Τετάρτη, 30 Απριλίου 2008

Αποβολή μαύρης τρύπας από τον γαλαξία της

Καλλιτεχνική απεικόνιση του γεγονότος
Με μια τεράστια έκρηξη βαρυτικών κυμάτων που συνοδεύει την συγχώνευση δύο μελανών οπών, η νέα μελανή οπή που σχηματίσθηκε αποβλήθηκε από τον γαλαξία της με ταχύτητα χιλιάδων χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο. Παρ' όλο που το ακραίο αυτό γεγονός προβλέπεται από τη γενική θεωρία της σχετικότητας του Αϊνστάιν, είναι η πρώτη φορά που παρατηρείται στη φύση.
Όταν συγχωνεύονται δύο μαύρες τρύπες, δημιουργούνται κύματα βαρυτικής ακτινοβολίας που διαδίδονται προς το εξωτερικό του γαλαξία με την ταχύτητα του φωτός. Τα βαρυτικά κύματα ακολουθούν κυρίως μία κατεύθυνση, ενώ η μαύρη τρύπα ωθείται προς την αντίθετη. Πρόκειται για ένα φαινόμενο που μοιάζει με την ανάκρουση ενός όπλου κατά τον πυροβολισμό ή την εκτόξευση ενός πυραύλου. Η μαύρη τρύπα αποβάλεται από το κέντρο του γαλαξία κι αν η ταχύτητα της ώθησης αυτής είναι αρκετά υψηλή, τότε διαφεύγει εντελώς από αυτόν.
Η ομάδα του Ινστιτούτου Max Planck για την εξωγήινη φυσική υπό την Stefanie Komossa, επιβεβαίωσε παρατηρησιακά για πρώτη φορά ότι τέτοια ακραία γεγονότα - που μέχρι τώρα ήταν ορατά μόνο σε προσομοιώσεις των υπερ- υπολογιστών - συμβαίνουν πραγματικά.
Αυτό που τράβηξε την προσοχή των αστροφυσικών ήταν η υψηλή ταχύτητα - 2650 km/s - της ανάκρουσης η οποία μετρήθηκε μέσω του εύρους των γραμμών εκπομπής αερίου γύρω από τη μαύρη τρύπα. Με την ταχύτητα αυτή, το ταξίδι Νέα Υόρκη - Λος Άντζελες θα διαρκούσε λιγότερο από δύο δευτερόλεπτα. Η ανάκρουση της μαύρης τρύπας - η οποία έχει μια μάζα αρκετών εκατοντάδων εκατομμυρίων ηλιακών μαζών - ήταν τόσο ισχυρή που εκτινάχθηκε από τον γαλαξία της σαν καταπέλτης.
Εκτός από τις γραμμές εκπομπής αερίου γύρω από τη μαύρη τρύπα, οι αστρονόμοι παρατήρησαν ακόμη μια λεπτή λωρίδα γραμμών εκπομπής που έμεινε στον γαλαξία και προέρχεται από την διεγέρση του αερίου του κατά την ανάκρουση.
,
Το αέριο που κινείται γύρω από τη μαύρη τρύπα - ο λεγόμενος δίσκος προσαύξησης - συνεχίζει να την " τρέφει " για εκατομμύρια χρόνια. Καθώς ο δίσκος αυξάνεται, το αέριο λάμπει στις ακτίνες Χ.
Η ομάδα της Δρ. Komossa ανίχνευσε πράγματι την εκπομπή ακτίνων Χ οι οποίες προέρχονται από τον δίσκο προσαύξησης της μαύρης τρύπας που βρίσκεται σε απόσταση 10 δισεκατομμυρίων ετών. Κατά τύχη, ο δορυφόρος ROSAT είχε σαρώσει την περιοχή και σε μια άκρη του οπτικού του πεδίου είχε ανακαλύψει μια πηγή ακτίνων Χ η οποία αντιστοιχεί στον μακρινό γαλαξία απ' όπου αποβλήθηκε η μαύρη τρύπα.
Η ανακάλυψη αυτή είναι πολύ συμαντική καθώς αποδεικνύει έμμεσα ότι οι μαύρες τρύπες πράγματι συγχωνεύονται κι ότι μερικές φορές οι συγχωνεύσεις αυτές συνοδεύονται από μεγάλες ωθήσεις. Ένα άλλο συμπέρασμα είναι ότι θα πρέπει να υπάρχουν γαλαξίες χωρίς μαύρες τρύπες στα κέντρα τους, καθώς επίσης και μαύρες τρύπες οι οποίες περιπλανώνται στο Σύμπαν ανάμεσα στους γαλαξίες.
Τα συμπεράσματα αυτά θέτουν καινούργια ερωτήματα στους επιστήμονες : Μήπως οι γαλαξίες κι οι μαύρες τρύπες εξελίχθηκαν παράλληλα στο πρώϊμο Σύμπαν ; Ή μήπως υπήρχε ένας πληθυσμός γαλαξιών που είχε απαλλαγεί από τις κεντρικές μαύρες τρύπες ; Κι αν είναι έτσι, ποιά ήταν η διαφορά της εξέλιξης των γαλαξιών αυτών από εκείνους που τις διατήρησαν ; Οι αστροφυσικοί, με στενή συνεργασία θεωρίας και παρατήρησης, ετοιμάζονται ν' απαντήσουν στα ερωτήματα αυτά.
Διάφοροι επίγειοι και διαστημικοί ανιχνευτές όπως για παράδειγμα ο διαστημικός ανιχνευτής βαρυτικών κυμάτων LISA, πρόκειται να εκτοξευθούν. Παράλληλα, οι θεωρητικοί επιστήμονες θ' αναπτύξουν λεπτομερέστερα μοντέλα μεγάλων ωθήσεων και θα μελετήσουν τις επιπτώσεις τους στην εξέλιξη των γαλαξιών και των μελανών οπών.
Πηγές στοιχείων : Ινστιτούτο Max Plank κι η ιστοσελίδα που ήδη αναφέρθηκε.
Μετάφραση από τ' αγγλικά : Σοφία Πάνου, Ιανουάριος 2009.

Πέμπτη, 24 Απριλίου 2008

Η επέτειος του Hubble

Νεφέλωμα εκπομπής
NGC 3372
Απόσταση : 8.000 έτη φωτός
Για τον εορτασμό της 17ης επετείου της εκτόξευσης του Διαστημικού Τηλεσκοπίου Hubble, μια ομάδα αστρονόμων της NASA εκθέτει μερικές από τις μεγαλύτερες πανοραμικές φωτογραφίες που έχουν παρθεί από το διαστημικό τηλεσκόπιο. Μία από αυτές είναι και η παραπάνω, μια φωτογραφία ευρέως πεδιου 50 ετών φωτός του Νεφελώματος της Καρίνας, όπου λαμβάνει χώρα μια σφοδρή δίνη αστρικών γεννήσεων και θανάτων.
Οι εικόνες 1 και 2 του νεφελώματος από το Hubble δείχνουν την αστρική γέννηση σ' ένα νέο επίπεδο λεπτομέρειας.
Αυτά τα τοπία που μοιάζουν με φανταστικά, είναι μία κόλαση που έχει σμιλευτεί από τη δράση των αστρικών ανέμων και καίγεται από την υπέρυθρη ακτινοβολία την οποία εκπέμπουν τα τεράστια αστέρια που κατοικούν εκεί. Κατά την διάρκεια της διαδικασίας αυτής, σχίζουν το υλικό που τα περιβάλλει και που αποτελεί το τελευταίο ίχνος του γιγάντιου νέφους από το οποίο γεννήθηκαν.
Το αχανές νεφέλωμα περιέχει τουλάχιστον μια δωδεκάδα λαμπρών αστέρων που σύμφωνα με τις εκτιμήσεις έχουν μια μάζα που κυμαίνεται από τις 50 έως τις 100 ηλιακές. Ο μοναδικός κι ο εξοχότατος αστέρας του νεφελώματος είναι ο Ήτα Καρίνας, που βρίσκεται στο αριστερό άκρο της φωτογραφίας 2.
.
Τα " πυροτεχνήματα " στο Νεφέλωμα της Καρίνας άρχισαν τρία εκατομμύρια χρόνια πριν, όταν τ' αστέρια της πρώτης γενιάς του νεφελώματος συμπυκνώθηκαν από ένα μεγάλο νέφος ψυχρού μοριακού υδρογόνου. Η ακτινοβολία των αστεριών αυτών δημιούργησε μια εκτεινόμενη φυσαλίδα θερμού αερίου. Οι ομάδες των σκοτεινών νεφών που διασκορπίζονται στο νεφέλωμα και μοιάζουν με νησιά, ( φωτογραφία 2 ) είναι μικροί κόμβοι αντίστασης στην επέλαση του φωτοϊονισμού που απειλεί να τα εξαφανίσει.
Η καταιγιστική δράση των αστρικών ανέμων και της υπέρυθρης ακτινοβολίας μέσα στην κοιλότητα συμπιέζει τώρα τους " τοίχους " ψυχρού υδρογόνου που την περιβάλλουν, πυροδοτώντας έτσι ένα δεύτερο στάδιο αστρικού σχηματισμού.
Ο Ήλιος και το ηλιακό μας σύστημα μπορεί να γεννήθηκαν μέσα σ' ένα παρόμοιο κοσμικό χωνευτήρι 4.6 δισεκατομμύρια χρόνια πριν. Παρατηρώντας το νεφέλωμα της Καρίνας βλέπουμε τον τρόπο που γεννιέται ένας αστρικός σχηματισμός κατα μήκος ενός πυκνού σπειροειδούς βραχίονα του Γαλαξία.
Στην παραπάνω φωτογραφία που πάρθηκε από την προηγμένη κάμερα χαρτογράφησης του Hubble, προστέθηκαν χρωματικές πληροφορίες για τα χημικά δεδομένα του νεφελώματος από το Αστεροσκοπείο Cerro Totolo της Χιλής. Το κόκκινο αντιστοιχεί στην εκπομπή θείου, το πράσινο στην εκπομπή υδρογόνου και το γαλάζιο στην εκπομπή οξυγόνου.
Πηγές στοιχείων : Το βιβλίο και οι ιστοσελίδες του Hubble που έχουν ήδη αναφερθεί.
Μετάφραση από τ’ αγγλικά : Σοφία Πάνου, Απρίλιος 2008

