμοί Φαινομενικά αμετάβλητοι σχηματισμοί αστέρων που παρατηρούμε στον ουρανό

αστερισμοί Φαινομενικά αμετάβλητοι σχηματισμοί αστέρων που παρατηρούμε στον ουρανό αστερισμοί Φαινομενικά αμετάβλητοι σχηματισμοί αστέρων που παρατηρούμε στον ουρανό Αστερισμός του χαμαιλέοντα Φυσικά χαρακτηριστικά αστέρων Λαμπρότητα Μέγεθος Θερμοκρασία-χρώμα Φασματικός τύπος Λαμπρότητα

Διαβάστε περισσότερα

"Στην αρχή το φως και η πρώτη ώρα που τα χείλη ακόμα στον πηλό δοκιμάζουν τα πράγματα του κόσμου." (Οδυσσέας Ελύτης)

Στην αρχή το φως και η πρώτη ώρα που τα χείλη ακόμα στον πηλό δοκιμάζουν τα πράγματα του κόσμου. (Οδυσσέας Ελύτης) "Στην αρχή το φως και η πρώτη ώρα που τα χείλη ακόμα στον πηλό δοκιμάζουν τα πράγματα του κόσμου." (Οδυσσέας Ελύτης) Το σύμπαν δεν υπήρχε από πάντα. Γεννήθηκε κάποτε στο παρελθόν. Τη στιγμή της γέννησης

Διαβάστε περισσότερα

Θεωρητική Εξέταση - Σύντοµες Ερωτήσεις

Θεωρητική Εξέταση - Σύντοµες Ερωτήσεις 1. Στο Εθνικό Αστεροσκοπείο της Βραζιλίας, που βρίσκεται στη πόλη Ρίο ντε Τζανέιρο ( 22 54ʹ S, 43 12ʹ W), υπάρχει ένα ηλιακό ρολόι πάνω από την πόρτα του θόλου που είναι εγκατεστηµένο το τηλεσκόπιο των

Διαβάστε περισσότερα

ΚΕΦΑΛΑΙΟ Ε Κ Τ Ο ΟΙ ΓΑΛΑΞΙΕΣ 6.1 Ο ΓΑΛΑΞΙΑΣ

ΚΕΦΑΛΑΙΟ Ε Κ Τ Ο ΟΙ ΓΑΛΑΞΙΕΣ 6.1 Ο ΓΑΛΑΞΙΑΣ ΚΕΦΑΛΑΙΟ ΕΚΤΟ 6 ΟΙ ΓΑΛΑΞΙΕΣ ΚΕΦΑΛΑΙΟ Ε Κ Τ Ο πλανηθούμε στους τεράστιους σχηματισμούς ύλης και ακτινοβολίας, γνωστούς ως γαλαξίες, που βρίσκονται σε ασύλληπτες αποστάσεις από μας. Οδηγός μας θα είναι τρία

Διαβάστε περισσότερα

Το Φως της Αστροφυσικής Αν. καθηγητής Στράτος Θεοδοσίου Πρόεδρος της Ένωσης Ελλήνων Φυσικών

Το Φως της Αστροφυσικής Αν. καθηγητής Στράτος Θεοδοσίου Πρόεδρος της Ένωσης Ελλήνων Φυσικών Το Φως της Αστροφυσικής Αν. καθηγητής Στράτος Θεοδοσίου Πρόεδρος της Ένωσης Ελλήνων Φυσικών Το φως που έρχεται από τα άστρα είναι σύνθετο και καλύπτει ολόκληρο το εύρος της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας.

Διαβάστε περισσότερα

Εισαγωγή στην Αστροφυσική

Εισαγωγή στην Αστροφυσική Εισαγωγή στην Αστροφυσική Ενότητα: Ασκήσεις Ξενοφών Μουσάς Τμήμα: Φυσικής Σελίδα 2 1. Ασκήσεις... 4 Σελίδα 3 1. Ασκήσεις Άσκηση 1 α. Τι είναι οι κηλίδες; β. Πώς δημιουργούνται; Αναπτύξτε την σχετική θεωρία

Διαβάστε περισσότερα

Ερωτήσεις Λυκείου 21 ου Πανελλήνιου Διαγωνισμού Αστρονομίας Διαστημικής 2016

Ερωτήσεις Λυκείου 21 ου Πανελλήνιου Διαγωνισμού Αστρονομίας Διαστημικής 2016 ΠΡΟΣΟΧΗ: Αυτό το έγγραφο ΔΕΝ θα το αποστείλετε ηλεκτρονικά (μέσω e-mail). Απλά το αναρτήσαμε για την δική σας διευκόλυνση. Μόλις βρείτε τις απαντήσεις που γνωρίζετε και τις σημειώσετε σ αυτό το έντυπο,

Διαβάστε περισσότερα

Εισαγωγή Οι µαύρες τρύπες είναι ουράνια σώµατα σαν όλα τα άλλα, όπως οι πλανήτες και ο ήλιος, τα οποία όµως διαφέρουν από αυτά σε µία µικρή αλλά θεµελ

Εισαγωγή Οι µαύρες τρύπες είναι ουράνια σώµατα σαν όλα τα άλλα, όπως οι πλανήτες και ο ήλιος, τα οποία όµως διαφέρουν από αυτά σε µία µικρή αλλά θεµελ ιαθεµατική Εργασία µε Θέµα: Οι Φυσικές Επιστήµες στην Καθηµερινή µας Ζωή Τµήµα: Β 2 Γυµνασίου Υπεύθυνος Καθηγητής: Παζούλης Παναγιώτης Συντακτική Οµάδα: Πάνου Μαρία, Πάνου Γεωργία 1 Εισαγωγή Οι µαύρες

Διαβάστε περισσότερα

Κοσμολογία. Η δημιουργία και η εξέλιξη του Σύμπαντος. Κοσμάς Γαζέας. Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών

Κοσμολογία. Η δημιουργία και η εξέλιξη του Σύμπαντος. Κοσμάς Γαζέας. Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών Κοσμολογία Η δημιουργία και η εξέλιξη του Σύμπαντος Κοσμάς Γαζέας Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών Οι σχετικές αποστάσεις στο Σύμπαν Hubble Deep Field Hubble Ultra Deep Field Το φαινόμενο

Διαβάστε περισσότερα

Τα παρατηρήσιμα μεγέθη των αστεριών (λαμπρότητα, L, επιφανειακή θερμοκρασία, T eff

