Αστρικά σμήνη

Αστρικό σμήνος είναι μια ομάδα αστεριών που έχουν κοινή προέλευση και βαρυτικά δεσμεύονται για κάποιο χρονικό διάστημα. Είναι ιδιαίτερα χρήσιμα για τους αστρονόμους, καθώς παρέχουν έναν τρόπο για να μελετήσουν και να ‘’μοντελοποιήσουν’’ την  αστρική εξέλιξη και χρονολόγηση. Οι δύο βασικές κατηγορίες που κατατάσσονται τα αστρικά σμήνη είναι α) Ανοιχτά σμήνη, επίσης γνωστά ως γαλαξιακά σμήνη, και β) Σφαιρωτά σμήνη.

Α) Ανοιχτά (γαλαξιακά) σμήνη

Η ονομασία ‘’Ανοιχτά σμήνη’’, οφείλεται στο γεγονός ότι τα αστέρια που βρίσκονται εντός του σμήνους αυτού, είναι εύκολο να τα δει κάποιος μέσα από ένα τηλεσκόπιο. Μερικά παραδείγματα, όπως οι Υάδες και οι Πλειάδες είναι τόσο κοντά που τα επιμέρους αστέρια τους μπορούν να γίνουν ορατά με σαφήνεια ακόμα και με γυμνό μάτι. Μερικές φορές ονομάζονται γαλαξιακά σμήνη λόγω της θέσης τους πάνω στους ‘’σκονισμένους’’ σπειροειδείς βραχίονες που βρίσκονται πάνω στο επίπεδο των σπειροειδών γαλαξιών. Τα αστέρια σε ένα ανοιχτό σμήνος έχουν μια κοινή προέλευση – λόγω του ότι σχηματίζονται από την ίδιο αρχικό και  γιγαντιαίο μοριακό νέφος. Τα αστρικά σμήνη τυπικά περιέχουν μερικές εκατοντάδες αστέρια αν και αυτό μπορεί να ποικίλει από μερικές δεκάδες έως μερικές χιλιάδες.

Εικόνα: M. Bessell

Το αστρικό σμήνος ‘’Το κουτί με τα κοσμήματα’’ ( Jewel Box cluster),ένα από τα καλύτερα ανοιχτά σμήνη για παρατήρηση με ένα μικρό τηλεσκόπιο στο νότιο ουρανό**. Βρίσκεται κοντά στο άστρο Κάππα* (κ) του αστερισμού του Νότιου Σταυρού. Τα αστέρια μέσα σε ένα ανοιχτό σμήνος είναι δεσμεύονται χαλαρά από τη βαρύτητα. Καθώς το σμήνος περιστρέφεται γύρω από τον γαλαξία, διασκορπίζεται τελικά λόγω της βαρυτικής διαταραχής που δημιουργεί η αλληλεπίδραση με άλλα αντικείμενα στο γαλαξία. Ενώ ο Ήλιος μας είναι πιθανό να έχει αρχικά σχηματιστεί μέσα σε ένα ανοιχτό σμήνος, δεν υπάρχει πλέον ορατή μια ομαδοποίηση του με κοντινά αστέρια. Ως εκ τούτου τα ανοιχτά σμήνη είναι συνήθως αντικείμενα με σχετικά νεαρή ηλικίας. Μερικοί, όπως οι Πλειάδες εξακολουθούν να παρουσιάζουν ενδείξεις νεφελώματος που υποδηλώνει το πρόσφατο σχηματισμό τους. Τα άστρα που βρίσκονται μέσα στα ανοιχτά αστρικά σμήνη ανήκουν στην κατηγορία που ονομάζεται: Πληθυσμός Ι (Population I). Πρόκειται για νεαρά άστρα τα οποία παρουσιάζουν έχουν υψηλή μεταλλικότητα (metallicity). Τα σμήνη αυτά έχουν έκταση από 2 έως 20 περίπου παρσέκ.

Εικόνα: D. Malin/AAO

Οι Πλειάδες, ένα νεαρό, και σε κοντινή απόσταση αστρικό σμήνος. Το αχνό μπλε νεφέλωμα είναι ένα νεφέλωμα ανάκλασης και υποδηλώνει ότι το σμήνος αυτό σχηματίστηκε μόλις πρόσφατα, δεδομένου ότι το νεφέλωμα αυτό δεν έχει ακόμη εντελώς απωθηθεί από την υπεριώδη ακτινοβολία που προέρχεται από τα καυτά, μπλε αστέρια του σμήνους. Οι Πλειάδες είναι γνωστές και ως Πέντε αδελφές σε πολλούς πολιτισμούς όπως στην Ιαπωνία που ονομάζονται: Subaru