Τρίτη, 22 Απριλίου 2008

ΟJ 287

Δυαδικό σύστημα μαύρων τρυπών
Κβάζαρ ΟJ 287
Απόσταση : 3.5 δισεκατομμύρια έτη φωτός
Οι αστρονόμοι επιβεβαίωσαν την δυαδική φύση του κβάζαρ OJ 287, μια πολύ μεγάλη μαύρη τρύπα στο κέντρο ενός πολύ μακρινού γαλαξία που βρίσκεται στον αστερισμό του Καρκίνου.
Μια κεντρική μεγάλη μαύρη τρύπα, με μια μάζα ίση με 18 δισεκατομμύρια φορές τη μάζα του Ήλιου, έχει μια μικρότερη συνοδό που περιστρέφεται γύρω από αυτή κι η αλληλεπίδραση του συστήματος με το περιβάλλον του δημιουργεί αλλαγές φωτεινότητας που επιτρέπουν στους αστρονόμους να μελετήσουν την εξέλιξη της τροχιάς. Η εξέλιξη αυτή κυριαρχείται από την εκπομπή βαρυτικών κυμάτων, μια από τις πιο εξωτικές προβλέψεις της θεωρίας της σχετικότητας του Άϊνστάιν.
Μια πρόσφατη ανακάλυψη του Αστεροσκοπείου Calar Alto που δημοσιεύτηκε στο περιοδικό Nature, επιβεβαίωσε γι' ακόμα μια φορά την εκατοενταετή θεωρία.
Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι οι πολύ μεγάλες μαύρες τρύπες που κρύβονται στα κέντρα των περισσότερων γαλαξιών παραμένουν σιωπηλές - όπως στην περίπτωση του Γαλαξία μας - κι ανιχνεύονται δύσκολα. Σε άλλες περιπτώσεις όμως, περιβάλλονται από δίσκους υλικού που πέφτει στο εσωτερικό τους ( δίσκοι προσαύξησης ). Κατά την πτώση του, το υλικό αυτό θερμαίνεται κι εκπέμπει πελώριες ποσότητες ακτινοβολίας : σε αυτή την περίπτωση, ο ενεργός πυρήνας του γαλαξία είναι ένα κβάζαρ.
Ένα από τα αντικείμενα αυτά είναι το κβάζαρ OJ 287, το κέντρο ένός γαλαξία που απέχει 3.5 δισεκατομμύρια έτη φωτός, στον αστερισμό του Καρκίνου. Πέρα από την κανονική του δραστηριότητα, το αντικείμενο αυτό έχει την ιδιαιτερότητα ότι κάθε 12 χρόνια εκπέμπει περιοδικούς σχεδόν παλμούς ενέργειας. Η μελέτη που δημοσιεύτηκε πρόσφατα στο Nature επιβεβαιώνει μία από τις πιθανές ερμηνείες της συμπεριφοράς αυτής : το κβάζαρ ενισχύεται από ένα δυαδικό σύστημα μαύρων τρυπών.
Μια μαύρη τρύπα μεγάλης μάζας περιβάλλεται από ένα δίσκο προσαύξησης : η κλασσική εικόνα ενός κβάζαρ. Μια δεύτερη όμως, πολύ ελαφρότερη, περιστρέφεται γύρω από τη μεγάλη εκτινάσσοντας υλικό προς στον δίσκο προσαύξησης δύο φορές ανά περιστροφή : η εκτίναξη αυτή δημιουργεί τους σχεδόν περιοδικούς παλμούς.
Η ερευνητική ομάδα, υπό την καθοδήγηση του Δόκτορα Mauri Valtonen του Πανεπιστημίου Turku της Φιλανδίας, ανέλευσε προσεκτικά τη συμπεριφορά του συστήματος. Χρονομετρώντας την αλλαγή φωτεινότητας για πολλά χρόνια, κατόρθωσε να σχεδιάσει την τροχιά της μικρής μαύρης τρύπας, πράγμα που επέτρεψε την ακριβή μέτρηση της μάζας της μεγάλης : 18 δισεκατομμύρια ηλιακές μάζες.
Παρακολουθώντας επίσης την εξέλιξη της τροχιάς, διαπίστωσε ότι το μέγεθος και η διεύθυνσή της μεταβάλλονται σύμφωνα με τις προβλέψεις της γενικής σχετικότητας του Αϊνστάϊν για τα ακραία βαρυτικά πεδία, τα οποία ωστόσο παρατηρούνται πολύ σπάνια. Η μελέτη επαληθεύει την θεωρία, καθώς αναδεικνύει ξεκάθαρα την λειτουργία των βαρυτικών κυμάτων : το δυαδικό σύστημα συρρικνώνεται κι εξελίσσεται με τρόπο που εξηγείται μόνο από την απώλεια τεράστιων ποσοτήτων ενέργειας, υπό μορφή βαρυτικής ακτινοβολίας.
Οι παρατηρήσεις που κατέστησαν δυνατή την ανακάλυψη αυτή έγιναν με τη συνεργασία αστεροσκοπείων της Ιαπωνίας, της Κίνας, της Τουρκίας, της Ελλάδας, της Φινλανδίας, της Πολωνίας, της Μ. Βρετανίας και της Ισπανίας. Πάνω από 25 αστρονόμοι από 10 χώρες πήραν μέρος στις παρατηρήσεις. Αξίζει να σημειωθεί ότι τα τηλεσκόπια που πήραν μέρος ήταν μικρής διαμέτρου ( μόνο δύο από αυτά ήταν περίπου 2.5 μ. ) ενώ σημαντικός ήταν κι ο αριθμός των ερασιτεχνών αστρονόμων που συμμετείχαν με τα δικά τους τηλεσκόπια.
.
Καλλιτεχνική απεικόνιση της ιδέας του σύμπαντος βρέφους, όπου το Σύμπαν μας συνδέεται μ' έναν άπειρο αριθμό άλλων μέσω γεφυρών που ονομάζονται σκουληκότρυπες, ενώ το καθένα από αυτά σύμπαντα συνδέεται με τα άλλα.
Είν' ένα θέμα που μούκανε μεγάλη εντύπωση καθώς η μαύρη τρύπα συμπεριφέρεται σαν αστέρι. Γράφοντας για τις μαύρες τρύπες πριν λίγο καιρό, το σκέφτηκα για πρώτη φορά όταν είδα την σφαίρα του Κερ. Είναι σφαιρικά αντικείμενα, όπως τ' αστέρια. Ο Χώκινγκ λέει ότι η ύλη που πέφτει μέσα καταλήγει σε μια άσπρη τρύπα η οποία οδηγεί σ' ένα σύμπαν βρέφος. Δεν είναι εύκολο ν' αντιληφθεί κανείς τι είναι μια μαύρη τρύπα, πολύ περισσότερο όταν οδηγεί σε άσπρες. Ο Χώκινγκ λέει ότι αυτά τα σύμπαντα βρέφη ενώνονται στη συνέχεια με το δικό μας αλλά δεν ξέρουμε που. Λαμβάνοντας υπ'οψη το τι καταβροχθίζει μια μαύρη τρύπα, δεν το βλέπω ότι όλ' αυτά τα βρέφη περιστρέφονται μαζί της.
Μέχρι εδώ δηλαδή καταλαβαίνω ότι είναι ένα διαμπερές αστέρι το οποίο παράγει νέα σύμπαντα συνεχώς ενώ περιστρέφεται. Τα σύμπαντα αυτά μένουν στον τόπο που τα άφησε κι η ίδια συνεχίζει στην τροχιά της.
Σκέφτομαι ακόμα ότι θα μπορούσε να συμβαίνει ότι μόνο οι μαύρες τρύπες μεγάλου μεγέθους θα μπορούσαν να παράγουν σύμπαντα ικανά να επιζήσουν και ν' αναπτυχθούν. Ότι ίσως δηλαδή υπάρχει κάποιο όριο, όπως και με το σχηματισμό των αστεριών, όπου δεν επιτυγχάνουν όλοι οι σχηματισμοί - να λάμψουν αξιοπρεπώς - αλλά όλα τα ουράνια σώματα έχουν το ρόλο τους στην συμπαντική σύσταση.
Στην προκειμένη περίπτωση μοιάζει ότι η μεγάλη μαύρη τρύπα έχει όλα τα προσόντα να τροφοδοτεί σταθερά το σύμπαν που παράγει, ενώ η περιστρεφόμενη μικρή δεν τάχει. Οπωσδήποτε και η μεγάλη περιστρέφεται γύρω από κάποιο κέντρο, δεν είναι ακίνητη. Και το κέντρο αυτό είναι οπωσδήποτε βαρύτερο από αυτήν. Είναι σίγουρο ότι πολλά έχουν ακόμα ν' ανακαλυφθούν.
Πηγές στοιχείων : Calar Aalto κι η ιστοσελίδα που ήδη αναφέρθηκε.
Μετάφραση από τ' αγγλικά : Σοφία Πάνου, Νοέμβριος 2008.

Κυριακή, 20 Απριλίου 2008

Γαλαξίας - φάντασμα

NGC 5907
Γαλαξιακό απολίθωμα
Απόσταση : 40.000 έτη φωτός
Τα συντρίμια που περιβάλλουν τον γαλαξία NGC 5907 , είναι τα ερείπια ενός από τους νάνους γαλαξίες που περιστρεφόταν γύρω του και σχηματίσθηκαν τουλάχιστον τέσσερις χιλιάδες εκατομμύρια χρόνια πριν.
Σύμφωνα με την ερευνητική ομάδα, ο νάνος γαλαξίας απώλεσε το μεγαλύτερο μέρος της μάζας του υπό μορφή αστέρων, αστρικών σμηνών και σκοτεινής ύλης. Η μάζα αυτή σκορπίστηκε στο χώρο της τροχιακής του κίνησης, σχηματίζοντας αυτό το περίπλοκο διασταυρούμενο σχήμα γαλαξιακών απολιθωμάτων που εκτείνεται σε μια ακτίνα 150.000 ετών φωτός.
Πηγή στοιχείων : Sciencedaily.
Μετάφραση από τ' αγγλικά : Σοφία Πάνου, Απρίλιος 2008.

Παρασκευή, 18 Απριλίου 2008

Ask the astronomer

Ανακάλυψη 2 σμηνών ερυθρών υπεργιγιγάντιων αστεριών ( Red Supergiant stars - RSG) στην περιοχή της κεντρικής ράβδου του Γαλαξία, την άρχή της σπείρας του Κενταύρου, προς τη διευθυνση του ηλιακού μας συστήματος. Στη φωτογραφία εικονίζεται η θέση των δύο σμηνών.
Ο Dr. Ben Davies του Ινστιντούτου Τεχνολογίας του Rochester που έκανε την ανακάλυψη, είπε σχετικά : " Τα RSG αντιπροσωπεύουν το τελευταίο σύντομο στάδιο της ζωής των μεγάλων, βαριών αστεριών, πριν εκραγούν ως υπερκαινοφανείς. Είναι πολύ σπάνια αντικείμενα κι έτσι, η ανακάλυψη των σμηνών αυτών είναι αξιοσημείωτη. Και τα δύο μαζί περιέχουν 40 RSG, τα οποία αποτελούν περίπου το 20% των γνωστών RSG στον Γαλαξία μας. Τ' αστέρια αυτά είναι έτοιμα να εκραγούν. "
Τα δύο σμήνη βρίσκονται το ένα δίπλα στο άλλο, στην άκρη της κεντρικής ράβδου του Γαλαξία. Μοιάζει ότι η αλληλεπίδραση της ράβδου και του δίσκου είναι αυτή που πυροδότησε τον σχηματισμό των αστεριών και την δημιουργία των σμηνών.
Τα σμήνη βρίσκονται σε απόσταση 20.000 έτη φωτός περίπου από τη Γη και η απόσταση μεταξύ τους είναι 800 έτη φωτός. Το Σμήνος 1 περιέχει 14 RSG κι είναι 12 εκατομμυρίων ετών. Το Σμήνος 2 περιέχει 26 RSG κι είναι 17 εκατομμυρίων ετών. Τα βαριά αστέρια παρατηρούνται σπάνια καθώς καίνε τα καύσιμά τους πολύ γρήγορα. Τα RSG είναι διπλά σπάνια γιατί βρίσκονται σ' αυτό το στάδιο για σύντομο χρονικό διάστημα.
Όπως είπε ο Dr Davies, “ Εκτιμούμε ότι τ' αστέρια θα εκραγούν μέσα σ' ένα διάστημα 5.000 ετών. Αυτό σημαίνει ότι ο επόμενος υπερκαινοφανής σ' ένα από τα δύο αυτά σμήνη θα μπορούσε να εκραγεί οποιαδήποτε στιγμή μεταξύ του σήμερα και του 7008 μ. Χ.”
Η ομάδα χρησιμοποίησε κατ΄αρχήν την ημιϋπέρυθρη αποτύπωση του Γαλαξιακού επιπέδου (GLIMPSE), μιά μεγάλη τράπεζα εικόνων του Διαστημικού Τηλεσκοπίου Spitzer. Απομόνωσε δύο χωριστές ομάδες λαμπρών αστεριών, πολύ κοντά μεταξύ τους, στον αστερισμό της Ασπίδας ( Scutum ).
Χρησιμοποιώντας το Τηλεσκόπιο Keck στην Mauna Kea της Χαβάης στη συνέχεια, υπολόγισαν με ακρίβεια την απόσταση κάθε αστεριού σε κάθε σμήνος. Οι παρατηρήσεις αυτές έδειξαν ότι μεγάλος αριθμός αστεριών σε κάθε σμήνος βρισκόταν ακριβώς στην ίδια απόσταση από τη Γη και δηλαδή ήταν μέλος του ίδιου σμήνους.
Όπως είπε ο Dr Davies, “ Η ανακάλυψη των σμηνών αυτών μας δίνει μια μεγάλη ευκαιρία ν' απαντήσουμε σε μερικά αστροφυσικά ερωτήματα που έχουμε εδώ και πολύ καιρό, όπως για παράδειγμα ποιοί είναι ακριβείς μηχανισμοί εξέλιξης των μεγάλων, βαριών αστεριών προς την έκρηξη υπερκαινοφανών, ή το πως η ράβδος του Γαλαξία μπορεί να πυροδοτήσει μεγάλα εκρηκτικά γεγονότα στον Γαλαξία μας.”
.
Ο Γαλαξίας μας
Giles Sparrow, Cosmos, Quercus Pubblishing Ltd 2006