Τα παρατηρήσιμα μεγέθη των αστεριών (λαμπρότητα, L, επιφανειακή θερμοκρασία, T eff ΚΥΡΙΑ ΑΚΟΛΟΥΘΙΑ: oνομάζουμε το σύνολο των θέσεων που καταλαμβάνουν τα αστέρια σε διάγραμμα Λαμπρότητας Θερμοκρασίας όταν καίνε Η στο εσωτερικό τους και παράγουν He. Τα παρατηρήσιμα μεγέθη των αστεριών

Διαβάστε περισσότερα

Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών. Κοσμάς Γαζέας

Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών. Κοσμάς Γαζέας Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών Κοσμάς Γαζέας Το Ηλιακό Σύστημα Το Ηλιακό Σύστημα αποτελείται κυρίως από τον Ήλιο και τους πλανήτες που περιφέρονται γύρω από αυτόν. Πολλά και διάφορα ουράνια

Διαβάστε περισσότερα

Θεωρητική Εξέταση. 24 ος Πανελλήνιος Διαγωνισμός Αστρονομίας και Διαστημικής η φάση: «ΠΤΟΛΕΜΑΙΟΣ»

Θεωρητική Εξέταση. 24 ος Πανελλήνιος Διαγωνισμός Αστρονομίας και Διαστημικής η φάση: «ΠΤΟΛΕΜΑΙΟΣ» 24 ος Πανελλήνιος Διαγωνισμός Αστρονομίας και Διαστημικής 2019 3 η φάση: «ΠΤΟΛΕΜΑΙΟΣ» Θεωρητική Εξέταση 24 ος Πανελλήνιος Διαγωνισμός Αστρονομίας 2019 3 η φάση Θεωρητική Εξέταση 1 Παρακαλούμε, διαβάστε

Διαβάστε περισσότερα

ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑ ΚΑΙ ΑΣΤΡΟΦΥΣΙΚΗ 7 ο ΕΞΑΜΗΝΟ ΤΜΗΜΑ ΦΥΣIΚΗΣ ΑΠΘ

ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑ ΚΑΙ ΑΣΤΡΟΦΥΣΙΚΗ 7 ο ΕΞΑΜΗΝΟ ΤΜΗΜΑ ΦΥΣIΚΗΣ ΑΠΘ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑ ΚΑΙ ΑΣΤΡΟΦΥΣΙΚΗ 7 ο ΕΞΑΜΗΝΟ 2016-2017 ΤΜΗΜΑ ΦΥΣIΚΗΣ ΑΠΘ 1ο Σ Ε Τ Α Σ Κ Η Σ Ε Ω Ν 1. Να κατασκευαστεί η ουράνια σφαίρα για έναν παρατηρητή που βρίσκεται σε γεωγραφικό πλάτος 25º και να τοποθετηθούν

Διαβάστε περισσότερα

ΓΕΝΝΗΣΗ ΕΞΕΛΙΞΗ ΚΑΙ ΘΑΝΑΤΟΣ ΑΣΤΕΡΩΝ

ΓΕΝΝΗΣΗ ΕΞΕΛΙΞΗ ΚΑΙ ΘΑΝΑΤΟΣ ΑΣΤΕΡΩΝ ΓΕΝΝΗΣΗ ΕΞΕΛΙΞΗ ΚΑΙ ΘΑΝΑΤΟΣ ΑΣΤΕΡΩΝ Πολυχρόνης Καραγκιοζίδης Mcs χημικός www.polkarag.gr Μετά τη δημιουργία του Σύμπαντος 380.000 έτη 6000 ο C Τα ηλεκτρόνια μπορούν να συνδεθούν με τα πρωτόνια ή τους άλλους

Διαβάστε περισσότερα

Αστροφυσική. Ενότητα # 4: Αστρικοί άνεμοι, σφαιρική προσαύξηση και δίσκοι προσαύξησης. Λουκάς Βλάχος Τμήμα Φυσικής

Αστροφυσική. Ενότητα # 4: Αστρικοί άνεμοι, σφαιρική προσαύξηση και δίσκοι προσαύξησης. Λουκάς Βλάχος Τμήμα Φυσικής ΑΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ ΑΝΟΙΧΤΑ ΑΚΑΔΗΜΑΙΚΑ ΜΑΘΗΜΑΤΑ Αστροφυσική Ενότητα # 4: Αστρικοί άνεμοι, σφαιρική προσαύξηση και δίσκοι προσαύξησης Λουκάς Βλάχος Τμήμα Φυσικής Άδειες Χρήσης Το παρόν

Διαβάστε περισσότερα

ΑΣΚΗΣΗ 5. Χρώµα στην Αστρονοµία

ΑΣΚΗΣΗ 5. Χρώµα στην Αστρονοµία ΑΣΚΗΣΗ 5 Χρώµα στην Αστρονοµία Περιεχόµενα Χρώµα στην Αστρονοµία o Χρώµα άστρων o Χρώµα και θερµοκρασία Ο νόµος του Planck o Ακτινοβολία Μέλανος Σώµατος O νόµος της µετατόπισης του Wien Στόχος της άσκησης

Διαβάστε περισσότερα

Αστρική Εξέλιξη. Η ζωή και ο θάνατος των αστέρων. Κοσμάς Γαζέας. Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών

Αστρική Εξέλιξη. Η ζωή και ο θάνατος των αστέρων. Κοσμάς Γαζέας. Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών Αστρική Εξέλιξη Η ζωή και ο θάνατος των αστέρων Κοσμάς Γαζέας Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών Αστρική εξέλιξη Η εξέλιξη ενός αστέρα καθορίζεται από την κατανάλωση διαδοχικών «κύκλων» πυρηνικών

Διαβάστε περισσότερα

Η ΜΕΓΑΛΗ ΑΡΚΤΟΣ. Τα κυριότερα αντικείμενα της Μ. Άρκτου ALIOTH. Μπλε γίγαντας ορατός με γυμνό μάτι. Απόσταση : 82 ε.φ. Διάμετρος : 6 εκ. χιλιόμετρα.