Β) Σφαιρωτά σμήνη

Τα σφαιρωτά σμήνη περιέχουν από αρκετές χιλιάδες έως ένα εκατομμύριο αστέρια στο σφαιρικό, βαρυτικά-δεσμευμένο σύστημα τους. Βρίσκονται κυρίως στο ‘’φωτοστέφανο’’ (Άλω) που υπάρχει γύρω από το γαλαξιακό επίπεδο, και το οποίο περιλαμβάνει τα παλαιότερα αστέρια στο γαλαξία μας. Αυτά τα αστέρια που ανήκουν στη κατηγορία: Πληθυσμός ΙΙ (Population II), είναι ιδιαίτερα εξελιγμένα, αλλά με χαμηλή μεταλλικότητα. Τα Αστρικά σμήνη αυτά είναι τόσο παλιά, ώστε κάθε αστέρι υψηλότερο από την κατηγορία φασματικού τύπου G ή F θα έχει ήδη εξελιχθεί από την Κύρια ακολουθία. Υπάρχει λίγη ελεύθερη σκόνη ή αέριο μέσα στα σφαιρωτά σμήνη, ώστε δεν λαμβάνει χώρα κανένας νέος σχηματισμός αστέρων μέσα σε αυτά. Οι αστρικές πυκνότητες μέσα στις εσωτερικές περιοχές ενός σφαιρωτού σμήνος είναι πολύ υψηλές σε σύγκριση με άλλες περιοχές όπως αυτές που υπάρχουν γύρω από τον Ήλιο.

Εικόνα: NASA ,Ron Gilliland (STScI) και  David Malin AAO

Το σφαιρωτό σμήνος 47 Τουκάνας  από το επίγειο Άγγλο-Αυστραλιανό Τηλεσκόπιο (Anglo-Australian Telescope's 2° ΑΑΤ) και το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Χάμπλ (HST) . Το 47 Τουκάνας απέχει από τη Γη περίπου 4.600 παρσέκ. Τα αστέρια είναι ηλικίας περίπου 10 δισεκατομμυρίων ετών που τα περισσότερα είναι Ερυθροί γίγαντες ή λευκοί νάνοι.

Όπως και με τα ανοιχτά σμήνη, τα αστέρια στα σφαιρωτά σμήνη είχαν πιθανώς μια κοινή προέλευση. Σε αντίθεση με τα ανοιχτά σμήνη, τα σφαιρωτά σμήνη συνήθως παραμένουν σε μια βαρυτική συνοχή σε ολόκληρη τη ζωή τους. Τα αστέρια στο εσωτερικό τους δεν είναι διασκορπισμένα έξω από το σύμπλεγμα. Ο Γαλαξίας μας έχει περίπου 200 σφαιρωτά σμήνη. Χαρακτηριστικά παραδείγματα περιλαμβάνουν τα σμήνη: Το 47 Τουκάνας  (47 Tuc), το Μ4 και το Ωμέγα Κενταύρου, αν και υπάρχει κάποια αντιπαράθεση ως προς το κατά πόσον αυτό μπορεί να συμβαίνει στην πραγματικότητα, μιας και θεωρείται ότι αρχικά ήταν ο πυρήνας ενός γαλαξία νάνου.

Οι Ηλικίες των αστρικών σμηνών, και η Μηδενική Ηλικία Κύριας ακολουθίας***(Zero-Age  Main Sequence) 

Τα αστρικά σμήνη είναι ιδιαίτερα σημαντικά γιατί επιτρέπουν στους αστρονόμους να ελέγξουν τα μοντέλα της αστρικής εξέλιξης και τις ηλικίες των άστρων. Ας δούμε πρώτα τα ανοιχτά αστρικά σμήνη για να καταλάβουμε γιατί συμβαίνει αυτό.

Τα αστέρια σε ένα ανοιχτό σμήνος έχουν μια κοινή προέλευση από ένα συγκεκριμένο νεφέλωμα. Ως εκ τούτου, έχουν την ίδια αρχική μεταλλικότητα έτσι ώστε οποιαδήποτε επίδραση αυτής στην αστρική εξέλιξη είναι ουσιαστικά η ίδια για τα μέλη του σμήνους. Ένα άλλο σημαντικό στοιχείο είναι ότι όλα τα αστέρια που βρίσκονται μέσα σε ένα αστρικό σμήνος, είναι ουσιαστικά στην ίδια απόσταση από έναν παρατηρητή στη Γη. Ακόμα κι αν ένα τέτοιο σμήνος μπορεί να εκτείνεται σε μερικά παρσέκ, το μέγεθος αυτό είναι ασήμαντο σε σύγκριση με την πολύ μεγαλύτερη απόσταση του από τη Γη. Αν πάρουμε φωτομετρικές μετρήσεις για τα αστέρια του σμήνους, το φαινόμενο μέγεθος του καθενός από αυτά μας  επιτρέπει επίσης στο να υπολογίσουμε και να τεκμηριώσουμε τις σχετικές απόλυτες λαμπρότητες των άστρων του σμήνους. Τα αστέρια που εμφανίζονται φωτεινότερα μέσα σε ένα αστρικό σμήνος είναι εγγενώς πιο λαμπρά**** από τα πιο αμυδρά μέλη του.