Ask the astronomer , 18.4.08 :
Dear Dr. Davies
Congratulations for your discovery and my best wishes for even a brighter future.
I' writing you from Athens, Greece. I' m an architect engineer and an astronomy amateur.I'm trying to understand our Milky way's structure and I' m reading the relative astrophysics papers of the Cornell University.
Lately I found one on the Milky way's central bar, I saw that this bar connects the internal arm to the exterior and I supposed that this bar must be some kind of supporter of huge weights. In my astronomy illustrations big book I saw that the bulge is elevated respect the rest of the galactic disk, end that the whole disk is gradually elevating up to the bulge like a smooth round edge pyramide. Seems that the levels created by the progressive spiral planes supporting one the other and that this bar on the peak it is something like a coronal disk supporting the group of the old stars of the bulge.
In the second image of your discovery, I red that we can see this bar, but I can't understand where it is. This is the first photo I' ve seen about the bar and I can' t see it !!! So, if you have the courtesy to draw a line through the starting / ending points of this bar, or the direction of the part of it that we can see in the photo, you would give me a big joy.
Thank you in advance,
Sophia Panou
.
Σμήνος 1 : Το θερμό, διαστρικό αέριο εικονίζεται με το μπλέ χρώμα. Τ' αστέρια με το πράσινο και η θερμή σκόνη με το κόκκινο. Τα RSG είναι τα λαμπρά αστέρια στο κέντρο.
Astronomer's reply, 18.4.08 :
Hello Sophia,
Thank you for your e-mail.
Well, I'm afraid you can't really 'see' the Bar in the picture of the cluster. In fact, evidence for the existence of the Bar is all somewhat indirect. It is very difficult for us to see it due to our location in the plane of the Galaxy, its orientation towards us, and the high extinction towards the Galactic Center from all the gas & dust in the way. We infer its presence from an overdensity in star-counts in infra-red surveys (2MASS & GLIMPSE).
From this, some folks at Spitzer Science Center made a picture of what they think the Galaxy looks like when viewed from above - see it here:
The clusters themselves are located at the tip of the Bar, but at this high magnification you can't make out the Bar - basically everything you can see in the image is 'the Bar', seen close-up.
Hope this answers your question.
Cheers, Ben.
Μετάφραση από τ' αγγλικά : Σοφία Πάνου, Νοέμβριος 2008.

Τετάρτη, 16 Απριλίου 2008

Η ταυτότητα του Γαλαξία μας

Δομικές λεπτομέρειες του Γαλαξία μας
Πάνω :
Κάτοψη
Κάτω : Πλάγια όψη ( κόψη )
Ο Ήλιος είναι η κίτρινη κουκίδα στο κάτω μέρος της κάτοψης και στ' αριστερά του δίσκου στην πλάγια όψη ( κόψη ).
Terence Dickinson, Το σύμπαν και πέρα από αυτό
Πλανητάριο Θεσσαλονίκης 2004
Ο Γαλαξίας μας είναι ένας περιστρεφόμενος ραβδωτός σπειροειδής γαλαξίας. Αποτελείται από αέριο, σκόνη και πάνω από διακόσια δισεκατομμύρια αστέρια. Στο κέντρο υπάρχει μια σφαιρική περιοχή που ονομάζεται γαλαξιακό εξόγκωμα και περιέχει τα γηραιότερα αστέρια του Γαλαξία. Στον πυρήνα της σφαιρικής αυτής περιοχής κατοικεί μια μαύρη τρύπα μεγάλης μάζας που ισούται με περίπου 3 εκατομμύρια ηλιακές.
Από το κέντρο του Γαλαξία ξεκινούν 4 κύριοι βραχίονες που αποτελούνται από νέους αστέρες και αστέρες μέσης ηλικίας, διαστρικό αέριο και σκόνη. Οι βραχίονες καμπυλώνονται γύρω από το κέντρο σπειροειδώς και σχηματίζουν το επίπεδο ενός λεπτού σχετικά δίσκου, πάχους 2.000 ετών φωτός και διαμέτρου 100.000 ετών φωτός περίπου.

Οι σπείρες του Γαλαξία μας και η κεντρική ράβδος
Ο πρώτος εξωτερικός βραχίονας είναι η σπείρα του Γνώμονα - Κύκνου κι ο επόμενος, η σπείρα του Περσέα. Ακολουθεί η σπείρα της Καρίνας - Τοξότη και τέλος η εσωτερική σπείρα του Κενταύρου. Προς τα εξώτερα μέρη του Γαλαξία, ανάμεσα στην σπείρα του Περσέα και του Τοξότη βρίσκεται η τοπική σπείρα του Ωρίωνα, όπου κατοικεί το ηλιακό μας σύστημα. Στο παραπάνω σχήμα, ο Ήλιος είναι το αστέρι με το ζωηρό κίτρινο χρώμα.
Τα εσωτερικά άκρα των σπειρών ενώνονται με μια εγκάρσια ράβδο μήκους 25. 000 ετών φωτός, πλάτους 4.000 ετών φωτός και πάχους 650 ετών φωτός περίπου. Η ράβδος αυτή, στην οποία οφείλεται το συνθετικό " ραβδωτός " στο όνομα του Γαλαξία μας, φιλοξενεί περίπου το 1/3 από τα 600.000 γηραιά αστέρια που κατοικούν συνολικά στο κεντρικό γαλαξιακό εξόγκωμα.

Διάμετρος : 100.000 έτη φωτός
Πάχος : 2.000 έτη φωτός
Μάζα : 1 τρισεκατομμύριο ηλιακές μάζες
Ο Γαλαξίας μας είναι ένα τεράστιο αστρικό σύστημα που περιστρέφεται γύρω από τον άξονά του αλλά όχι σαν εννιαίο σώμα. Κάθε αστέρι στον δίσκο του ακολουθεί την δική του κυκλική τροχιά γύρω από αυτό τον άξονα, υπακούοντας σε παγκόσμιους νόμους κίνησης κυκλικής τροχιάς. Τα απομακρυσμένα αστέρια κινούνται πιο αργά και η περιστροφή τους διαρκεί περισσότερο, ενώ εκείνα που είναι πιο κοντά στο κέντρο κινούνται πολύ πιο γρήγορα.
Τ’ αστέρια που συνωστίζονται στο γαλαξιακό εξόγκωμα δεν κείνται σ’ ένα μοναδικό επίπεδο κι έτσι οι τροχιές τους μπορούν να είναι πολύ πιο ελλειπτικές από κείνες των αστεριών που κατοικούν στο επίπεδο του δίσκου κι απέχουν πολύ μεταξύ τους. Το σφαιροειδές σχήμα του εξογκώματος είναι το αποτέλεσμα που προκύπτει από την επικάλυψη όλων αυτών των διαφορετικών τροχιών.
Ο Γαλαξίας μας περιλαμβάνει δύο ξεχωριστούς αστρικούς πληθυσμούς :
Ο πληθυσμός Ι
φιλοξενεί τα σχετικά νέα και μεσήλικα αστέρια που περιέχουν σημαντικές ποσότητες από βαριά στοιχεία στο εσωτερικό τους, πράγμα που μειώνει την διάρκεια της ζωής τους. Τέτοια αστέρια είναι ο Ήλιος και τα νέα αστέρια στα ανοιχτά αστρικά σμήνη που βρίσκονται στο επίπεδο του Γαλαξία.
Ο πληθυσμός ΙΙ αντίθετα, φιλοξενεί τα ηλικιωμένα αστέρια που αποτελούνται σχεδόν εξ’ ολοκλήρου από υδρογόνο και ήλιο. Αυτό σημαίνει ότι καινε τα καύσιμά τους πολύ αργά και ζουν πολύ πολύ περισσότερο. Έτσι, στον πληθυσμό ΙΙ ανήκουν τα γηραιά αστέρια του γαλαξιακού εξογκώματος, τ’ αστέρια που βρίσκονται γύρω από το γαλαξιακό επίπεδο καθώς και τ’ αστέρια των σφαιρικών σμηνών που περιστρέφονται πάνω και κάτω από αυτό.
Ο Γαλαξίας μας περιλαμβάνει ακόμη νεφελώματα, μικρότερους γαλαξίες - δορυφόρους και μαύρες τρύπες, που βρίσκονται σε διαφορετικές θέσεις και αποστάσεις πάνω και κάτω από τον δίσκο του. Όλ' αυτά τα τμήματα ενοποιούνται από την άλω, μια λεπτή αραιοκατοικημένη σφαιροειδή περιοχή η οποία τον περιβάλλει και τον οριοθετεί στο σύμπαν ως ένα σφαιροειδές ουράνιο σώμα διαμέτρου τουλάχιστον 600.000 ετών φωτός.