Η ΜΕΓΑΛΗ ΑΡΚΤΟΣ. Τα κυριότερα αντικείμενα της Μ. Άρκτου ALIOTH. Μπλε γίγαντας ορατός με γυμνό μάτι. Απόσταση : 82 ε.φ. Διάμετρος : 6 εκ. χιλιόμετρα. Αστρονομία Μπιρσιάνης Γιώργος Η ΜΕΓΑΛΗ ΑΡΚΤΟΣ Τα κυριότερα αντικείμενα της Μ. Άρκτου ALIOTH Μπλε γίγαντας ορατός με γυμνό μάτι. Απόσταση : 82 ε.φ. Διάμετρος : 6 εκ. χιλιόμετρα. Λαμπρότητα : 100 φορές τη

Διαβάστε περισσότερα

ΕΡΓΑΛΕΙΑ ΜΕΤΡΗΣΗΣ ΑΠΟΣΤΑΣΕΩΝ ΣΤΟ ΣΥΜΠΑΝ

ΕΡΓΑΛΕΙΑ ΜΕΤΡΗΣΗΣ ΑΠΟΣΤΑΣΕΩΝ ΣΤΟ ΣΥΜΠΑΝ ΕΛΛΗΝΙΚΗ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΚΗ ΕΝΩΣΗ ΕΡΓΑΛΕΙΑ ΜΕΤΡΗΣΗΣ ΑΠΟΣΤΑΣΕΩΝ ΣΤΟ ΣΥΜΠΑΝ Οι αποστάσεις στο γνωστό σύμπαν είναι πολύ μεγαλύτερες από ό,τι μπορεί να συλλάβει ο ανθρώπινος νους. Δε μετριούνται σε μέτρα ή χιλιόμετρα.

Διαβάστε περισσότερα

H ΚΟΣΜΟΛΟΓΙΑ ΜΕΤΑ ΑΠΟ 100 ΧΡΟΝΙΑ ΓΕΝΙΚΗΣ ΘΕΩΡΙΑΣ ΤΗΣ ΣΧΕΤΙΚΟΤΗΤΟΣ

H ΚΟΣΜΟΛΟΓΙΑ ΜΕΤΑ ΑΠΟ 100 ΧΡΟΝΙΑ ΓΕΝΙΚΗΣ ΘΕΩΡΙΑΣ ΤΗΣ ΣΧΕΤΙΚΟΤΗΤΟΣ H ΚΟΣΜΟΛΟΓΙΑ ΜΕΤΑ ΑΠΟ 100 ΧΡΟΝΙΑ ΓΕΝΙΚΗΣ ΘΕΩΡΙΑΣ ΤΗΣ ΣΧΕΤΙΚΟΤΗΤΟΣ ΔΡ. ΣΠΥΡΟΣ ΒΑΣΙΛΑΚΟΣ ΚΕΝΤΡΟ ΕΡΕΥΝΩΝ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑΣ ΑΚΑΔΗΜΙΑ ΑΘΗΝΩΝ ΑΚΑΔΗΜΙΑ ΑΘΗΝΩΝ 25/11/2015 Η ΧΡΥΣΗ ΠΕΡΙΟΔΟΣ ΤΗΣ ΚΟΣΜΟΛΟΓΙΑΣ 96% του Σύμπαντος

Διαβάστε περισσότερα

k 3/5 P 3/5 ρ = cp 3/5 (1) dp dr = ρg (2) P 3/5 = cgdz (3) cgz + P0 cg(z h)

k 3/5 P 3/5 ρ = cp 3/5 (1) dp dr = ρg (2) P 3/5 = cgdz (3) cgz + P0 cg(z h) Αριστοτελειο Πανεπιστημιο Θεσσαλονικης ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ 3ο Σετ Ασκήσεων Αστρονομίας Author: Σταμάτης Βρετινάρης Supervisor: Νικόλαος Στεργιούλας Λουκάς Βλάχος December 5, 215 1 Άσκηση Σφαιρικός αστέρας με

Διαβάστε περισσότερα

Αστρικά Σµήνη: Απόσταση του Σµήνους των Υάδων

Αστρικά Σµήνη: Απόσταση του Σµήνους των Υάδων Αστρικά Σµήνη: Απόσταση του Σµήνους των Υάδων!1 Επειδή τα Αστρικά Σµήνη: (α) βρίσκονται στην ίδια απόσταση (άρα δm=δm) και διεύθυνση και εποµένως πάσχουν από την ίδια Γαλαξιακή και ατµοσφαιρική απορρόφηση,

Διαβάστε περισσότερα

θεμελιακά Ερωτήματα Κοσμολογίας & Αστροφυσικής

θεμελιακά Ερωτήματα Κοσμολογίας & Αστροφυσικής θεμελιακά Ερωτήματα Απόστολος Δ. Παναγιώτου Ομότιμος Καθηγητής Πανεπιστημίου Αθηνών Επιστημονικός Συνεργάτης στο CERN Σχολή Αστρονομίας και Διαστήματος Βόλος, 5 Απριλίου, 2014 1 BIG BANG 10 24 μ 10-19

Διαβάστε περισσότερα

function). c 2 1 (1.5)

function). c 2 1 (1.5) Κεφάλαιο 1 Εισαγωγή 1.1 Η αστρονομική παρατήρηση Σε αντίθεση με ότι συμβαίνει στους περισσότερους κλάδους της φυσικής, ο ερευνητής που ασχολείται με τη μελέτη των ουρανίων αντικειμένων βρίσκεται (συνήθως)

Διαβάστε περισσότερα

18 ος Πανελλήνιος Διαγωνισμός Αστρονομίας και Διαστημικής 2013. 4 η φάση: «ΠΤΟΛΕΜΑΙΟΣ» Ανάλυση Δεδομένων

18 ος Πανελλήνιος Διαγωνισμός Αστρονομίας και Διαστημικής 2013. 4 η φάση: «ΠΤΟΛΕΜΑΙΟΣ» Ανάλυση Δεδομένων 18 ος Πανελλήνιος Διαγωνισμός Αστρονομίας και Διαστημικής 2013 4 η φάση: «ΠΤΟΛΕΜΑΙΟΣ» Ανάλυση Δεδομένων Παρακαλούμε, διαβάστε προσεκτικά τα παρακάτω: 1. Μπορείτε να χρησιμοποιήσετε τον χάρακα και το κομπιουτεράκι

Διαβάστε περισσότερα

ΠΑΡΑΤΗΡΗΣΙΑΚΗ ΚΟΣΜΟΛΟΓΙΑ

ΠΑΡΑΤΗΡΗΣΙΑΚΗ ΚΟΣΜΟΛΟΓΙΑ Ελένη Πετράκου - National Taiwan University ΠΑΡΑΤΗΡΗΣΙΑΚΗ ΚΟΣΜΟΛΟΓΙΑ Πρόγραμμα επιμόρφωσης ελλήνων εκπαιδευτικών CERN, 7 Νοεμβρίου 2014 You are here! 1929: απομάκρυνση γαλαξιών θεωρία της μεγάλης έκρηξης