Οι αστρονόμοι χρησιμοποιούν αυτό το στοιχείο για να δημιουργήσουν ένα διάγραμμα χρωματικού μεγέθους για ένα αστρικό σμήνος. Στην ουσία είναι ένα διάγραμμα HR που απεικονίζει το φαινόμενο μέγεθος, συνήθως το ορατό V (ή mV) στον κάθετο άξονα έναντι του δείκτη χρώματος, Β - V στον οριζόντιο. Χρησιμοποιώντας φασματοσκοπική παράλλαξη γίνεται δυνατή στη συνέχεια η βαθμονόμηση του διαγράμματος για να ληφθούν τιμές για το απόλυτο μέγεθος, M ή MV. Με το να ακολουθείται η μέθοδος αυτή για πολλά ανοιχτά σμήνη, προκύπτει ένα ενδιαφέρον αποτέλεσμα. Οι παρακάτω εικόνες δείχνουν κάποια ανοιχτά σμήνη. Στα αριστερά έχουμε το h και χ του Περσέα στον ομώνυμο αστερισμό, ένα διπλό ανοιχτό σμήνος, όπου βλέπουμε τα δύο σμήνη, σε απόσταση 2.200 παρσέκ να απέχουν μεταξύ τους περίπου 30 παρσέκ. Η εικόνα δεξιά δείχνει το M67. Παρατηρείτε μήπως οποιεσδήποτε διαφορές μεταξύ των δύο εικόνων;

Ανοιχτά σμήνη

                    h και χ του Περσέα                                                             Το Μ67

                 (Ένα νεαρό αστρικό σμήνος)                              (Ένα παλαιό αστρικό σμήνος ηλικίας 4 Δισ. ετών) 

 Εικόνα: N.A.Sharp/NOAO/AURA/NSF (αριστερά), Nigel Sharp, Mark Hanna / NOAO / AURA / NSF (δεξιά)

Το διπλό ανοιχτό σμήνος h και χ του Περσέα. Αυτό το ζευγάρι είναι εξαιρετικό λόγω του μεγάλου αριθμού των νέων φωτεινών άστρων φασματικού τύπου O και Β σε κάθε ένα, και της εγγύτητας τους, η οποία  εξακολουθεί να διακρίνεται με σαφήνεια. Το M67, στην δεξιά εικόνα είναι μια πολύ παλαιότερο αστρικό σμήνος. Χρονολογείται βάση των πολλών λευκών νάνων μέσα σε αυτό, που φαίνεται ότι είναι ηλικίας 4 δισεκατομμυρίων ετών. Σημειώστε ότι απουσιάζουν οποιαδήποτε ζεστά, και φωτεινά αστέρια.

Αν σχεδιάσουμε, αυτά τα ανοιχτά σμήνη και άλλα σε ένα διάγραμμα HR θα πάρουμε το παρακάτω σχέδιο. Καθώς τα αστρικά σμήνη βρίσκονται σε διαφορετικές αποστάσεις, το σχέδιο αυτό έχει βαθμονομηθεί σε απόλυτο μέγεθος.

Διάγραμμα 1

Εικόνα: Mike Guidry, Πανεπιστήμιο του Τενεσί

Αν μελετήσετε αυτό το διάγραμμα 1 προσεκτικά θα παρατηρήσετε μια νέα κλίμακα στο δεξιό κάθετο άξονα. Τα "χρόνια" εδώ αναφέρονται στην ηλικία του σμήνους. Ένα αστρικό σμήνος όπως το h και το χ του Περσέα είναι τόσο νέα ώστε τα περισσότερα από τα αστέρια του βρίσκονται ακόμα μέσα στην Κύρια ακολουθία - δεν έχουν ακόμα ‘’σβήσει’’. Οι Πλειάδες, που είναι λίγο μεγαλύτερες σε ηλικία, δεν έχουν αστέρια θερμότερα από το χρωματικό δείκτη 0 (A0 φασματική κλάση) αριστερά στην Κύρια ακολουθία. Τα πιο ογκώδη άστρα του σμήνους έχουν ήδη εξελιχθεί έξω από την κύρια ακολουθία σε γιγαντιαίες διακλαδώσεις. Το Μ67, ένα πολύ παλαιό ανοιχτό σμήνος δεν έχει κανένα αστέρι θερμότερο από 0,4 του δείκτη χρώματος όπως βλέπουμε αριστερά στην Κύρια ακολουθία. Καίριας σημασίας είναι το σημείο καμπής στο διάγραμμα, όπου το σύμπλεγμα στρέφει από την Κύρια ακολουθία. Όσο πιο κάτω από την Κύρια ακολουθία είναι το σημείο καμπής,τόσο παλαιότερο είναι το σμήνος.

Όταν ένα αστέρι επιτυγχάνει την πρώτη του  πυρηνική σύντηξη στο Υδρογόνο και εμφανίζεται στην Κύρια ακολουθία λέγεται ότι είναι μηδενικής ηλικίας. Η μηδενική ηλικία της Κύριας ακολουθίας (Zams) είναι η Κύρια ακολουθία όλα των άστρων όταν σχηματίζονται αρχικά σε ένα αστρικό σμήνος. Όσο πιο ψηλά βρίσκεται στην Κύρια ακολουθία, τόσο πιο μαζικό είναι το αστέρι.