Το ηλιακό μας σύστημα απέχει 26.000 έτη φωτός από το κέντρο του Γαλαξία και κείται 40 έτη φωτός περίπου πάνω από τον γαλαξιακό δίσκο. Ταξιδεύει γύρω από το γαλαξιακό κέντρο με μια ταχύτητα 220 χιλιομέτρα το δευτερόλεπτο κι ολοκληρώνει μια πλήρη περιστροφή κάθε 230 εκατομμύρια χρόνια περίπου. Επειδή η τροχιά του Ήλιου είναι κεκλιμένη ως προς το γαλαξιακό επίπεδο, το ηλιακό σύστημα μετέχει σε μια επικυκλική κίνηση πάνω και κάτω από αυτό. Σε σχέση με τα κοντινά αστέρια, το ηλιακό σύστημα κινείται με μια ταχύτητα περίπου 20 χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο.
.
Στο σχήμα φαίνεται η άλως σκοτεινής ύλης ( γκρι ), ο παχύς δίσκος ( μοβ ), ο αστρικός δίσκος ( λευκό ), το γαλαξιακό αστρικό εξόγκωμα ( πορτοκαλί ) και η κεντρική μαύρη τρύπα ( μαύρη κουκίδα ).
Όλα σχεδόν τ' αστέρια που βλέπει το ανθρώπινο μάτι, βρίσκονται πάνω στον λεπτό δίσκο και παράγουν το 90% του ορατού φωτός στον Γαλαξία. Ο φωτεινός λεπτός δίσκος περιβάλλεται από έναν αμυδρό δίσκο γηραιών αστέρων, που είναι περίπου τρεις φορές παχύτερος. Ο παχύτερος αυτός δίσκος μπορεί να ήταν η αρχική δομή από την οποία συμπυκνώθηκε ο λεπτός δίσκος ή να " πάχυνε " μετά από πρόσκρουση με μικρότερο γαλαξία, δέκα δισεκατομμύρια χρόνια πριν.
Ο αμυδρός γαλαξιακός δίσκος περιβάλλεται από μια ακόμα αμυδρότερη άλω που εκτός από τα ήδη προαναφερθέντα ουράνια σώματα, περιέχει κι αστέρια που δραπέτευσαν από τα σμήνη τους καθώς και χαμένους πλανήτες που περιστρέφονται μοναχικά γύρω από τον Γαλαξία. Η γαλαξιακή άλως κυριαρχείται από την σκοτεινή ύλη, μια ύλη που παραμένει ακόμα και σήμερα ένα μυστήριο : κανένα τηλεσκόπιο δεν την βλέπει, η σύστασή της είναι άγνωστη, ανιχνεύεται ωστόσο από τα βαρυτικά της αποτελέσματα. Μελέτες πάνω στην κίνηση των αστεριών και του αερίου στον Γαλαξία μας, δείχνουν ότι η μάζα της είναι περίπου είκοσι φορές περισσότερη από την μάζα όλων των αστεριών που κατοικούν εδώ.
.
Η σπείρα του Τοξότη
Το γαλαξιακό εξόγκωμα μ’ αστέρια και σκόνη
.
Η σπείρα του Περσέα
Η φωτογραφία από τον Δορυφόρο Υπέρυθρης Αστρονομίας (IRAS) αποκαλύπτει μεγάλης κλίμακας ενδείξεις αστρικού σχηματισμού στα νέφη της σπείρας ( με το ροζ χρώμα ). Η τυρβώδης, ταραγμένη όψη της περιοχής οφείλεται στον διαρκή σχηματισμό θερμών αστέρων μεγάλης μάζας και στο πιθανό πέρασμα ενός κρουστικού μετώπου.
Ματιές στο σύμπαν
Πλανητάριο Θεσσαλονίκης 2005
Τελευταία νέα
.
Σύμφωνα με τα νέα στοιχεία που συνέλεξε η Διαστημική Υπέρυθρη Τηλεσκοπική Διάταξη Spitzer, ( δελτίο τύπου της 3. Ιουνίου 2008 ) , οι σημαντικοί βραχίονες του Γαλαξίας μας είναι 2 αντί για 4 όπως πιστευόταν μέχρι σήμερα.
Οι βραχίονες του Κενταύρου και του Περσέα έχουν την μεγαλύτερη πυκνότητα και παραγωγή αστεριών ενώ οι βραχίονες του Γνώμονα - Κύκνου και του Τοξότη έχοντας υψηλή πυκνότητα αερίου και μάλλον μικρότερη αστρική παραγωγή, υποβαθμίζονται σε δευτερεύοντες.
O Thomas Dame, του Κέντρου Αστροφυσικής ( CfA) στο Καίμπριτζ της Μασαχουσέτης, ΗΠΑ , είπε σχετικά με την ανακάλυψη : " Και μόνο που γνωρίζουμε ότι υπάρχουν οι δύο αυτοί συμμετρικοί σπειροειδείς βραχίονες βαθιά στο εσωτερικό του Γαλαξία, μας δίνει μια κάποια ελπίδα ότι ίσως ζούμε σ' έναν από τους σπάνιους και πανέμορφους γαλαξίες δύο σπειρών ."
50 χρόνια νωρίτερα, όταν οι αστρονόμοι Bart και Priscilla Bock ολοκλήρωναν την τρίτη έκδοση του κλασσικού βιβλίου τους " ο Γαλαξίας " ( 1957 ) , είχε μόλις ανακαλυφθεί ότι ο Γαλαξίας μας είχε σπειροειδές σχήμα. " ΄Το 1945 δεν είχαμε φανταστεί " έγραφαν, " ότι στην τρίτη έκδοση θα έπρεπε να συμπεριλάβουμε κεφάλαια σχετικά με την ραδιοαστρονομία και την σπειροειδή δομή του Γαλαξία ."" Ο Γαλαξίας μας " έλεγε χαρακτηριστικά ο Bart Bock, " είναι ο Μεγαλύτερος κι ο Καλύτερος Γαλαξίας ."
Πηγές στοιχείων :
Εκτός από αυτές που έχουν ήδη αναφερθεί, κι οι παρακάτω :
1. Συλλογικό, Ο βραχίονας στο κέντρο του Γαλαξία, 2006
2. David H. Levy, Το βιβλίο του κόσμου, Αλεξάνδρεια 2004
3. Giles Sparrow, Cosmos, Quercus Pubblishing Ltd, 2006
4. National Geographic.

Δευτέρα, 14 Απριλίου 2008

Η ζωή των αστεριών : Υπεργίγαντες

Ο Ήτα Καρίνας
Γαλάζιος υπεργίγαντας
Απόσταση : 8.000 έτη φωτός
Ο Ήτα Καρίνας είναι ένας γαλάζιος υπεργίγαντας αστέρας, 100 φορές βαρύτερος και 4 ετατομμύρια φορές λαμπρότερος από τον ήλιο. Το αστέρι επιβιώνει εκτινάσσοντας μεγάλες ποσότητες υλικού με μια δύναμη που πλησιάζει εκείνη ενός υπερκαινοφανούς, δημιουργώντας τους λοβούς 12 τρισεκατομμυρίων χιλιομέτρων και θερμοκρασίας 60 εκατομμυρίων βαθμών C που το περιβάλλουν. Το νεφέλωμα είναι ορατό με γυμνό μάτι και το υπεργιγάντιο αστέρι είναι ένα εξέχον αντικείμενο στον ουρανό του νότιου ημισφαίριου.
Giles Sparrow, Cosmos, Quercus Pubblishing Ltd 2006
Τα βαριά αστέρια καίγονται λαμπρά αλλά σύντομα, η λαμπρότητά τους διαρκεί μόνο μερικά εκατομμύρια χρόνια.
Η μεγάλη πλειοψηφία των αστεριών είναι αμυδροί, βραδείας καύσεως νάνοι ή αστέρια όπως ο Ήλιος μας. Ακόμα κι αν έχουν λίγη περισσότερη μάζα ή καίγονται πιο λαμπρά από τον Ήλιο μας, ακολουθούν το ίδιο βασικό σχήμα, διατηρώντας το ίδιο μέγεθος, το ίδιο χρώμα και την ίδια λαμπρότητα για τα περισσότερα χρόνια της ζωής τους. Όταν αρχίζουν να εξαντλούν τα καύσιμά τους, διογκώνονται και ψύχονται, γίνονται πορτοκαλί ή ερυθροί γίγαντες.
Υπάρχει όμως μια μικρή μερίδα αστεριών που είναι, κυριολεκτικά, τεράστια . Πρόκειται για τους υπεργίγαντες, τ’ αστέρια βαρέων βαρών, με μάζες που μπορεί να φθάσουν και τις 150 ηλιακές. Με μια τόσο μεγάλη μάζα, τ’ αστέρια αυτά ακολουθούν ένα διαφορετικό εξελικτικό μονοπάτι στην διάρκεια της σχετικά σύντομης ζωής τους. Το τεράστιο βάρος τους τα συμπιέζει τόσο ισχυρά, που οι πυρήνες τους μπορούν να φθάσουν σε θερμοκρασίες μεγαλύτερες από τους 20 εκατομμύρια βαθμούς C, θερμοκρασίες μακράν μεγαλύτερες από κείνες που αναπτύσσονται στον πυρήνα του Ήλιου.
Σ’ αυτές τις ακραίες συνθήκες, ένας νέος τύπος πυρηνικής σύντηξης κυριαρχεί στον πυρήνα τους. Αντί να ελευθερώνουν ή να συνδυάζουν άτομα υδρογόνου ( ατομικός αριθμός 1 ) * για να δημιουργήσουν ήλιο ( 2 ), τ’ αστέρια μεγάλης μάζας μπορούν ν’ αναγκάσουν τους πυρήνες υδρογόνου να συνδυαστούν με πυρήνες βαρύτερων στοιχείων όπως οι πυρήνες του άνθρακα ( 6 ), για να σχηματίσουν τους ακόμα βαρύτερους πυρήνες του αζώτου ( 7 ) και του οξυγόνου ( 8 ), πριν ακόμα διαχωριστεί το οξυγόνο ώστε να ξαναδημιουργήσει άνθρακα και νέους πυρήνες ηλίου.
* “ Ο πυρήνας ενός ατόμου συνίσταται από δύο τύπους στοιχειωδών σωματιδίων, τα πρωτόνια και τα νετρόνια, που συνδέονται ισχυρά μεταξύ τους. Ο ατομικός αριθμός ενός στοιχείου εκφράζει το πλήθος των πρωτονίων που υπάρχουν στον πυρήνα ενός από τα άτομά του. Το πλήθος των νετρονίων, το οποίο φυσικά συμβάλει στο ατομικό βάρος, αγνοείται. Όταν μιλάμε για άτομα που συγκρούονται στο εσωτερικό των άστρων, αυτό που εννοούμε πραγματικά είναι ότι συγκρούονται οι πυρήνες τους. Πυρηνική σύντηξη είναι η συγχώνευση πρωτονίων και νετρονίων ώστε να παραχθεί ένας πιο πολύπλοκος και πιο μεγάλος πυρήνας, και συνεπώς ένα νέο στοιχείο. ”
P.W. Atkins, Φυσικοχημικός, Το περιοδικό βασίλειο, Κάτοπτρο 1996
Οι αστρονόμοι, προκειμένου να διαχωρίσουν αυτόν τον ιδιαίτερο τύπο σύντηξης που συντελείται στα βαριά άστρα, τον ονομάζουν κύκλο σύντηξης CNO. Η διαφορά από την κανονική σύντηξη που σχηματίζει προοδευτικά τα βαρύτερα στοιχεία, έγκειται στην πολύ μεγαλύτερη ταχύτητα με την οποία λαμβάνουν χώρα οι πυρηνικές αντιδράσεις και στον ταυτόχρονο σχηματισμό των βαρύτερων πυρήνων.
Ο αυξημένος βαθμός αντίδρασης σημαίνει ότι το αστέρι λάμπει πολύ πιο λαμπρά αλλά και ότι εξαντλεί τα καύσιμά του πολύ πιο γρήγορα : η ταχύτατη σύντηξη τύπου CNO καίει το απόθεμα υδρογόνου που διαθέτει το αστέρι σε λίγα μόλις εκατομμύρια χρόνια. Από την άλλη, η ακτινοβολία που εκπέμπεται από έναν υπεργίγαντα είναι τόσο θηριώδης που το αστέρι φθάνει σε μέγεθος κόκκινου γίγαντα χωρίς να το είναι. Καθώς φουσκώνει, η θερμοκρασία στην επιφάνειά του μειώνεται, αλλά λόγω της θηριώδους ακτινοβολίας το αστέρι εξακολουθεί να λάμπει λαμπρά στο μπλε, το λευκό ή το κίτρινο φως.
.
M61
Νεφέλωμα αστρικών ανέμων
Το Νεφέλωμα M1-67 είναι το νεότερο νεφέλωμα αστρικών ανέμων γύρω από το υπεργιγάνιο αστέρι Wolf-Rayet με το όνομα WR124 ( κάτω ) στον Γαλαξία μας.
10 χρόνια πριν, το Διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble παρατήρησε μικρές συγκεντρώσεις και δομές στο νεφέλωμα. Η ίδια ομάδα, με αρχηγό τον Cédric Foellmi (ESO), παρατηρεί σήμερα την εξέλιξη των συγκεντρώσεων αυτών για να βγάλει συμπεράσματα για τους αστρικούς ανέμους, την χημεία τους και τις ενώσεις που σχηματίζονται με το διαστρικό περιβάλλον πριν το αστέρι εκραγεί ως θηριώδης υπερκαινοφανής.
.
WR 124
Λευκός υπεργίγαντας
NGC 0000
Απόσταση : 15.000 έτη φωτός
Οι λευκοί υπεργίγαντες ισορροπούν στο όριο των υπερκαινοφανών. Μπορεί να μοιάζει ότι ο WR 124 έχει ήδη εκραγεί αλλά έχει ακόμα δρόμο μπροστά του. Ένας ακραίος αστρικός άνεμος 10 δισεκατομμύρια φορές πιο θηριώδης από κείνον του Ήλιου μας γδέρνει αυτό το αστέρι ζωντανό, σχίζοντας 160 δισεκατομμύρια χιλιόμετρα ύλη από την επιφάνειά του.
Τα θερμότερα απ’ όλα τ’ αστέρια μπορούν ακόμα και ν’ αλλάξουν κατά την διάρκεια της σύντομης ζωής τους. Οι λευκοί υπεργίγαντες Wolf – Rayet ( WR ) όπως αυτός που εικονίζεται στην παραπάνω φωτογραφία, είναι μια τάξη αστέρων με αστρικούς ανέμους τόσο ισχυρούς που μπορούν να φυσήξουν μακριά τα ίδια τους τα εξωτερικά στρώματα, απομειώνοντας το βάρος τους στο μισό. Έτσι, τ’ αστέρια αυτά περιβάλλονται από τα λαμπρά υπολείμματα της άλλοτε δικής τους ατμόσφαιρας που είναι συνήθως πλούσια σε “ βαριά ” στοιχεία όπως ο άνθρακας, το άζωτο και το οξυγόνο.
.
Pistol star
Γαλάζιος υπεργίγαντας
GΟ 15 – 0.05
Απόσταση :
25.000 έτη φωτός.
Αρκετά μεγάλο ώστε να γεμίσει την τροχιά της Γης, το αστέρι πιστόλι κατείχε – μέχρι το 2003 που ανακαλύφθηκε ένας γαλάζιος μεταβλητός υπεργίγαντας - τον τίτλο του λαμπρότερου αστέρα στον Γαλαξία. 25.000 εκατομμύρια φορές λαμπρότερο από τον Ήλιο μας, σε 1.25 δευτερόλεπτα εκπέμπει τόση ενέργεια όση ο Ήλιος σ’ ένα χρόνο. Είναι τόσο θερμό που η βαρύτητα δεν μπορεί να το συγκρατήσει ενωμένο. Έχει εκτινάξει πολύ από το αρχικό του υλικό στον περιβάλλοντα χώρο του, σχηματίζοντας έτσι το νεφέλωμα που βλέπουμε γύρω του. Βρίσκεται στο νεαρό, μόλις 4 εκατομμυρίων ετών Πεντάδυμο ανοιχτό σμήνος κοντά στο κέντρο του Γαλαξία, στον αστερισμό του Τοξότη.
Τ’ αστέρια που φουσκώνουν σε υπεργιγάντιο μέγεθος είναι καταδικασμένα σ’ ένα απότομο και βίαιο τέλος. Καθώς εκτείνονται ακόμη περισσότερο, μετατρέπονται σε κόκκινους υπεργίγαντες, τα μεγαλύτερα αστέρια του σύμπαντος. Οι διάμετροι των κόκκινων υπεργιγάντων είναι τόσο μεγάλες που αν τοποθετούσαμε έναν από αυτούς στην θέση του Ήλιου, η έκτασή του θα συμπεριλάμβανε άνετα μέχρι και την τροχιά του Κρόνου που απέχει από τον Ήλιο 2.9 δισεκατομμύρια χιλιόμετρα.
Καθώς γερνούν ακόμα περισσότερο, γίνονται αυξανόμενα ασταθείς, εκτινάσσοντας μεγάλες ποσότητες ύλης από τα διαδοχικά τους περιβλήματα - που συχνά τους σκιάζουν - και βαδίζουν ορμητικά στην τελική εξελικτική τους καταδίκη : εκρήγνυνται ως υπερκαινοφανείς.
Πηγή στοιχείων : Giles Sparrow, Αστρονόμος, Cosmos, Quercus Pubblishing Ltd, 2006, το βιβλίο που ήδη αναφέρθηκε κι η ιστοσελίδα της ESO.
Μετάφραση από τα αγγλικά : Σοφία Πάνου, Απρίλιος - Νοέμβριος 2008.