Διαβάστε περισσότερα

ΑΝΑΖΗΤΗΣΗ ΕΞΩΗΛΙΑΚΩΝ ΠΛΑΝΗΤΩΝ Κ.Ν. ΓΟΥΡΓΟΥΛΙΑΤΟΣ

ΑΝΑΖΗΤΗΣΗ ΕΞΩΗΛΙΑΚΩΝ ΠΛΑΝΗΤΩΝ Κ.Ν. ΓΟΥΡΓΟΥΛΙΑΤΟΣ ΑΝΑΖΗΤΗΣΗ ΕΞΩΗΛΙΑΚΩΝ ΠΛΑΝΗΤΩΝ Κ.Ν. ΓΟΥΡΓΟΥΛΙΑΤΟΣ ΩΡΙΩΝ, 9/1/2008 Η ΘΕΣΗ ΜΑΣ ΣΤΟ ΣΥΜΠΑΝ Γη, ο τρίτος πλανήτης του Ηλιακού Συστήματος Περιφερόμαστε γύρω από τον Ήλιο, ένα τυπικό αστέρι της κύριας ακολουθίας

Διαβάστε περισσότερα

Παχνίδης Άγγελος Περιβολάρη Ναταλία Πετρολέκα Γεωργία Πετρουτσάτου Σταυρίνα Σαμαρά Ελένη Σκορδαλάκη Μαρίνα Βθ1 Σχ.έτος: Ερευνητική εργασία:

Παχνίδης Άγγελος Περιβολάρη Ναταλία Πετρολέκα Γεωργία Πετρουτσάτου Σταυρίνα Σαμαρά Ελένη Σκορδαλάκη Μαρίνα Βθ1 Σχ.έτος: Ερευνητική εργασία: Παχνίδης Άγγελος Περιβολάρη Ναταλία Πετρολέκα Γεωργία Πετρουτσάτου Σταυρίνα Σαμαρά Ελένη Σκορδαλάκη Μαρίνα Βθ1 Σχ.έτος:2015-16 Ερευνητική εργασία: Διάστημα ΑΣΤΕΡΙΑ Τα αστέρια ειναι : Κυρίως ήλιοι άλλων

Διαβάστε περισσότερα

Κοσμολογική ερυθρομετατόπιση Ιδιότητα του διαστελλόμενου χώρου. Όπως το Σύμπαν διαστέλλεται το μήκος κύματος του φωτονίου διαστέλλεται ανάλογα με τον παράγοντα διαστολής [συντελεστής Κοσμικής κλίμακας,

Διαβάστε περισσότερα

Κίνηση πλανητών Νόµοι του Kepler

Κίνηση πλανητών Νόµοι του Kepler ΦΥΣ 111 - Διαλ.29 1 Κίνηση πλανητών Νόµοι του Keple! Θα υποθέσουµε ότι ο ήλιος είναι ακίνητος (σχεδόν σωστό αφού έχει τόσο µεγάλη µάζα και η γη δεν τον κινεί).! Οι τροχιές των πλανητών µοιάζουν κάπως σα

Διαβάστε περισσότερα

ΔΙΠΛΟΙ ΕΚΛΕΙΠΤΙΚΟΙ. Το διπλό σύστηµα Algol. Φαίνεται η διαφορά στο φαινόµενο µέγεθος που προκαλείται από τις κύριες και δευτερεύουσες εκλείψεις

ΔΙΠΛΟΙ ΕΚΛΕΙΠΤΙΚΟΙ. Το διπλό σύστηµα Algol. Φαίνεται η διαφορά στο φαινόµενο µέγεθος που προκαλείται από τις κύριες και δευτερεύουσες εκλείψεις ΔΙΠΛΟΙ ΕΚΛΕΙΠΤΙΚΟΙ Διπλά εκλειπτικά συστήµατα φαίνονται ως µεταβλητός αστέρας, π.χ. ο µεταβλητός Algol που ανακαλύφθηκε το 1669 και ερµηνεύτηκε αργότερα ως διπλό σύστηµα. Το διπλό σύστηµα Algol. Φαίνεται

Διαβάστε περισσότερα

Άσκηση Ανάλυσης Δεδομένων: (Cosmological model via SNIa), Πτολεμαίος 2014

Άσκηση Ανάλυσης Δεδομένων: (Cosmological model via SNIa), Πτολεμαίος 2014 Άσκηση Ανάλυσης Δεδομένων: (Cosmological model via SNIa), Πτολεμαίος 2014 Ένας υπερκαινοφανής αστέρας τύπου Ια (Supernova type I, SN-Iα) προκαλείται απο τη θερμοπυρινική έκρηξη Λευκού Νάνου (ΛΝ), όταν

Διαβάστε περισσότερα

Μέρος A: Νευτώνιες τροχιές (υπό την επίδραση συντηρητικών δυνάμεων) (3.0 μονάδες)

Μέρος A: Νευτώνιες τροχιές (υπό την επίδραση συντηρητικών δυνάμεων) (3.0 μονάδες) Theory LIGO-GW150914 (10 μονάδες) Q1-1 Το 015, το παρατηρητήριο βαρυτικών κυμάτων LIGO ανίχνευσε για πρώτη φορά τη διέλευση των βαρυτικών κυμάτων (gravitational waves ή GW) διαμέσου της Γης. Το συμβάν

Διαβάστε περισσότερα

ΠΟΣΟ ΜΕΓΑΛΑ ΕΙΝΑΙ ΤΑ ΑΣΤΕΡΙΑ;

ΠΟΣΟ ΜΕΓΑΛΑ ΕΙΝΑΙ ΤΑ ΑΣΤΕΡΙΑ; ΠΟΣΟ ΜΕΓΑΛΑ ΕΙΝΑΙ ΤΑ ΑΣΤΕΡΙΑ; Α) Ακτίνα αστέρων (Όγκος). Στον Ήλιο, και τον Betelgeuse, μπορούμε να μετρήσουμε απευθείας τη γωνιακή διαμέτρο, α, των αστεριών. Αν γνωρίζουμε αυτή τη γωνία, τότε: R ( ακτίνα

Διαβάστε περισσότερα

Λέανδρος Περιβολαρόπουλος Καθηγητής Παν/μίου Ιωαννίνων

Λέανδρος Περιβολαρόπουλος  Καθηγητής Παν/μίου Ιωαννίνων Open page Λέανδρος Περιβολαρόπουλος http://leandros.physics.uoi.gr Καθηγητής Παν/μίου Ιωαννίνων Αρχείο παρουσίασης διαθέσιμο μέσω του συνδέσμου: https://dl.dropbox.com/u/20653799/talks/eie.ppt Κλίμακες

Διαβάστε περισσότερα

Ο ΝΟΜΟΣ TOY HUBBLE ΚΑΙ Η ΔΙΑΣΤΟΛΗ ΥΠΟΒΑΘΡΟΥ

Ο ΝΟΜΟΣ TOY HUBBLE ΚΑΙ Η ΔΙΑΣΤΟΛΗ ΥΠΟΒΑΘΡΟΥ Ο ΝΟΜΟΣ TOY HUBBLE ΚΑΙ Η ΔΙΑΣΤΟΛΗ ΤΟΥ ΣΥΜΠΑΝΤΟΣ. Η ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑ ΥΠΟΒΑΘΡΟΥ Κατά την διάρκεια των δεκαετιών του 1920 και 1930 ο αμερικανός αστρονόμος Slipher με τη βοήθεια του φαινομένου Doppler είχε μετρήσει