Καθώς τα σφαιρωτά σμήνη είναι γενικά πολύ μεγαλύτερα σε ηλικία από ό, τι τα ανοιχτά σμήνη, τα διαγράμματα χρώματος-μεγέθους τους δείχνουν πιο εξελιγμένα άστρα. Επίσης δεν έχουν κανένα άστρο μεγάλης μάζας αριστερά στην κύρια ακολουθία. Το διάγραμμα χρώματος-μεγέθους κάτω για το M55 απεικονίζει το σημείο αυτό.

Διάγραμμα 2

Διάγραμμα χρωματικού μεγέθους για το σφαιρωτό σμήνος Μ55.

Αν μελετήσετε το παραπάνω διάγραμμα, θα βρείτε ενδιαφέρον το ότι θα δείτε μια ομάδα από καυτά άστρα που εμφανίζονται να είναι στην κύρια ακολουθία πάνω από το σημείο καμπής. Αυτά είναι στην πραγματικότητα γνωστά ως ‘’μπλε παραξενιές’’ (blue stragglers). Λόγω της υψηλής αστρικής πυκνότητας μέσα στα σφαιρωτά σμήνη, οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι μερικά άστρα μπορούν να ενωθούν και να συγχωνευτούν. Ως εκ τούτου, η συνολική μάζα καθιστά το νέο αστέρι θερμότερο (πιο μπλε), και φωτεινότερο από το μεγαλύτερο μέρος των άστρων που υπάρχουν στο σμήνος.

Διάγραμμα 3

Η παραπάνω κινούμενη εικόνα είναι μια λεπτομερής προσομοίωση υπολογιστή του διαγράμματος HR. Ο οριζόντιος άξονας είναι η λογαριθμική κλίμακα της θερμοκρασίας, και ο άξονας y είναι η φωτεινότητα των άστρων. Η κύρια ακολουθία είναι η γραμμή που διέρχεται από το μέσον του σχήματος. Σημειώστε ότι τα αστέρια εξελίσσονται από την κύρια ακολουθία και προσδιορίζονται από τις μάζες τους που αντιστοιχεί σε ηλιακές μάζες, με πρώτα εκείνα που έχουν μεγάλες μάζες. Στα δεξιά είναι ένα διάγραμμα από το εσωτερικό τριών αστέρων, με μάζες 2.6, 1.0 και 0.7 ηλιακές μάζες. Στα επιμέρους τμήματα του διαγράμματος αυτού φαίνεται το τι συμβαίνει στο εσωτερικό αυτών των άστρων, καθώς εξελίσσονται. Παρατηρήστε τα κελύφη των άστρων όταν εκείνα σταδιακά μετατρέπονται σε ερυθρούς γίγαντες.

Διάγραμμα 4

Εικόνα: Hubble Heritage Team (STScI / AURA), A. Cool (SFSU) et al., NASA

Μπλε ''παραξενιές'' στην κεντρική περιοχή του σφαιρωτού σμήνους NGC 6397.

----------------------------------------------------------------------------------------------------------------

*Τα 24 πιο φωτεινά άστρα ενός αστερισμού συμβολίζονται διεθνώς από τα γράμματα της Ελληνικής Αλφαβήτου. Έτσι λοιπόν το γράμμα α δίνεται στο το πιο λαμπρό άστρο, το γράμμα β στο επόμενο άστρο, που είναι λιγότερο λαμπερό από το πρώτο κοκ. Μιλώντας πάντα για φαινόμενη λαμπρότητα.  Όταν εξαντληθούν τα 24 γράμματα, μετά δηλαδή το ω αρχίζει η βαθμονόμηση των φαινόμενων μεγεθών των άστρων όπως ονομάζεται, με αριθμούς. Πχ: Λέμε ότι το α Ωρίωνος είναι ο Βετελγκέζ, ενώ το 1 του Ωρίωνος είναι ο αστέρας Τάμπιτ.

**Ο Ουρανός του Νοτίου Ημισφαιρίου.

***Μηδενική Ηλικία Κύριας ακολουθίας (Αγγ.Ακρώνυμο=Zams) είναι η στιγμή που ένα αστέρι εισέρχεται για πρώτη φορά στην Κύρια ακολουθία στο διάγραμμα HR (Hertzsprung-Russell ή HR) από την καύση του Υδρογόνου στον πυρήνα του μέσω αντιδράσεων Πυρηνικής σύντηξης. Μετά από αυτό το χρονικό διάστημα το αστέρι εισέρχεται σε μια φάση αστρικής εξέλιξης που είναι αρκετά σταθερή, όπου πλέον επεξεργάζεται σταθερά το Υδρογόνο, μετατρέποντας το σε βαρύτερα στοιχεία.