Σάββατο, 12 Απριλίου 2008

Η ζωή των αστεριών : Μεταβλητά αστέρια

Φεβρουάριος 2004

Οκτώβριος 2004
V838 Μονόκερως
Μεταβλητός αστέρας
V838 Mon
Απόσταση :
20.000 έτη φωτός
Τον Ιανουάριο του 2002, ένας κόκκινος γίγαντας στα εξωτερικά όρια του Γαλαξία ανέλαμψε με 500.000 φορές την λαμπρότητα του Ήλιου. Μέχρι τον Απρίλιο, η λάμψη μειώθηκε, αλλά η ηχώ της φτάνει ακόμα στη Γη. Η αξιοσημείωτη αυτή χρονική αναλαμπή προκλήθηκε από αναπήδηση του φωτός που είχαν εκτοξεύσει τα προοδευτικά περιβλήματα του Μονόκερου κατά τις προηγούμενες μεταβολές του μεγέθους του.
Η συνολική λαμπρότητα ενός αστεριού μπορεί να επηρεάζεται από μια εκπληκτική ποικιλία διαδικασιών μέσα σε μια σχετικά μικρή χρονική περίοδο.
Παρ’ όλο που οι διαδικασίες της αστρικής εξέλιξης είναι ήρεμες
και πραγματοποιούνται για εκατομμύρια χρόνια, αυτό δεν σημαίνει ότι τα’ αστέρια στον ουρανό μας είναι αμετάβλητα. Πολλά απ’ αυτά εμφανίζουν μεταβολές λαμπρότητας σε χρονικές κλίμακες που κυμαίνονται από μερικές ώρες μέχρι πολλά χρόνια.
Οι μεταβολές λαμπρότητας δεν είναι παρά η οπτική υπογραφή των φυσικών αλλαγών που υφίστανται τ’ αστέρια ή τα αστρικά συστήματα κατά την εξέλιξή τους. Με προσεκτική μελέτη, οι αστρονόμοι έχουν κατορθώσει ν’ ανακαλύψουν πολλές από τις πιθανές αιτίες για τις οποίες μεταβάλλεται το φως που εκπέμπει ένα αστέρι.
Μοιάζει ότι υπάρχουν τέσσερις γενικές κατηγορίες μεταβλητών αστέρων : ελλειπτικοί δυαδικοί, περιστρεφόμενα αστέρια, παλμικοί μεταβλητοί και κατακλυσμικά μεταβλητά συστήματα. Οι ελλειπτικοί δυαδικοί είναι ίσως οι ευκολότερα κατανοητοί, επειδή δεν συμβαίνουν αλλαγές στην φυσική κατάσταση των αστεριών. Ένα ελλειπτικό δυαδικό σύστημα αστέρων είναι ένα σύστημα όπου δύο αστέρια περιστρέφονται το ένα γύρω από το άλλο, είτε κοντά μεταξύ τους είτε μακριά, τα οποία βλέπουμε από τη Γη όταν το ένα περνάει μπροστά από το άλλο. Τον περισσότερο καιρό, το φως που βλέπουμε από τη Γη είναι ένας συνδυασμός από το φως και των δύο αστεριών του συστήματος.
Όταν όμως το ένα αστέρι περνάει μπροστά από το άλλο, μέρος από το φως του πίσω αστεριού παγιδεύεται σε έκλειψη και η λαμπρότητα του συστήματος μειώνεται. Όταν η έκλειψη τελειώνει, το σύστημα επανέρχεται στην προηγούμενη και κανονική λαμπρότητά του. Οι ελλειπτικοί δυαδικοί παράγουν συνήθως δύο “ ελάχιστα ” διαφορετικού βάθους φωτεινότητας που εξαρτώνται από το σχετικό μέγεθος και την λαμπρότητα των δύο αστεριών. Το ίδιο ακριβώς φαινόμενο συμβαίνει και όταν ένας εξωηλιακός πλανήτης περνά μπροστά από το αστέρι του μόνο που η διαφορά φωτεινότητας είναι πολύ μικρότερη.
Υπάρχουν δύο τύποι περιστρεφόμενων μεταβλητών. Ο απλούστερος είναι αυτός όπου ένα μόνο αστέρι διαθέτει λαμπρές ή σκοτεινές κηλίδες πάνω στην επιφάνειά του. Καθώς το αστέρι περιστρέφεται βλέπουμε είτε τη λαμπρή είτε τη σκοτεινή του πλευρά κι έτσι, η συνολική του φωτεινότητα μεταβάλλεται. Ένας άλλος τύπος περιστρεφόμενου μεταβλητού είναι αυτός που έχουμε σ’ ένα στενό δυαδικό σύστημα όπου η βαρύτητα του ενός αστεριού έλκει τα επίπεδα της επιφάνειας του άλλου παραμορφώνοντας το σχήμα του σε ωοειδές. Καθώς τ’ αστέρια περιστρέφονται, η περιοχή της επιφάνειας του παραμορφωμένου αστεριού που βλέπουμε από τη Γη μεταβάλλεται, και μαζί της κι η συνολική λαμπρότητα του συστήματος.
.
Καινοφανής του Κύκνου 1992
Καινοφανής αστέρας
Απόσταση : 10.400 έτη φωτός
Ο καινοφανής του Κύκνου εξερράγη στις 19 Φεβρουαρίου του 1992. Η έκρηξη αυτή προκλήθηκε από την επαύξηση του υδρογόνου πάνω στην επιφάνεια ενός λευκού νάνου και την κατακλυσμική θερμοπυρηνική του εκπυρσοκρότηση η οποία εκτόξευσε πολύ από το περιβάλλον αέριο υπό μορφή εκτεινόμενου περιβλήματος. Οι φωτογραφίες που πάρθηκαν από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble 15 και 22 μήνες μετά την αρχική έκρηξη, εμφανίζουν την ακολουθία της έκτασης της διαμέτρου του περιβλήματος από τα 119 στα 155 δισεκατομμύρια χιλιόμετρα.
Τα παλλόμενα αστέρια είναι οι πιο σύνθετοι μεταβλητοί και οι πιο δύσκολοι να κατανοήσουμε, κατανοούμε ωστόσο σχετικά εύκολα την αρχή που τους διέπει.
Στα διάφορα στάδια της ζωής τους, τ’ αστέρια μπορεί να περάσουν από φάσεις όπου η λεπτή ισορροπία της εξωτερικής πίεσης της ακτινοβολίας και η εσωτερική έλξη της βαρύτητας καθίσταται υπερευαίσθητη σε στιγμιαίες αλλαγές. Μια τέτοια κατάσταση μπορεί εύκολα να προκαλέσει μια περίοδο αστάθειας στο αστέρι, κατά την διάρκεια της οποίας άλλοτε κυριαρχείται από την πίεση κι άλλοτε από την βαρύτητα.
Όταν μεταβάλλεται η πίεση, τα εξωτερικά στρώματα του αστεριού εξωθούνται. Περισσότερη ακτινοβολία φθάνει στην επιφάνειά του κι έτσι μεγαλώνει η ακτινοβολία του. Μεγαλύτερη επιφάνεια εκπομπής σημαίνει όμως επίσης ότι ψύχεται και κοκκινίζει. Τελικά το αστέρι διογκώνεται ( φουσκώνει ) σ’ ένα σημείο όπου η βαρύτητα επαναπροσδιορίζεται. Στη συνέχεια καταρρέει ξανά στο εσωτερικό του, η ακτινοβολία του γίνεται πιο ματ κι η επιφάνειά του θερμαίνεται.
Ανάλογα με το αστέρι, μπορεί να υπάρχουν διάφοροι τύποι σύνθετης πυροδότησης του παλμού και διάφοροι τρόποι έκφρασής της – απ’ όπου προέρχονται και οι διάφοροι τύποι των παλλόμενων μεταβλητών. Όπως και νάχει, τ’ αστέρια είναι ιδιαίτερα επιρρεπή σ’ αυτού του είδους τις αστάθειες κατά τη νεότητα και τα γηρατειά τους.
.
ΧΖ Ταύρου
Διπλό αστρικό σύστημα
Απόσταση : 500 έτη φωτός.
Οι τρείς παραπάνω φωτογραφίες που πάρθηκαν ( από αριστερά προς τα δεξιά ) το 1995, το 1998 και το 2000 αντίστοιχα, δείχνουν την εξέλιξη της αποβολής φυσαλίδων πλάσματος ενός νεαρού δυαδικού συστήματος που λέγεται ΧΖ Ταύρου. Υπερθερμασμένο αέριο που προέρχεται από έναν αφανή δίσκο γύρω από το ένα ή και τα δύο αστέρια του συστήματος, μεταφέρθηκε και τελικά εκτοξεύθηκε στο διάστημα λόγω της αλληλεπίδρασης των μαγνητικών πεδίων των αστεριών. Καθώς οι φυσαλίδες του εκτεινόμενου πλάσματος ψύχονται, εκπέμπουν φως σαν ηλεκτρόνια και επανασυνδυασμένα άτομα.
Οι κατακλυσμικοί δυαδικοί είναι σύνθετα δυαδικά συστήματα. Τα γνωστότερα όλων είναι οι καινοφανείς, οι οποίοι είναι διπλά αστέρια όπου το μεγαλύτερο έχει ήδη γίνει λευκός νάνος πριν ο σύντροφός του εξελιχθεί σε κόκκινο γίγαντα.
Αν τ’ αστέρια είναι αρκετά κοντά, τότε, καθώς το δεύτερο αστέρι διογκώνεται στο μέγεθος του γίγαντα, τα εξωτερικά του επίπεδα μπορεί να προσδιορισθούν από την βαρύτητα του λευκού νάνου και, περιδινούμενα προς το μικρό, πυκνό, αστρικό αυτό υπόλειμμα, δημιουργούν γύρω του ένα στρώμα θερμού αερίου. Το αέριο αυτό συμπιέζεται από την ισχυρή βαρύτητα του λευκού νάνου και καθώς συνεχίζει να συγκεντρώνεται γύρω από την επιφάνειά του, η θερμοκρασία και η πίεση αυτής της “ ατμόσφαιρας ” μπορούν να γίνουν τόσο ακραίες και τόσο ισχυρές όσο και στον πυρήνα ενός αστεριού, με αποτέλεσμα την πυροδότηση μιας πυρηνικής σύντηξης Από την στιγμή της ανάφλεξης, η σύντηξη, άμεσα και με λαμπρότητα καιει στο δρόμο της ολόκληρη την “ ατμόσφαιρα ” προκαλώντας μια απότομη αύξηση της λαμπρότητας του συστήματος. Η έκρηξη αυτή είναι γνωστή στους αστρονόμους με το όνομα “ καινοφανής ” από την λατινική λέξη “ nova “ που σημαίνει νέος.
Πηγές στοιχείων :
Giles Sparrow, Αστρονόμος, Cosmos, Quercus Pubblishing Ltd, 2006 κι η ιστοσελίδα του Hubble που ήδη αναφέρθηκε.
Μετάφραση από τα αγγλικά : Σοφία Πάνου, Απρίλιος 2008