Διαβάστε περισσότερα

Δρ. Ελένη Χατζηχρήστου, Μάιος 2008 ΙΝΣΤΙΤΟΥΤΟ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑΣ ΚΑΙ ΑΣΤΡΟΦΥΣΙΚΗΣ, ΕΑΑ

Δρ. Ελένη Χατζηχρήστου, Μάιος 2008 ΙΝΣΤΙΤΟΥΤΟ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑΣ ΚΑΙ ΑΣΤΡΟΦΥΣΙΚΗΣ, ΕΑΑ Γαλαξιακές συγκρούσεις και αστρικά πυροτεχνήματα Δρ. Ελένη Χατζηχρήστου, Μάιος 2008 ΙΝΣΤΙΤΟΥΤΟ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑΣ ΚΑΙ ΑΣΤΡΟΦΥΣΙΚΗΣ, ΕΑΑ Download PDF Πρόσφατα, δόθηκε στη δημοσιότητα η μεγαλύτερη συλλογή εικόνων

Διαβάστε περισσότερα

19 ος Πανελλήνιος Μαθητικός Διαγωνισμός Αστρονομίας και Διαστημικής 2014

19 ος Πανελλήνιος Μαθητικός Διαγωνισμός Αστρονομίας και Διαστημικής 2014 Θέµα ο (Ανάπτυξης) 9 ος Πανελλνιος Μαθητικός Διαγωνισμός Αστρονομίας και Διαστημικς 04 Φάση η : «ΙΠΠΑΡΧΟΣ» Ενδεικτικές Λύσεις στα Θέματα Λυκείου Σε διάφορες εποχές ανάπτυξης της Αστρονοµίας διατυπώθηκαν

Διαβάστε περισσότερα

Το φως διαδίδεται σε όλα τα οπτικά υλικά μέσα με ταχύτητα περίπου 3x10 8 m/s.

Το φως διαδίδεται σε όλα τα οπτικά υλικά μέσα με ταχύτητα περίπου 3x10 8 m/s. Κεφάλαιο 1 Το Φως Το φως διαδίδεται σε όλα τα οπτικά υλικά μέσα με ταχύτητα περίπου 3x10 8 m/s. Το φως διαδίδεται στο κενό με ταχύτητα περίπου 3x10 8 m/s. 3 Η ταχύτητα του φωτός μικραίνει, όταν το φως

Διαβάστε περισσότερα

ΑΣΤΕΡΟΣΚΟΠΕΙΟ ΣΚΙΝΑΚΑ ΜΙΑ ΣΥΝΤΟΜΗ ΙΣΤΟΡΙΚΗ ΑΝΑΔΡΟΜΗ

ΑΣΤΕΡΟΣΚΟΠΕΙΟ ΣΚΙΝΑΚΑ ΜΙΑ ΣΥΝΤΟΜΗ ΙΣΤΟΡΙΚΗ ΑΝΑΔΡΟΜΗ ΑΣΤΕΡΟΣΚΟΠΕΙΟ ΣΚΙΝΑΚΑ ΜΙΑ ΣΥΝΤΟΜΗ ΙΣΤΟΡΙΚΗ ΑΝΑΔΡΟΜΗ Το Αστεροσκοπείο του Σκίνακα βρίσκεται στην ομώνυμη κορυφή του ορεινού όγκου του Ψηλορείτη στην κεντρική Κρήτη, σε υψόμετρο 1750 μ., σε απευθείας απόσταση

Διαβάστε περισσότερα

Κοσμολογία. Η δομή, η εξέλιξη του Σύμπαντος και τα πειράματα στο CERN. Γιάννης Νταλιάνης (PhD)

Κοσμολογία. Η δομή, η εξέλιξη του Σύμπαντος και τα πειράματα στο CERN. Γιάννης Νταλιάνης (PhD) Κοσμολογία Η δομή, η εξέλιξη του Σύμπαντος και τα πειράματα στο CERN Γιάννης Νταλιάνης (PhD) Σχολή Εφαρμοσμένων Μαθηματικών και Φυσικών Επιστημών Ε. Μ. Πολυτεχνείο Ελληνική Ομάδα Εκλαΐκευσης Γη Τοπική

Διαβάστε περισσότερα

Πληροφορίες για τον Ήλιο:

Πληροφορίες για τον Ήλιο: Πληροφορίες για τον Ήλιο: 1) Ηλιακή σταθερά: F ʘ =1.37 kw m -2 =1.37 10 6 erg sec -1 cm -2 2) Απόσταση Γης Ήλιου: 1AU (~150 10 6 km) 3) L ʘ = 3.839 10 26 W = 3.839 10 33 erg sec -1 4) Διαστάσεις: Η διάμετρος

Διαβάστε περισσότερα

The 38 th International Physics Olympiad Iran Theory Competition Sunday, 15 July 2007

The 38 th International Physics Olympiad Iran Theory Competition Sunday, 15 July 2007 The 38 th International Physics Olympiad Iran Theory Competition Sunday, 5 July 007 Παρακαλώ διαβάστε πρώτα τις πιο κάτω οδηγίες:. Η εξέταση διαρκεί 5 h (πέντε ώρες). Υπάρχουν τρεις ερωτήσεις και κάθε

Διαβάστε περισσότερα

Αστροφυσική. Ενότητα # 2: Αστρική Δομή - Εφαρμογές Ρευστοδυναμικής. Λουκάς Βλάχος Τμήμα Φυσικής ΑΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ

Αστροφυσική. Ενότητα # 2: Αστρική Δομή - Εφαρμογές Ρευστοδυναμικής. Λουκάς Βλάχος Τμήμα Φυσικής ΑΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ ΑΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ ΑΝΟΙΧΤΑ ΑΚΑΔΗΜΑΙΚΑ ΜΑΘΗΜΑΤΑ Αστροφυσική Ενότητα # 2: Αστρική Δομή - Εφαρμογές Ρευστοδυναμικής Λουκάς Βλάχος Τμήμα Φυσικής Άδειες Χρήσης Το παρόν εκπαιδευτικό υλικό

Διαβάστε περισσότερα

Γαλαξίες και Νεφελώματα

Γαλαξίες και Νεφελώματα 13 ο ΓΕΛ ΑΘΗΝΩΝ Project Αστρονομίας Γαλαξίες και Νεφελώματα Γεράκη Αικατερίνη Γεράση Ειρήνη- Σάρα Γρηγοράκης Ιάσων Θεωδορακοπούλου Αικατερίνη Ιατρού Ελένη 17/3/2016 1 Νεφελώματα Νεφέλωμα με βάση την αστρονομία

Διαβάστε περισσότερα

Τα φωτόνια από την μεγάλη έκρηξη Τι είναι η Ακτινοβολία υποβάθρου.