**** Στην αστρονομία, λαμπρότητα είναι το συνολικό ποσό της ενέργειας που εκπέμπεται από ένα άστρο, ένα γαλαξία, ή άλλο αστρονομικό αντικείμενο ανά μονάδα χρόνου.  Έχει σχέση με τη φωτεινότητα, η οποία είναι η φωτεινότητα ενός αντικειμένου σε μια δεδομένη φασματική περιοχή. (Πηγή: https://en.wikipedia.org/wiki/Luminosity)

Πηγές: atnf.csiro.au

             el.wikipedia.org

             astronomy.swin.edu.au

             astrovox.gr

             abyss.uoregon.edu

Παραπομπές:

http://ecourse.uoi.gr/pluginfile.php/94165/mod_resource/content/2/Chapter03.pdf

http://www.helas.gr/greekdict/Greek2English.pdf

https://el.wikipedia.org/wiki/%CE%91%CE%BD%CE%BF%CE%B9%CE%BA%CF%84%CF%8C_%CF%83%CE%BC%CE%AE%CE%BD%CE%BF%CF%82

https://el.wikipedia.org/wiki/%CE%A3%CF%86%CE%B1%CE%B9%CF%81%CF%89%CF%84%CF%8C_%CF%83%CE%BC%CE%AE%CE%BD%CE%BF%CF%82

http://www.eugenfound.edu.gr/frontoffice/portal.asp?cpage=NODE&cnode=163

http://www.astrovox.gr/deepsky.html

http://2epal-n-smyrn.att.sch.gr/files/astro_siteII/astro2/ad.htm

Απόδοση στα Ελληνικά : Δημήτρης Γκίκας.

Για διορθώσεις, απορίες, ή συμπληρώματα γράψτε μας: gikasd63@hotmail.com

Δόθηκε λύση στο αίνιγμα του παράξενου γαλαξία ο οποίος αποτελείται 99,99% από Σκοτεινή ύλη

Μια διεθνής ομάδα με επικεφαλής το Ινστιτούτο Kapteyn του Πανεπιστημίου του Groningen (στην Ολλανδία), με τη συμμετοχή του Ινστιτούτου de Astrofísica de Canarias (IAC) και του Πανεπιστημίου της La Laguna  (ULL), διαπίστωσε ότι ο συνολικός αριθμός από τα σφαιρωτά σμήνη γύρω από το αντικείμενο Dragonfly 44 και, επομένως, το περιεχόμενο της σκοτεινής ύλης, είναι πολύ λιγότερο από ό, τι είχαν προτείνει τα προηγούμενα ευρήματα, κάτι που δείχνει ότι  ο γαλαξίας αυτός δεν είναι ούτε μοναδικός ούτε ανώμαλος. Το αποτέλεσμα της έρευνας δημοσιεύθηκαν πρόσφατα στον ιστότοπο Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS).

Υπάρχει σφαιρωτό σμήνος τόσο παλιό όσο το Σύμπαν; - Νέα έρευνα λέει... "Όχι"

Ο προσδιορισμός της ηλικίας για τα σφαιρωτά σμήνη αναθεωρήθηκε πρόσφατα μετά από έρευνα που εστίασε στην ηλικία των δυαδικών αστρικών συστημάτων, τα οποία βρίσκονται μέσα στα σμήνη, στις αστρικές συστάδες αν προτιμάτε , και ανακαλύφθηκε ότι και τα δύο έχουν δημιουργηθεί ταυτόχρονα. Τα ευρήματα αυτά ενδέχεται να αλλάξουν την κατανόηση μας για το πώς σχηματίστηκε ο Γαλαξίας μας αλλά και παρόμοιοι γαλαξίες, με πάνω από 100 σφαιρωτά σμήνη που είναι γνωστό ότι υπάρχουν μέσα στον Γαλαξία.

Τα νέα αυτά μοντέλα αποκάλυψαν ότι παλαιοί αστρικοί πληθυσμοί μπορεί να είναι σημαντικά λιγότερο ...αρχαίοι από ότι αρχικά πίστευαν οι αστρονόμοι, σύμφωνα με την επικεφαλής ερευνητή Elizabeth Stanway του Πανεπιστημίου του Warwick. Τα σφαιρωτά σμήνη θα μπορούσαν να είναι πάνω από 4 δισεκατομμύρια χρόνια νεώτερα από ότι αρχικά πιστεύαμε, αποκαλύφθηκε σε μια νέα έρευνα με επικεφαλής την Stanway.

Αποτελούμενο από εκατοντάδες χιλιάδες αστέρια πυκνά "συσκευασμένα" σε μια σφιχτή σφαίρα, τα σφαιρωτά σμήνη είχαν θεωρηθεί σχεδόν τόσο παλιά όσο και το ίδιο το Σύμπαν - αλλά χάρις σε νεοεμφανιζόμενα ερευνητικά μοντέλα έχει αποδειχθεί ότι θα μπορούσαν να είναι νεώτερα έχοντας ηλικία 9 δισεκατομμύρια χρόνια και όχι 13 όπως αρχικά πιστεύονταν.

Η ανακάλυψη αυτή θέτει υπό αμφισβήτηση τις τρέχουσες θεωρίες σχετικά με το πώς σχηματίστηκαν oi γαλαξίες, συμπεριλαμβανομένου και του Γαλαξία μας,  - με 150 έως 180 σμήνη να πιστεύεται ότι υπάρχουν μόνο στον Γαλαξία μας - καθώς τα σφαιρωτά αυτά σμήνη είχαν θεωρηθεί προηγουμένως σχεδόν τόσο παλαιά όσο και το ίδιο το Σύμπαν.