Πέμπτη, 10 Απριλίου 2008

Η ζωή των αστεριών : Σφαιρικά σμήνη

Μ80
Σφαιρικό σμήνος
NGC 6093
Απόσταση :
28.000 έτη φωτός.
Αριθμός αστέρων : > 100.000
Τα σφαιρικά σμήνη είναι τυπικά τα γηραιότερα αντικείμενα στον Γαλαξία : κάθε ορατό άστρο στη φωτογραφία είναι είτε περισσότερο ανεπτυγμένο είτε, σπανιότερα, πολύ βαρύτερο από τον Ήλιο μας.
Aρχαίες ουράνιες μητροπόλεις που καυχιούνται για τον αστρικό πληθυσμό τους αντιπαλεύοντας τους μικρούς γαλαξίες.
Ενώ τα ανοιχτά σμήνη είναι χαλαρά διασκορπισμένα κλαδιά από νέα, θερμά αστέρια, τα σφαιρικά σμήνη είναι σχεδόν το ακριβώς αντίθετό τους. Αυτές οι ανεξάρτητες αστρικές κοινότητες είναι υψηλά δομημένες μπάλες που περιέχουν πολλές χιλιάδες και μερικές φορές εκατομμύρια αστέρια, παγιδευμένα σε μια συμπαγή διαστημική φυσαλίδα με δική τους βαρύτητα. Περιστρέφονται στον Γαλαξία μας ( και σε άλλους ) αλλά πολύ λίγο έχουν να κάνουν με τη δομή του. Ακολουθούν αντίθετα μακριά, τεμπέλικα μονοπάτια γύρω από το κέντρο του Γαλαξία, περνώντας την περισσότερη περιστροφή τους στις κρύες, άδειες περιοχές της “ άλου ” * πάνω και κάτω από τον συνωστισμό του πλανητικού δίσκου.
* Η άλως είναι μια εξαιρετικά αμυδρή σφαίρα
που περιβάλλει τον Γαλαξία κι έχει διάμετρο τουλάχιστον 600.000 έτη φωτός. Περιέχει τα πιο γηραιά του αστέρια - που είναι συγκεντρωμένα σε σφαιρωτά σμήνη - και κυριαρχείται από μεγάλες ποσότητες σκοτεινής ύλης.
Τ’ αστέρια μέσα σ’ αυτά τα σμήνη είναι επίσης διαφορετικά : αντί για θερμά μπλε και λευκά, κυριαρχούνται από ήρεμα μεσήλικα και κίτρινα αστέρια. Τ’ αστέρια που βρίσκονται στα σφαιρικά σμήνη μοιάζουν σ’ εκείνα που στριμώχνονται το ένα πάνω στο άλλο στους ελλειπτικούς γαλαξίες και σε κείνα που συνωστίζονται στους πυρήνες των σπειροειδών. Διαφέρουν τόσο πολύ που οι αστρονόμοι, για να τα ξεχωρίσουν από τα’ αστέρια του “ πληθυσμού Ι ” που βρίσκουμε στη γειτονιά μας, τα ονόμασαν αστέρια “ πληθυσμού ΙΙ ”.
.
NGC 6397
Σφαιρικό σμήνος
Απόσταση : 8.200 έτη φωτός
Αριθμός αστέρων : > 100.000
Τ’ αστέρια στα σφαιρικά σμήνη διατρέχουν τον πολύ πραγματικό κίνδυνο να συγκρουστούν καθώς η απόσταση μεταξύ τους είναι μόνο εβδομάδες φωτός. Όταν συμβαίνουν αυτές οι συγκρούσεις, τότε σχηματίζονται οι “ μπλε στραγγαλιστές ” : νέα, θερμότερα, λαμπρότερα αστέρια που στέκονται έξω από τον γηραιό πληθυσμό του σμήνους.
.
Εικόνα 1

Εικόνα 2

Εικόνα 3
Το μοντέλο αργής συνένωσης
Υπάρχουν διάφορα μοντέλα σχηματισμού των γαλάζιων στραγγαλιστών. Στο μοντέλο αργής συνένωσης που βλέπουμε εδώ, δύο αστέρια που περιστρέφονται γρήγορα, συγχωνεύονται αργά σε ένα μεγαλύτερο αστέρι ( εικόνα 1 ). Το μεγαλύτερο από τα δύο αστέρια του δυαδικού συστήματος απορροφά το διπλανό του, δημιουργώντας ένα ακόμα μεγαλύτερο αστέρι ( εικόνα 2 ). Οι επιστήμονες πιστεύουν ότι μια τέτοια συγχώνευση οδηγεί σ' έν' αστέρι που περιστρέφεται τουλάχιστον 75 φορές πιο γρήγορα από τον Ήλιο μας ( εικόνα 3 ).
.
.
Σφαιρικό σμήνος
NGC 104
Απόσταση : 13.000 έτη φωτός
Αριθμός αστέρων : > 1 εκατομμύριο
Καταλαμβάνοντας έναν όγκο που πλησιάζει τα 120 έτη φωτός, το σμήνος Tucanee 47 ( ονομάστηκε έτσι γιατί στην αρχή πιστευόταν ότι ήταν ένα αστέρι ) είναι το δεύτερο λαμπρότερο και μεγαλύτερο σφαιρικό σμήνος στον Γαλαξία.
Συγκρίνοντας τις αποστάσεις μεταξύ των αστεριών της γειτονιάς μας μ’ εκείνες μεταξύ των αστεριών στην καρδιά ενός σφαιρικού σμήνους, διαπιστώνουμε ότι στην πρώτη περίπτωση η απόσταση είναι έτη φωτός, ενώ στη δεύτερη μόνο μέρες φωτός. Ένας πλανήτης που θα περιστρεφόταν γύρω από ένα άστρο στους πυκνοκατοικημένους αυτούς ουρανούς θα ζούσε σ’ ένα αιώνιο φως : ο συγγενής του ήλιος ταιριασμένος με χιλιάδες αστέρια τόσο λαμπρά όσο η δική μας πανσέληνος.
Το μεγάλο μυστικό αυτών των λαμπρών σφαιρών βρίσκεται στο εσωτερικό τους, όπου το αέριο και η σκόνη απουσιάζουν καθώς έχουν ήδη καταναλωθεί για την αστρική δημιουργία. Στα περισσότερα σφαιρικά σμήνη, κάθε είδος θερμοκέφαλου αστεριού που έζησε εκεί, έχει από καιρό εξαντλήσει τα καύσιμά του, γέρασε κι ύστερα πέθανε εκρηκτικά ως υπερκαινοφανής. Τα σχισμένα υπολείμματα αυτών των αστεριών έχουν παγιδευτεί από την βαρύτητα στον δίσκο του Γαλαξία, όπου επαναχρησιμοποιήθηκαν για την ατέλειωτη αστρική μετενσάρκωση.
Αλλά, σ’ ένα συγκριτικά ελαφρύτερο σφαιρικό σμήνος, η ταχύτητα με την οποία εκτείνονται τα ωστικά κύματα, όχι μόνο ρυμουλκεί την βαρύτητα έξω από το σμήνος αλλά και οδηγεί στην ίδια έξοδο κάθε υπόλειμμα αερίου που κρύβεται μεταξύ των αστεριών. Έτσι, κάθε δεύτερη γενιά που θα μπορούσε να έχει δημιουργηθεί στραγγαλίζεται από τη γέννησή της και μόνο τα μέλη μικρότερης μάζας και βραδείας καύσης της πρώτης γενιάς παραμένουν στο σμήνος.
Υπάρχει ωστόσο μια ραδιούργος εξαίρεση. Μερικά σμήνη περιέχουν μια χούφτα λαμπρών αστεριών - μπλε στραγγαλιστών τα οποία οπωσδήποτε πρέπει να έχουν δημιουργηθεί στο πρόσφατο παρελθόν. Αλλά με την δεδομένη ανυπαρξία αερίου – που θα βοηθούσε στην δημιουργία τους – πως μπορούν να υπάρχουν αυτά τα αστέρια ; Η απάντηση είναι ευφυής κι εντυπωσιακή : στους συνωστισμένους πυρήνες των σφαιρικών σμηνών, τ’ αστέρια μπορεί να συγκρουστούν και να συγχωνευθούν μεταξύ τους. Όταν δυο ώριμα πορτοκαλί ή κίτρινα αστέρια συνενώνονται σ’ ένα μεγαλύτερο, βαρύτερο αντικείμενο, η αύξηση της θερμοκρασίας και της βαρύτητας αναγκάζει το νεοσχηματισμένο αστέρι ν’ ακολουθήσει ένα διαφορετικό εξελικτικό μονοπάτι κι έτσι, έχοντας θερμότερη επιφάνεια, καίγεται πιο λαμπρά.
.
Ωμέγα του Κενταύρου
Σφαιρικό σμήνος
NGC 5139
Απόσταση :
17.000 έτη φωτός
Αριθμός αστέρων : > 10 εκατομμύρια
Το σμήνος Ωμέγα του Κενταύρου είναι το μεγαλύτερο σφαιρικό σμήνος του Γαλαξία μας. Με μια διάμετρο 150 ετών φωτός, είναι μεγαλύτερο από πολλούς μικρούς γαλαξίες. Είναι πιθανό ότι αυτό το σμήνος αποτελεί το υπόλειμμα του πυρήνα κάποιου γαλαξία που ο δικός μας τον κατάπιε ολόκληρο.
.
Στο κέντρο του σμήνους φαίνεται ότι υπάρχει μια μαύρη τρύπα μεσαίου μεγέθους.
.
Ωμέγα του Κενταύρου ( λεπτομέρεια )
Στην φωτογραφία βλέπουμε τον πυρήνα του σμήνους : 50.000 αστέρια βρίσκονται “ πακεταρισμένα ” σε μια περιοχή που καταλαμβάνει 13 έτη φωτός. Αν ένα τέτοιο σμήνος είχε κέντρο σ’ ένα από τα προάστια του Γαλαξία μας θα καταλάμβανε μόνο 6 έτη φωτός.
.
Τα μικρά, ετοιμοθάνατα αστέρια που βρίσκονται στην καρδιά του σφαιρικού σμήνους M4, και ονομάζονται λευκοί νάνοι, δίνουν στους αστρονόμους μια απάντηση στο ερώτημα για την ηλικία του Σύμπαντος. Οι αρχαίοι αυτοί λευκοί νάνοι είναι περίπου 12 ή 13 δισεκατομμυρίων ετών. Αφού μέτρησαν τον χρόνο που χρειάστηκε ο σχηματισμός του σμήνους μετά την Μεγάλη Έκρηξη, οι αστρονόμοι βρήκαν ότι η ηλικία τους συμφωνεί με τις προηγούμενες εκτιμήσεις τους για την ηλικία του Σύμπαντος.
.