Τα φωτόνια από την μεγάλη έκρηξη Τι είναι η Ακτινοβολία υποβάθρου. Τα φωτόνια από την μεγάλη έκρηξη Τι είναι η Ακτινοβολία υποβάθρου. Σύμφωνα με την θεωρία της «μεγάλης έκρηξης» (big bang), το Σύμπαν, ξεκινώντας από μηδενικές σχεδόν διαστάσεις (υλικό σημείο), συνεχώς

Διαβάστε περισσότερα

1 Ο παράγοντας κλίμακας και ο Νόμος του Hubble

1 Ο παράγοντας κλίμακας και ο Νόμος του Hubble ΤΟ ΚΑΘΙΕΡΩΜΕΝΟ ΠΡΟΤΥΠΟ ΤΗΣ ΚΟΣΜΟΛΟΓΙΑΣ Διδάσκων: Θεόδωρος Ν. Τομαράς Ο παράγοντας κλίμακας και ο Νόμος του Hubble Σύμφωνα με την Κοσμολογική Αρχή το Σύμπαν είναι σε μεγάλες κλίμακες ομογενές και ισότροπο.

Διαβάστε περισσότερα

Εισαγωγή στην Αστρονομία

Εισαγωγή στην Αστρονομία Παπαδόπουλος Μιλτιάδης ΑΕΜ: Εξάμηνο: 7 ο Ασκήσεις: -5 Εισαγωγή στην Αστρονομία Από τη θεωρία είναι γνωστό ότι η ιδιοπερίοδος των ακτινικών ταλαντώσεων των αστέρων δίνεται από μια σχέση της μορφής Q[/]

Διαβάστε περισσότερα

ΑΝΟΙΧΤΑ ΑΚΑΔΗΜΑΙΚΑ ΜΑΘΗΜΑΤΑ ΑΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ. Αστροφυσική. Ενότητα # 6: Λευκοί Νάνοι. Νικόλαος Στεργιούλας Τμήμα Φυσικής

ΑΝΟΙΧΤΑ ΑΚΑΔΗΜΑΙΚΑ ΜΑΘΗΜΑΤΑ ΑΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ. Αστροφυσική. Ενότητα # 6: Λευκοί Νάνοι. Νικόλαος Στεργιούλας Τμήμα Φυσικής ΑΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ ΑΝΟΙΧΤΑ ΑΚΑΔΗΜΑΙΚΑ ΜΑΘΗΜΑΤΑ Αστροφυσική Ενότητα # 6: Λευκοί Νάνοι Νικόλαος Στεργιούλας Τμήμα Φυσικής Άδειες Χρήσης Το παρόν εκπαιδευτικό υλικό υπόκειται σε άδειες

Διαβάστε περισσότερα

ΑΣΤΕΡΟΣΚΟΠΕΙΟ ΕΛΛΗΝΟΓΕΡΜΑΝΙΚΗ ΑΓΩΓΗ. Πρόγραμμα βραδιών παρατηρήσεων Μάιος 2009 7 Μαΐου 14 Μαΐου 21 Μαΐου 28 Μαΐου

ΑΣΤΕΡΟΣΚΟΠΕΙΟ ΕΛΛΗΝΟΓΕΡΜΑΝΙΚΗ ΑΓΩΓΗ. Πρόγραμμα βραδιών παρατηρήσεων Μάιος 2009 7 Μαΐου 14 Μαΐου 21 Μαΐου 28 Μαΐου ΑΣΤΕΡΟΣΚΟΠΕΙΟ ΕΛΛΗΝΟΓΕΡΜΑΝΙΚΗ ΑΓΩΓΗ Πρόγραμμα βραδιών παρατηρήσεων Μάιος 2009 7 Μαΐου 14 Μαΐου 21 Μαΐου 28 Μαΐου www.ea.gr/ep/cosmos www.discoveryspace.net Οι βραδιές παρατήρησης υποστηρίζονται από τα

Διαβάστε περισσότερα

Αστρονομία στις ακτίνες γ

Αστρονομία στις ακτίνες γ Αστρονομία στις ακτίνες γ Τηλεσκόπια Μελέτη αστρονομικών αντικειμένων Αστρονομία ακτίνων γ Φωτόνια με ενέργειες από 0.5 MeV ~200 TeV (τα πιο ενεργά φωτόνια που έχουν ανιχνευθεί μέχρι σήμερα) Αστρονομία

Διαβάστε περισσότερα

Αστρονομία. Ενότητα # 6: Φασματική Ταξινόμηση Αστέρων. Νικόλαος Στεργιούλας Τμήμα Φυσικής ΑΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ

Αστρονομία. Ενότητα # 6: Φασματική Ταξινόμηση Αστέρων. Νικόλαος Στεργιούλας Τμήμα Φυσικής ΑΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ ΑΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ ΑΝΟΙΧΤΑ ΑΚΑΔΗΜΑΙΚΑ ΜΑΘΗΜΑΤΑ Αστρονομία Ενότητα # 6: Φασματική Ταξινόμηση Αστέρων Νικόλαος Στεργιούλας Τμήμα Φυσικής Αριστοτέλειο Πανεπιστήμιο Θεσσαλονίκης Άδειες

Διαβάστε περισσότερα

ΣΕΙΡΙΟΣ Β - ΠΡΟΚΥΩΝ Β H ΕΠΙΣΤΡΟΦΗ ΤΩΝ ΛΕΥΚΩΝ ΝΑΝΩΝ

ΣΕΙΡΙΟΣ Β - ΠΡΟΚΥΩΝ Β H ΕΠΙΣΤΡΟΦΗ ΤΩΝ ΛΕΥΚΩΝ ΝΑΝΩΝ 2018 2027 ΣΕΙΡΙΟΣ Β - ΠΡΟΚΥΩΝ Β H ΕΠΙΣΤΡΟΦΗ ΤΩΝ ΛΕΥΚΩΝ ΝΑΝΩΝ Σείριος Β Προκύων Β Τα επόμενα έτη 2018-2027 οι δύο διασημότεροι, εγγύτεροι, αλλά και δυσκολότεροι, για τα ερασιτεχνικά τηλεσκόπια, λευκοί νάνοι