Η παραπάνω εικόνα από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble, δείχνει το σφαιρωτό σμήνος Messier 80 (Μ80), ένα αντικείμενο που αποτελείται από εκατοντάδες χιλιάδες αστέρια, και βρίσκεται στην κατεύθυνση του αστερισμού του Σκορπιού. Ο  Γαλαξίας έχει περίπου 160 σφαιρωτά σμήνη, από τις οποία το ένα τέταρτο θεωρείται «εξωγαλακτικό». Εικόνα: (NASA / The Hubble Heritage Team / STScI / AURA) 

Σχεδιασμένα για να επανεξετάσουν την εξέλιξη των αστεριών, τα νέα μοντέλα με την ονομασία " Δυαδικοί Αστρικοί Πληθυσμοί και Φασματική σύνθεση" [Binary Population and Spectral Synthesis (BPASS)], λαμβάνουν υπόψη τις λεπτομέρειες της εξέλιξης των δυαδικών αστέρων μέσα στο σφαιρωτό σμήνος, και χρησιμοποιούνται για να διερευνήσουν τα χρώματα του φωτός από τους παλαιούς πληθυσμούς δυαδικών αστέρων - δηλαδή τα ίχνη χημικών στοιχείων που παρατηρούνται στα φάσματά τους.

Η εξελικτική διαδικασία "ατενίζει" δύο αστέρια που αλληλεπιδρούν σε ένα δυαδικό σύστημα, το οποίο βλέπουμε στην καλλιτεχνική αναπαράσταση στη παραπάνω εικόνα, όπου ένα αστέρι διαστέλλεται σχηματίζοντας έναν κυανό υπεργίγαντα αστέρα, ενώ η βαρυτική δύναμη του μικρότερου αντλεί την ατμόσφαιρα του άμοιρου υπεργίγαντα, η οποία περιλαμβάνει Υδρογόνο και Ήλιο, μεταξύ άλλων στοιχείων. Αυτά τα αστέρια πιστεύεται ότι σχηματίστηκαν την ίδια χρονική περίοδο με το ίδιο το σφαιρικό σμήνος που τα "φιλοξενεί".

Μέσα από τη χρήση των μοντέλων BPASS και τον υπολογισμό της ηλικίας των αστρικών δυαδικών συστημάτων, οι ερευνητές μπόρεσαν να αποδείξουν ότι το σφαιρωτό σμήνος στο οποίο συμμετέχουν δεν ήταν και τόσο ...αρχαίο όσο πρότειναν άλλα μοντέλα.

Τα μοντέλα BPASS, που αναπτύχθηκαν σε συνεργασία με τον Dr JJ Eldridge του Πανεπιστημίου του Auckland, είχαν αποδειχτεί αποτελεσματικά στην εξερεύνηση των ιδιοτήτων των νεαρών αστρικών πληθυσμών σε περιβάλλοντα που κυμαίνονται από τον Γαλαξία μας μέχρι την άκρη του Σύμπαντος.

Συζητώντας τα μοντέλα BPASS και τα ευρήματά τους, η Dr Elizabeth Stanway, από την Ομάδα Αστρονομίας και Αστροφυσικής του Πανεπιστημίου του Warwick και από τον επικεφαλής ερευνητή της νέας έρευνας, δήλωσε:

"Ο προσδιορισμός της ηλικίας για τα αστέρια εξαρτάται πάντα από τη σύγκριση των παρατηρήσεων μας με τα μοντέλα που εμπεριέχουν την κατανόησή μας για το πώς διαμορφώνονται και εξελίσσονται τα αστέρια. Η αντίληψη αυτή έχει αλλάξει με την πάροδο του χρόνου, καθώς έχουμε όλο και μεγαλύτερη επίγνωση των επιπτώσεων της αστρικής πολλαπλότητας- τις αλληλεπιδράσεις δηλαδή μεταξύ των αστέρων και των δυαδικών και τριαδικών τους συνοδών.    

Ο Stanway υποδεικνύει ότι τα ευρήματα της έρευνας καταδεικνύουν νέους τρόπους διερεύνησης του τρόπου που σχηματίζονται οι ογκώδεις γαλαξίες και τα αστέρια που περιέχονται μέσα σε αυτούς: 

"Είναι σημαντικό να σημειωθεί ότι υπάρχει ακόμη πολύς χρόνος εργασίας - ειδικά η εξέταση των πολύ κοντινών συστημάτων όπου μπορούμε να επιλύσουμε θέματα σε μεμονωμένα αστέρια και όχι μόνο να εξετάσουμε το συνολικό φως (φάσμα) ενός αστρικού σμήνους - πρόκειται για ένα ενδιαφέρον και συναρπαστικό αποτέλεσμα".