Μ4

M4
Σφαιρικό σμήνος
NGC 6121
Απόσταση :
7.000 έτη φωτός
Αριθμός αστέρων : >100.000
Το σφαιρικό σμήνος Μ4 είναι το το πιο κοντινό σμήνος στη Γη. Εκτείνεται σε μια έκταση 70 ετών φωτός, η μισή όμως από τη μάζα του βρίσκεται συγκεντρωμένη στο κέντρο του που καταλαμβάνει 10 έτη φωτός.
.Παρ’ όλο που όλ’ αυτά μοιάζουν ξεκάθαρα, τα σφαιρικά σμήνη περιβάλλονται ακόμη από πολλά μυστήρια. Το σημαντικότερο όλων είναι ότι δεν καταλαβαίνουμε πραγματικά πως κατ’ αρχήν σχηματίζονται παρ’ όλο που έχουμε πολλές ενδείξεις ότι γεννιόνται κατά την σύγκρουση γαλαξιών και κατά την διάρκεια του πρώτων σταδίων του γαλακτικού σχηματισμού.
Οι ενδείξεις αυτές περιλαμβάνουν και την ανίχνευση τεράστιου αριθμού σφαιρικών σμηνών που περιστρέφονται γύρω από γιγάντιους ελλειπτικούς γαλαξίες όπως ο Μ87, οι οποίοι καταβρόχθισαν αμέτρητους μικρότερους γαλαξίες στη ζωή τους. Έχουμε επίσης συλλάβει την στιγμή σχηματισμού σφαιρικών σμηνών σε συγκρουόμενους γαλαξίες.
Πηγή στοιχείων : Giles Sparrow, Αστρονόμος, Cosmos, Quercus Pubblishing Ltd, 2006 κι οι ιστοσελίδες που ήδη αναφέρθηκαν.
Μετάφραση από τα αγγλικά :
Σοφία Πάνου, Απρίλιος 2008

Τρίτη, 8 Απριλίου 2008

Η ζωή των αστεριών : Ανοιχτά σμήνη

Μ52
Ανοιχτό σμήνος
NGC 7654
Απόσταση :
5.000 έτη φωτός
Αριθμός αστέρων : 200
Η εικόνα αυτή περιλαμβάνει το ανοιχτό σμήνος Μ52 ( πάνω αριστερά ) και το Νεφέλωμα της Φυσαλίδας ( κάτω δεξιά ). Το ανοιχτό σμήνος Μ52 είναι περίπου 35 εκατομμυρίων ετών κι εκτείνεται σε μια περιοχή περίπου 20 ετών φωτός.
Τ’ αστέρια που σχηματίζονται στην ίδια περιοχή του διαστήματος σε ανοιχτά σμήνη προσκολλώνται μεταξύ τους για μερικά εκατομμύρια χρόνια κι ύστερα απομακρύνονται το ένα από το άλλο.
Τα ανοιχτά σμήνη είναι ουράνια κοσμήματα λαμπρών αστεριών κι αποτελούν τα καλύτερα αξιοθέατα στον ουρανό μας. Τα περισσότερα είναι σχετικά χαλαρές ομάδες, όπου κυριαρχούν λαμπρά μπλε και λευκά αστέρια. Μπορεί να περιέχουν πάνω από ένα ζεύγος εκατοντάδων αστεριών - σπανιότερα περιέχουν περισσότερα – και συνήθως βρίσκονται σε περιοχές λαμπερών νεφελωμάτων.
‘Ολ’ αυτά τα χαρακτηριστικά
ανάγονται στην καταγωγή των ανοικτών σμηνών, καθώς πρόκειται για ομάδες αστεριών που σχηματίσθηκαν πρόσφατα στο διάστημα κι ακόμα δεν πορεύονται στους χωριστούς εξελικτικούς τους δρόμους. Σμήνη όπως οι Πλειάδες στον αστερισμό του Ταύρου – ίσως το γνωστότερο σμήνος απ’ όλα – είναι μόνο μερικών δεκάδων εκατομμυρίων ετών.
Ακόμα κι αν όλα τ’ αστέρια σ’ ένα σμήνος γεννήθηκαν από το ίδιο αρχικό πρωτοαστρικό νέφος, βρίσκονται όλα σε μια σχετική κίνηση το ένα προς το άλλο και πέρα από μερικές δεκάδες εκατομμύρια χρόνια, σταδιακά, οι κινήσεις αυτές τ' απομακρύνουν μεταξύ τους. Παράλληλα, τα βαρύτερα, ταχέως εξελισσόμενα αστέρια θα έχουν ήδη εξαντλήσει τα καύσιμά τους κι αυτά με την μεγαλύτερη μάζα θα εξελίσσονται προς την κόκκινη φάση του γίγαντα ή την φάση του υπερκαινοφανούς.
Το αποτέλεσμα είναι ότι τα θερμότερα και λαμπρότερα αστέρια βρίσκονται σχεδόν πάντα μέσα σε νέα σμήνη και συχνά περιβάλλονται από τα κουρέλια του νεφελώματος από το οποίο συμπυκνώθηκαν. Σχεδόν σε κάθε ανοιχτό σμήνος βρίσκουμε μεγάλους αριθμούς από ήρεμα και “ σοβαρά ” αστέρια μικρότερης μάζας αλλά αυτά που τραβούν την προσοχή μας είναι τα λαμπρότερα μέλη.
.
Σμήνος Ήτα Χαμαιλέοντα
Ανοιχτό σμήνος
Mamajek 1
Απόσταση :
316 έτη φωτός
Αριθμός αστέρων : 18
Το 1999, το σμήνος Ήτα Χαμαιλέοντα ανακαλύφθηκε κυριολεκτικά μπροστά στην κοσμική μας πόρτα. Μόνο έξη εκατομμυρίων ετών, περιέχει 10 αστέρια Τ Ταύρου που μόλις και αναδύονται από τα σκοτεινά σύννεφα που συχνάζουν στον αστερισμό του Χαμαιλέοντα.
Για τους αστρονόμους, τα ανοιχτά σμήνη είναι τόσο χρήσιμα όσο και τα πολλαπλά αστέρια γιατί αποτελούν μια ομάδα αστεριών που βρίσκεται πάνω – κάτω στην ίδια απόσταση. Αυτό σημαίνει ότι κάθε μεταβολή στην λαμπρότητά τους οφείλεται στα φυσικά τους χαρακτηριστικά κι όχι στην διαφορετική τους απόσταση. Σε κοντινά σμήνη, όπου τα αμυδρότερα κόκκινα και κίτρινα αστέρια μπορούν ν’ ανιχνευθούν κατά μήκος της πλευράς των μπλε και των λευκών, είναι δυνατόν να συγκρίνουμε την λαμπρότητα και το χρώμα όλων των αστεριών και ν΄ αποκαλύψουμε, ακόμη μια φορά, την οικεία διανομή του διαγράμματος Hertzsprung – Russell.
.
Πλειάδες
Ανοιχτό σμήνος
Μ45
Απόσταση :
440 έτη φωτός.
Αριθμός αστέρων : 8
Οι αρχαίοι Έλληνες αναγνώριζαν τις Πλειάδες, ή επτά αδελφές, ως κόρες του Άτλαντα, του τιτάνα που ήταν καταδικασμένος να κρατάει τον Ουρανό και την Πλειόνη, κόρη του Ωκεανού ( τα δύο αστέρια πάνω στο κέντρο ). Οι αδελφές είναι, ( κατά τη φορά των δεικτών του ρολογιού αρχίζοντας από το κέντρο, η Αλκυόνη, η Αστερόπη, η Ταϋγέτη, η Κελαινώ, η Ηλέκτρα, η Μερόπη και στο κέντρο, η Μαία. Οι επτά αδελφές όμω; είναι οκτώ στην πραγματικότητα καθώς η Αστερόπη είναι διπλός αστέρας. Το γαλάζιο χρώμα που βλέπουμε στην φωτογραφία προέρχεται από νέφος σκόνης που περνάει από την περιοχή τους.
Συνήθως, μέσα σ’ ένα τυπικό ανοιχτό σμήνος, τ’ αστέρια απέχουν μεταξύ τους μήνες ή έτη φωτός. ( Παρ’ όλο που τα κοντινά δυαδικά και τα πολλαπλά αστρικά συστήματα είναι τόσο συνηθισμένα στον ευρύτερο Γαλαξία κι αποτελούν την πλειοψηφία των αστεριών ).
Η μακριά, αργή απομάκρυνση που ενδεχομένως αποδιοργανώνει το σμήνος μπορεί ωστόσο να διατηρήσει το φάντασμά του. Για παράδειγμα, πέντε από τα λαμπρά αστέρια στην Μεγάλη Άρκτο που κατάγονται από το ίδιο σμήνος που σχηματίσθηκε 500 εκατομμύρια χρόνια πριν, σήμερα, μαζί με άλλα, σχηματίζουν την “ κινούμενη ομάδα ” της Μεγάλης Άρκτου που κινείται περίπου προς την ίδια διεύθυνση στο διάστημα.
Συχνά, τα ανοιχτά σμήνη βρίσκονται να κρέμονται από νεφελώματα. Τα νεώτερα και λαμπρότερα σμήνη περιβάλλονται συχνά από μίγματα σχηματισμού αστρικών συνόλων που αποτελούνται από σκοτεινά και νεφελώματα εκπομπής. Ωστόσο, σε μικρό συνήθως χρονικό διάστημα, οι θηριώδεις αστρικοί άνεμοι τα διώχνουν μακριά. Ακόμη και τότε, τα σμήνη δεκάδων εκατομμυρίων ετών μπορεί να περιβάλλονται από νεφελώματα ανάκλασης – φαντάσματα, τα χλωμά υπολείμματα από τα μεγάλα σύνολα αστρικού σχηματισμού που τα ζωντάνεψαν.
Οι Πλειάδες είναι ίσως το πιο γνωστό παράδειγμα σμήνους που περιβάλλεται από ένα νεφέλωμα ανάκλασης, αλλά, ειρωνικά στην προκειμένη περίπτωση, το νεφέλωμα αυτό απλά περνάει μέσω του σμήνους, δεν έπαιξε κανένα ρόλο στον σχηματισμό του.
Πηγή στοιχείων : Giles Sparrow, Αστρονόμος, Cosmos, Quercus Pubblishing Ltd, 2006
Μετάφραση από τα αγγλικά : Σοφία Πάνου, Απρίλιος 2008