Διαβάστε περισσότερα

2. Στο ηλιακό στέµµα η ϑερµότητα διαδίδεται µε αγωγιµότητα και η ϱοή ϑερµικής ενέργειας (heat flux)είναι

2. Στο ηλιακό στέµµα η ϑερµότητα διαδίδεται µε αγωγιµότητα και η ϱοή ϑερµικής ενέργειας (heat flux)είναι 4.6 Ασκήσεις 51 4.6 Ασκήσεις 1. Μελετήστε τον στάσιµο ( t = 0) ισόθερµο άνεµο σε επίπεδο, χρησιµοποιώντας πολικές συντεταγµένες και (α) Βρείτε τη χαρακτηριστική απόσταση από τον αστέρα r στην οποία γίνεται

Διαβάστε περισσότερα

Αστρονομία. Ενότητα # 4: Χαρακτηριστικά Μεγέθη Αστέρων. Νικόλαος Στεργιούλας Τμήμα Φυσικής ΑΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ

Αστρονομία. Ενότητα # 4: Χαρακτηριστικά Μεγέθη Αστέρων. Νικόλαος Στεργιούλας Τμήμα Φυσικής ΑΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ ΑΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ ΑΝΟΙΧΤΑ ΑΚΑΔΗΜΑΙΚΑ ΜΑΘΗΜΑΤΑ Αστρονομία Ενότητα # 4: Χαρακτηριστικά Μεγέθη Αστέρων Νικόλαος Στεργιούλας Τμήμα Φυσικής Αριστοτέιο Πανεπιστήμιο Θεσσαλονίκης Άδειες Χρήσης

Διαβάστε περισσότερα

ΕΜΕΙΣ ΚΙ Ο ΚΟΣΜΟΣ. Λεονάρδος Γκουβέλης. Διημερίδα Αστροφυσικής 4-5 Απριλίου

ΕΜΕΙΣ ΚΙ Ο ΚΟΣΜΟΣ. Λεονάρδος Γκουβέλης. Διημερίδα Αστροφυσικής 4-5 Απριλίου ΕΜΕΙΣ ΚΙ Ο ΚΟΣΜΟΣ Λεονάρδος Γκουβέλης Διημερίδα Αστροφυσικής 4-5 Απριλίου Συνοπτικά: Κοσμολογικές θεωρίες ανά τους αιώνες Σύγχρονη κοσμολογική άποψη Αστρονομικές αποδείξεις της θεωρίας του Big Bang Μεγάλα

Διαβάστε περισσότερα

ΑΣΚΗΣΗ 1. Aνίχνευση ακτινοβολίας και η επίδραση των οργάνων παρατήρησης. Εισαγωγή

ΑΣΚΗΣΗ 1. Aνίχνευση ακτινοβολίας και η επίδραση των οργάνων παρατήρησης. Εισαγωγή ΑΣΚΗΣΗ 1 Aνίχνευση ακτινοβολίας και η επίδραση των οργάνων παρατήρησης Εισαγωγή Το βασικό εργαλείο που χρησιμοποιείται για τη μελέτη αστρονομικών αντικειμένων είναι η μέτρηση των χαρακτηριστικών της ακτινοβολίας

Διαβάστε περισσότερα

Ενεργοί Γαλαξίες AGN Active Galactic Nuclei. Χριστοπούλου

Ενεργοί Γαλαξίες AGN Active Galactic Nuclei. Χριστοπούλου Ενεργοί Γαλαξίες AGN Active Galactic Nuclei Ε-Π Μη ενεργοί Γαλαξίες (α) ο σπειροειδής γαλαξίας Μ83 (Sc), (β) o ελλειπτικός γαλαξίας NGG205 (E6), (γ) ο ακανόνιστος γαλαξίας, Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου Πότε

Διαβάστε περισσότερα

ΤΟ ΗΛΙΑΚΟ ΣΥΣΤΗΜΑ ΓΕΝΙΚΑ ΣΤΟΙΧΕΙΑ

ΤΟ ΗΛΙΑΚΟ ΣΥΣΤΗΜΑ ΓΕΝΙΚΑ ΣΤΟΙΧΕΙΑ ΤΟ ΗΛΙΑΚΟ ΣΥΣΤΗΜΑ ΓΕΝΙΚΑ ΣΤΟΙΧΕΙΑ Το ηλιακό μας σύστημα απαρτίζεται από τον ήλιο (κεντρικός αστέρας) τους 8 πλανήτες, (4 εσωτερικούς ή πετρώδεις: Ερμής, Αφροδίτη, Γη και Άρης, και 4 εξωτερικούς: Δίας,

Διαβάστε περισσότερα

ΩΡΙΩΝ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΚΗ ΕΤΑΙΡΕΙΑ ΠΑΤΡΑΣ

ΩΡΙΩΝ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΚΗ ΕΤΑΙΡΕΙΑ ΠΑΤΡΑΣ ΩΡΙΩΝ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΚΗ ΕΤΑΙΡΕΙΑ ΠΑΤΡΑΣ Κ. Ν. Γουργουλιάτος ΜΑΥΡΕΣ ΤΡΥΠΕΣ Η ΒΑΣΙΚΗ ΙΔΕΑ Αντικείμενα που εμποδίζουν την διάδοση φωτός από αυτά Πρωτοπροτάθηκε γύρω στα 1783 (John( John Michell) ως αντικείμενο

Διαβάστε περισσότερα

Κοσμολογία & Αστροσωματιδική Φυσική Μάγδα Λώλα CERN, 28/9/2010

Κοσμολογία & Αστροσωματιδική Φυσική Μάγδα Λώλα CERN, 28/9/2010 Κοσμολογία & Αστροσωματιδική Φυσική Μάγδα Λώλα CERN, 28/9/2010 Η φυσική υψηλών ενεργειών µελετά το µικρόκοσµο, αλλά συνδέεται άµεσα µε το µακρόκοσµο Κοσµολογία - Μελέτη της δηµιουργίας και εξέλιξης του

Διαβάστε περισσότερα

Ερωτήσεις Λυκείου 22 ου Πανελλήνιου Διαγωνισμού Αστρονομίας Διαστημικής 2017

Ερωτήσεις Λυκείου 22 ου Πανελλήνιου Διαγωνισμού Αστρονομίας Διαστημικής 2017 ΠΡΟΣΟΧΗ: Δεν θα συμπληρώσετε τίποτα πάνω σε αυτό το έγγραφο, ούτε θα το αποστείλετε ηλεκτρονικά (μέσω e-mail). Απλά το αναρτήσαμε για την δική σας διευκόλυνση. Μόλις βρείτε τις απαντήσεις που γνωρίζετε,