"Αν αυτό αληθεύει, αλλάζει την εικόνα μας για τα αρχικά στάδια της εξέλιξης των γαλαξιών, καθώς και που μπορεί να σχηματίστηκαν τα αστέρια που έχουν σήμερα βρίσκονται σε ογκώδεις γαλαξίες, όπως ο Γαλαξίας μας. Σκοπός μας για το μέλλον είναι να εστιάσουμε την προσοχή μας σε αυτή την έρευνα , διερευνώντας τόσο τις βελτιώσεις στη μοντελοποίηση όσο και τις παρατηρήσιμες προβλέψεις που προκύπτουν από αυτές ».. "

The Daily Galaxy μέσω του Πανεπιστημίου του Warwick

--------------------*--------------------

Ενημερωθείτε για θέματα Αστρονομίας και Επιστήμης στις ομάδες μας στο Facebook:

. Άρατος- Παρατηρησιακή Αστρονομία Σαλαμίνας

. Αστρονομία και Επιστήμη

. Αστροβραδιές Σαλαμίνας

Πηγή

Πηγές υπάρχουν επίσης και στις παραπομπές του κειμένου (οι λέξεις με τα μπλε γράμματα)

Απόδοση στα Ελληνικά : Δημήτρης Γκίκας.

 Για διορθώσεις μετάφρασης ως προς το πρότυπο κείμενο, απορίες, ή συμπληρώματα, γράψτε μας: gikasd63@hotmail.com  η αφήστε μήνυμα inbox στη Σελίδα:

 https:/www.facebook.com/groups/174408446026959/

Επίσης εάν θέλετε να δημοσιευτεί στο μπλόγκ μας κάποια δική σας εργασία, άρθρο, ή paper σχετικά με την επιστήμη, αποστείλατε τα άρθρα αυτά συνοδευόμενα απαραίτητα από τη σχετική βιβλιογραφία, και την σχετική έντυπη άδεια σας για δημοσίευση στο μπλόγκ μας, στη διεύθυνση: gikasd63@hotmail.com  . Η δημοσίευση είναι εντελώς δωρεάν.

Εάν, κατά την άποψή σας, υπάρχουν επιστημονικά λάθη στο πρότυπο κείμενο η ομάδα μας δεν μπορεί να παρέμβει και να το αλλάξει χωρίς την συναίνεση του αρθρογράφου. Για οποιαδήποτε τέτοια αλλαγή επικοινωνήστε με την πηγή του άρθρου.

 Το κείμενο υπόκειται σε επικαιροποίηση αν υπάρξουν έγκυρες διορθώσεις ή νέα στοιχεία που αφορούν το θέμα του άρθρου. 

Για την ομάδα : @Aratosastronomy

Η Μαγεία του Σύμπαντος

Νεφελώματα.

Σε μια ξάστερη και ασέληνη νύχτα κοιτάζοντας τον ουρανό με τα τηλεσκόπια παρατηρούμε ορισμένα αντικείμενα που μοιάζουν σαν σύννεφα. Άλλοτε αραιά και άλλοτε πιο πυκνά αυτά που εμείς θεωρούμε σύννεφα δεν είναι παρά μια συγκέντρωση από αστρικά αντικείμενα. Αστρικά μαιευτήρια όπως το Μ42 στον αστερισμό του Ωρίωνα, συγκεντρώσεις άστρων όπως το Μ13 στον αστερισμό του Ηρακλή, το Μ31 τον περίφημο Γαλαξία της Ανδρομέδας, και άλλα μας δείχνουν ότι το Σύμπαν διαθέτει απέραντη μαγεία. Πάμε όμως να δούμε τα είδη αυτών των νεφελωμάτων όπως λέγονται.   

Αρχικά, η λέξη "νεφέλωμα" αναφέρεται σε σχεδόν κάθε μεγάλο και εκτενές αστρονομικό αντικείμενο (εκτός από τους πλανήτες και τους κομήτες). Η ετυμολογία της λέξης «νεφέλωμα» σημαίνει «σύννεφο». Όπως συνηθίζεται στην αστρονομία, η παλιά ορολογία επιβιώνει στη σύγχρονη εποχή μερικές φορές με τρόπους που μας προκαλούν σύγχυση. Κάποιες φορές χρησιμοποιούμε τη λέξη "νεφέλωμα" όταν αναφερόμαστε σε γαλαξίες, διάφορα είδη αστρικών σμηνών, καθώς και σε διάφορα είδη διαστρικών νεφών σκόνης και αερίου. Με την αυστηρή έννοια του όρου, η λέξη "νεφέλωμα" θα πρέπει να προορίζεται για νέφη αερίων και σκόνης και όχι για ομάδες άστρων.