Κυριακή, 6 Απριλίου 2008

Η ζωή των αστεριών : πολλαπλά συστήματα

Το τραπέζιο
Ανοιχτό σμήνος
Θήτα του Ώρίωνα
Απόσταση :
1.500 έτη φωτός
Στην καρδιά του νεφελώματος του Ωρίωνα βρίσκεται το ανοιχτό αστρικό σμήνος Θήτα του Ωρίωνα Αποτελείται από 10 περίπου αστέρια που σχηματίστηκαν ένα εκατομμύριο χρόνια πριν και αποκαλούνται τραπέζιο λόγω των 4 θερμότερων και μεγαλύτερων από αυτά, που η διάταξή τους θυμίζει το γνωστό γεωμετρικό σχήμα. Τ' αστέρια του σμήνους φωτίζουν τα σκοτεινά μοριακά νέφη με φως υψηλής ενέργειας.
Στην φωτογραφία, περιβάλλονται από ένα σμήνος καφέ νάνων, αμυδρά αστέρια που είναι πολύ μικρά για την τήξη του υδρογόνου στο κέντρο τους. Τ' αστέρια αυτά λάμπουν μόνο επειδή η βαρυτική ενέργεια μετατρέπεται σε θερμότητα.
Τ’ αστέρια γεννιούνται συνήθως σε διπλές, τριπλές, τετραπλές ή ακόμα μεγαλύτερες ομάδες.
Από τη στιγμή που τα’ αστέρια γεννιούνται σε σμήνη,
το γιατί έχουν την τάση να μείνουν μαζί για το υπόλοιπο της ζωής τους, μια είναι μια απορία. Πράγματι, τα περισσότερα αστέρια στον Γαλαξία συνιστούν μέλη διπλών ή πολλαπλών αστρικών συστημάτων. Τα μοναδικά αστέρια όπως ο Ήλιος μας είναι σχετικά τα πιο σπάνια.
Όπως και νάχει, μερικά από τα λαμπρότερα και πιο εξέχοντα διπλά αστέρια στον ουρανό, δεν είναι τίποτ’ άλλο από ευθυγραμμισμένα παρά - φαινόμενα. Τ’ αστέρια σ’ αυτά τα “ οπτικά διπλά ” μπορεί να χωρίζονται από πολλές δεκάδες ετών φωτός ή και περισσότερα, η μόνη σχέση που έχουν μεταξύ τους είναι ότι όπως τα παρατηρούμε από τη Γη, κείνται κατά την ίδια διεύθυνση.
Τα πραγματικά διπλά αστέρια ( που συχνά καλούνται “ δυαδικά συστήματα ” για ν’ αποφεύγεται η σύγχυση με τα οπτικά διπλά ) έχουν μακράν πολύ περισσότερο ενδιαφέρον. Από τη Γη μπορούμε να παρατηρήσουμε μόνο εκείνα που έχουν μεγάλη απόσταση μεταξύ τους, ή εκείνα που είναι πιο κοντά στη Γη. Τ’ αστέρια σ’ αυτά τα συστήματα χρειάζονται τυπικά πολλές δεκάδες χρόνια ή και αιώνες για να περιστραφούν το ένα γύρω από το άλλο. Τα πιο μακρινά συστήματα, ή εκείνα στα οποία τ’ αστέρια βρίσκονται σε κοντινή απόσταση μεταξύ τους, συγχωνεύονται σε ένα όταν τα βλέπουμε από τη Γη, ωστόσο πάντα υπάρχουν τρόποι να τα ταυτοποιήσουμε και ν’ ανακαλύψουμε τις ιδιότητές τους.
.
CHXR 73 Α και Β
Κόκκινος και καφέ νάνος
Απόσταση : 500 έτη φωτός
Το αστέρι που μοιάζει με φωτεινή κουκίδα κάτω δεξιά, είναι ένας υποψήφιος καφέ νάνος. Ζυγίζει 12 φορές το βάρος του Δία και είναι το μικρότερο αστέρι που έχει παρατηρηθεί ποτέ. Περιστρέφεται γύρω από τον κόκκινο νάνο CHXR 73 Α ( στο κέντρο της φωτογραφίας ), ο οποίος είναι κατά 1/3 ελαφρύτερος από τον Ήλιο. Στα 2 εκατομμύρια χρόνια του, ο CHXR 73 Α είναι πολύ νέος σε σύγκριση με τον μεσήλικα Ήλιο μας που είναι 4.6 δισεκατομμυρίων ετών. Ο CHXR 73 Β είναι 1/100 λιγώτερο φωτεινός από τον CHXR 73 Α και περιστρέφεται γύρω του σε μια απόσταση περίπου 200 φορές μεγαλύτερη από εκείνη της Γης γύρω από τον Ήλιο.
Στις προσομειώσεις που ακολουθούν, βλέπουμε τις τροχιές των δυαδικών, τριπλών και τετραπλών αστρικών συστημάτων. Στα πραγματικά συστήματα, τ' αστέρια έχουν διαφορετικές μάζες κι αποστάσεις μεταξύ τους. Εδώ έχουν ληφθεί ίσες.
.
Ένα τυπικό δυαδικό σύστημα. Τα δυό αστέρια περιστρέφονται γύρω από ένα κοινό κέντρο μάζας.
.
Κυκλικό δυαδικό σύστημα
Ένα παράδειγμα όπου τ' αστέρια ακολουθούν τέλειες κυκλικές τροχιές.
.
Τριπλό σύστημα
Ένα τυπικό τριπλό αστρικό σύστημα. Υπάρχουν δύο αστέρια που περιστρέφονται το ένα γύρω από το άλλο σε μικρή ακτίνα, κι ένα τρίτο που περιστρέφεται γύρω τους σε μεγαλύτερη απόσταση.
.
Οκταπλό σύστημα
Ένα πολύ ασυνήθιστο τριπλό σύστημα. Τα τρία αστέρια ταξιδεύουν σ' ένα σχήμα οκταπλής τροχιάς. Οι προσομειώσεις στον υπολογιστή δείχνουν ότι ένας τέτοιος τύπος τροχιάς μπορεί να μείνει σταθερός δισεκατομμύρια χρόνια. Κανείς δεν έχει παρατηρήσει ακόμα ένα τέτοιο σύστημα, ωστόσο υπάρχει πιθανότητα ν' ανακαλυφθεί στον Γαλαξία μας.
.
Τετραπλό σύστημα
Ένας τύπος τροχιάς σε τετραπλό αστρικό σύστημα. Αποτελείται από δύο ζεύγη δυαδικών αστεριών που περιστρέφονται γύρω από ένα κοινό κέντρο μάζας.
.
Ένας άλλος τύπος τετραπλού αστρικού συστήματος. Δύο αστέρια που βρίσκονται πολύ κοντά μεταξύ τους περιστρέφονται γρήγορα το ένα γύρω από το άλλο. Ένα τρίτο αστέρι περιστρέφεται γύρω τους κι ένα τέταρτο σε ακόμα μεγαλύτερη απόσταση.
.
Proxima Centauri
Λευκός νάνος
Απόσταση : 4.22 έτη φωτός
Ο κοντινός του Κενταύρου, τμήμα του τριπλού αστρικού συστήματος Άλφα του Κενταύρου, είναι ο κοντινότερος αστέρας στη Γη. Μπορεί να έχει μόνο το ένα δέκατο του μεγέθους του Ήλιου μας και νάναι 18.000 φορές πιο αμυδρός, αλλά ως μεταβλητός αστέρας μπορεί, με εκρηκτικές εκτοξεύσεις ενέργειας, να τριπλασιάσει το μέγεθός του μέσα σε λίγα λεπτά.
Ένας λόγος που τα πολλαπλά αστέρια είναι σημαντικά είναι ότι μας επιτρέπουν να μελετήσουμε διάφορα αστέρια που βρίσκονται ακριβώς στην ίδια απόσταση από εμάς. Όταν η αμφιβολία για την απόσταση αίρεται, πολλές από τις άλλες ιδιότητες των αστεριών μπορούν να παρατηρηθούν άμεσα. Έτσι, για παράδειγμα, τα πολλαπλά αστέρια επιβεβαιώνουν την σχέση μεταξύ χρώματος και λαμπρότητας που υπάρχει μεταξύ των άστρων και προσδιορίζει την κύρια ακολουθία του διαγράμματος Hertzsprung – Russell.
Είναι επίσης απλό να συγκρίνουμε τις μάζες των αστεριών σ’ ένα δυαδικό ή σ’ ένα πολλαπλό σύστημα. Τ’ αστέρια διαφορετικού βάρους που περιστρέφονται γύρω από το κοινό κέντρο μάζας τους, ισορροπούν σ’ ένα ουράνιο παιχνίδι όπου τα βαρύτερα πρέπει νάναι πάντα πιο κοντά σ’ αυτό το κέντρο μάζας ενώ τα ελαφρότερα θα περιστρέφονται σε μεγαλύτερη απόσταση από αυτό. Μετρώντας την κίνηση των αστεριών, τόσο άμεσα ή χρησιμοποιώντας τις παραμέτρους Doppler στο φως που εκπέμπουν, οι αστρονόμοι υπολογίζουν τόσο το σχετικό μέγεθος της απόστασης περιστροφής τους όσο και τις σχετικές τους μάζες. Για πολύ καιρό, αυτός ήταν ο μοναδικός τρόπος να μετρηθεί η μάζα των αστεριών, κι ο σύνδεσμος μεταξύ μάζας, λαμπρότητας κι επιφανειακής θερμοκρασίας ήταν ο σπουδαιότερος για την κατανόηση του τρόπου με τον οποίο εξελίχθηκαν.
Τα πολλαπλά συστήματα αστεριών μπορεί να περιέχουν αστέρια όλων των τύπων, από τα άστρα του μέσου όρου της κύριας ακολουθίας μέχρι τους γίγαντες που φτάνουν κοντά στο τέλος της ζωής τους ή τα πολύ μικρά αλλά πολύ πυκνά αστρικά υπολείμματα.
Όταν τ’ αστέρια είναι μαζί πολύ κοντά, μπορεί να έχουν μια άμεση σχέση το ένα με το άλλο : έχουμε “ μεταφορά μάζας μεταξύ δυαδικών ” όπου ένα μικρό, πυκνό αστέρι αντλεί σταδιακά αέριο από το μεγαλύτερο και το συσσωρεύει στην επιφάνειά του μέχρι ν’ αποκτήσει την απαιτούμενη ποσότητα μάζας για την έναρξη της πυρηνικής σύντηξης στην επιφάνειά του.
Όπως θα δούμε παρακάτω, το αποτέλεσμα αυτό μπορεί να είναι καινοφανείς και άλλα κατακλυσμικά μεταβλητά αστέρια.. Σε άλλες περιπτώσεις, η βαρύτητα του ενός άστρου μπορεί απλά να διώξει το άλλο έξω από το σχήμα ή μπορεί ακόμα τα δύο αστέρια να βρίσκονται σε άμεση επαφή μεταξύ τους. Σε μερικές ακραίες περιπτώσεις, ένα αστέρι μπορεί μέχρι και να περιστρέφεται μέσα στην ατμόσφαιρα του γίγαντα γείτονα.
Πηγή στοιχείων : Giles Sparrow, Αστρονόμος, Cosmos, Quercus Pubblishing Ltd, 2006, The Atlas of the Universe κι η ιστοσελίδα του Hubble που ήδη αναφέρθηκε.
Μετάφραση από τα αγγλικά : Σοφία Πάνου, Απρίλιος 2008