Διαβάστε περισσότερα

Δρ Μάνος Δανέζης Επίκουρος Καθηγητής Αστροφυσικής Τμήμα Φυσικής ΕΚΠΑ. Μελανές Οπές

Δρ Μάνος Δανέζης Επίκουρος Καθηγητής Αστροφυσικής Τμήμα Φυσικής ΕΚΠΑ. Μελανές Οπές Δρ Μάνος Δανέζης Επίκουρος Καθηγητής Αστροφυσικής Τμήμα Φυσικής ΕΚΠΑ Μελανές Οπές Αν η μάζα που απομένει να είναι μεγαλύτερη από 3,2 ηλιακές μάζες (M>3,2Mο), ο αστέρας δεν μπορεί να ισορροπήσει ούτε ως

Διαβάστε περισσότερα

Πλειάδες στην αστρονομία, ή Πούλια, ονομάζεται μια «ανοικτή συστροφή» αστέρων, δηλαδή ένα ανοικτό αστρικό σμήνος που ανήκει στον αστερισμό του Ταύρου.

Πλειάδες στην αστρονομία, ή Πούλια, ονομάζεται μια «ανοικτή συστροφή» αστέρων, δηλαδή ένα ανοικτό αστρικό σμήνος που ανήκει στον αστερισμό του Ταύρου. Πλειάδες στην αστρονομία, ή Πούλια, ονομάζεται μια «ανοικτή συστροφή» αστέρων, δηλαδή ένα ανοικτό αστρικό σμήνος που ανήκει στον αστερισμό του Ταύρου. Από τους αστέρες του σμήνους των Πλειάδων είναι ορατοί

Διαβάστε περισσότερα

Οι αστέρες δαπανούν περίπου το 90% της διάρκειας της ζωής στη σύντηξη υδρογόνου που μετατρέπεται σε ήλιο σε υψηλή θερμοκρασία και υψηλή πίεση κοντά

Οι αστέρες δαπανούν περίπου το 90% της διάρκειας της ζωής στη σύντηξη υδρογόνου που μετατρέπεται σε ήλιο σε υψηλή θερμοκρασία και υψηλή πίεση κοντά Οι αστέρες δαπανούν περίπου το 90% της διάρκειας της ζωής στη σύντηξη υδρογόνου που μετατρέπεται σε ήλιο σε υψηλή θερμοκρασία και υψηλή πίεση κοντά στον πυρήνα. Ξεκινώντας από την μηδέν-ηλικία στην κύρια

Διαβάστε περισσότερα

ΟΡΙΑΚΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ ΗΛΙΟΥ (Extreme He Stars) Ωρίων Αστρονομική Εταιρεία Πάτρας Φθινόπωρο 2005 Κ.Ν. Γουργουλιάτος

ΟΡΙΑΚΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ ΗΛΙΟΥ (Extreme He Stars) Ωρίων Αστρονομική Εταιρεία Πάτρας Φθινόπωρο 2005 Κ.Ν. Γουργουλιάτος ΟΡΙΑΚΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ ΗΛΙΟΥ (Extreme He Stars) Ωρίων Αστρονομική Εταιρεία Πάτρας Φθινόπωρο 2005 Κ.Ν. Γουργουλιάτος Η Σύσταση του Σύμπαντος Μετά από μακροχρόνιες μελέτες διαπιστώθηκε ότι τα ¾ του Σύμπαντος αποτελείται

Διαβάστε περισσότερα

Μαθαίνω και εξερευνώ: ΤΟ ΔΙΑΣΤΗΜΑ

Μαθαίνω και εξερευνώ: ΤΟ ΔΙΑΣΤΗΜΑ Μαθαίνω και εξερευνώ: ΤΟ ΔΙΑΣΤΗΜΑ Μαθαίνω και εξερευνώ: ΤΟ ΔΙΑΣΤΗΜΑ Περιεχόμενα Τι είναι το Διάστημα;... 2 Το ηλιακό σύστημα... 4 Οι πλανήτες... 6 Ο Ήλιος... 10 Η Σελήνη... 12 Αστέρια και κομήτες... 14

Διαβάστε περισσότερα

Υπάρχουν οι Μελανές Οπές;

Υπάρχουν οι Μελανές Οπές; Υπάρχουν οι Μελανές Οπές; ΝΙΚΟΛΑΟΣ ΣΤΕΡΓΙΟΥΛΑΣ ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ ΑΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ Θεσσαλονίκη, 10/2/2014 Σκοτεινοί αστέρες 1783: Ο John Michell ανακαλύπτει την έννοια ενός σκοτεινού αστέρα,

Διαβάστε περισσότερα

Ερωτήσεις Γυμνασίου 22 ου Πανελλήνιου Διαγωνισμού Αστρονομίας Διαστημικής 2017

Ερωτήσεις Γυμνασίου 22 ου Πανελλήνιου Διαγωνισμού Αστρονομίας Διαστημικής 2017 ΠΡΟΣΟΧΗ: Δεν θα συμπληρώσετε τίποτα πάνω σε αυτό το έγγραφο, ούτε θα το αποστείλετε ηλεκτρονικά (μέσω e-mail). Απλά το αναρτήσαμε για την δική σας διευκόλυνση. Μόλις βρείτε τις απαντήσεις που γνωρίζετε,

Διαβάστε περισσότερα

Κοσµολογία. Το παρελθόν, το παρόν, και το µέλλον του Σύµπαντος.

Κοσµολογία. Το παρελθόν, το παρόν, και το µέλλον του Σύµπαντος. Κοσµολογία Το παρελθόν, το παρόν, και το µέλλον του Σύµπαντος. Τι είναι όµως η Κοσµολογία; Ηκοσµολογία είναι ο κλάδος της φυσικής που µελετά την δηµιουργία και την εξέλιξη του Σύµπαντος. Με τον όρο Σύµπαν

Διαβάστε περισσότερα

Κάθε άτομο στο σώμα σου προέρχεται από έκρηξη άστρου και τα άτομα του αριστερού σου χεριού πιθανόν να προέρχονται από διαφορετικό άστρο απ ότι του

Κάθε άτομο στο σώμα σου προέρχεται από έκρηξη άστρου και τα άτομα του αριστερού σου χεριού πιθανόν να προέρχονται από διαφορετικό άστρο απ ότι του Είμαστε αστερόσκονη Είμαστε αστερόσκονη Αν θέλετε να ακουμπήσετε, να πιάσετε στα χέρια σας το εσωτερικό ενός άστρου αρκεί να χαϊδέψετε το πρόσωπό σας ή κάποιο αντικείμενο δίπλα σας. Όλα αυτά αποτελούνται

Διαβάστε περισσότερα