Oi Πυλώνες της Δημιουργίας -  Εικόνα: ESA/Hubble

Γαλαξίες

Στις αρχές του αιώνα, υπήρχε μια μεγάλη συζήτηση ως προς τη φύση των νεφελωμάτων, όπως αυτό στην παρακάτω εικόνα, επειδή εκείνη την εποχή δεν μπορούσε να αναλυθεί σε επιμέρους αστέρια. Χάρις στο έργο του Έντγουιν Χαμπλ του οποίου η  διάσημη εργασία (paper)  "Το βασίλειο των νεφελωμάτων" ("The Realm of the Nebulae" ), τα πράγματα πήραν τελικά το δρόμο τους, μιας και τώρα γνωρίζουμε ότι αυτά είναι στη πραγματικότητα τεράστια συγκροτήματα από δισεκατομμύρια αστέρια που είναι πολύ πιο μακριά από τη Γη σε σχέση με άλλα νεφελώματα. Ο δικός μας Γαλαξίας είναι μόνο ένας από τα δισεκατομμύρια των γαλαξιών που γνωρίζουμε σήμερα ότι υπάρχουν. Ένας τυπικός γαλαξίας έχει διάμετρο 100.000 ετών φωτός . (Εδώ βλέπουμε τον γαλαξία Μ51. Δείτε τον κατάλογο SEDS Messier για περισσότερα στοιχεία.)

ΑΣΤΡΙΚΑ ΣΜΗΝΗ

Α) Σφαιρωτά σμήνη

Σφαιρωτά σμήνη λέμε τις ομάδες πολλών χιλιάδων (μερικές φορές μέχρι και ένα εκατομμύριο) άστρων που κρατούνται ενωμένα από τη βαρύτητα. Αποτελούνται κυρίως από πολύ παλιά αστέρια. Τα Σφαιρωτά σμήνη δεν είναι συγκεντρωμένα στο επίπεδο του Γαλαξία, αλλά μάλλον είναι τυχαία κατανεμημένα σε όλο το φωτοστέφανο (Άλω) που υπάρχει γύρω του . Υπάρχουν αρκετές εκατοντάδες σφαιρωτά σμήνη που σχετίζονται με τον γαλαξία μας. Ένα τυπικό σφαιρωτό σμήνος έχει διάμετρο μερικές εκατοντάδες έτη φωτός. (Εδώ βλέπουμε το Μ13. Δείτε τον κατάλογο SEDS Messier για περισσότερα στοιχεία.)

B) Ανοιχτά σμήνη

Τα Ανοιχτά σμήνη είναι χαλαρές συγκεντρώσεις με δεκάδες ή εκατοντάδες νεαρά αστέρια. Γενικά δεν δεσμεύονται βαρυτικά και διαλύονται σε σχετικά σύντομο χρονικό διάστημα, σε αστρονομικούς όρους φυσικά. Επίσης συχνά συνδέονται με πιο διάχυτα νεφελώματα. Επίσης ονομάζονται "γαλαξιακά σμήνη" επειδή βρίσκονται συνήθως στο επίπεδο του γαλαξία. Ένα τυπικό ανοιχτό σμήνος έχει διάμετρο λιγότερο από 50 έτη φωτός. (Εδώ βλέπουμε το Μ44. Δείτε τον κατάλογο SEDS Messier για περισσότερα στοιχεία.)

 Νεφελώματα εκπομπής

Τα νεφελώματα εκπομπής είναι νέφη αερίου υψηλής θερμοκρασίας. Τα άτομα μέσα σε αυτό το ‘’σύννεφο’’ ενεργοποιούνται από το υπεριώδες φως που προέρχεται από ένα κοντινό αστέρι, και εκπέμπουν ακτινοβολία καθώς πέφτουν πίσω στη χαμηλότερη ενεργειακή τους κατάσταση (με τον ίδιο τρόπο όπως ένα φως από αέριο νέον). Αυτά τα νεφελώματα είναι συνήθως κόκκινα, γιατί η κυρίαρχη γραμμή εκπομπής του Υδρογόνου συμβαίνει να είναι κόκκινη (τα υπόλοιπα χρώματα παράγονται από άλλα άτομα, αλλά το Υδρογόνο είναι μακράν το πιο άφθονο). Τα νεφελώματα εκπομπής είναι συνήθως περιοχές που βρίσκονται πρόσφατοι  και υπό εξέλιξη αστρικοί σχηματισμοί. (Εδώ βλέπουμε το Μ42. Δείτε τον κατάλογο SEDS Messier για περισσότερα στοιχεία)

Νεφελώματα αντανάκλασης

Τα Νεφελώματα αντανάκλασης είναι σύννεφα σκόνης που απλώς αντανακλούν το φως από ένα κοντινό αστέρι ή αστέρια. Είναι συνήθως περιοχές σχηματισμού αστεριών. Συνήθως είναι μπλε, επειδή η σκέδαση είναι πιο αποτελεσματική για το μπλε φως. Τα Νεφελώματα εκπομπής και Αντανάκλασης συχνά εμφανίζονται μαζί και μερικές φορές και τα δύο αναφέρονται ως νεφελώματα Διάχυσης. (Εδώ βλέπουμε το NGC 7023)

Σκοτεινά νεφελώματα

Σκοτεινά νεφελώματα είναι σύννεφα σκόνης τα οποία απλώς εμποδίζουν το φως από ό, τι βρίσκεται πίσω τους. Είναι φυσικά πολύ παρόμοια με τα νεφελώματα αντανάκλασης, αλλά φαίνονται διαφορετικά μόνο λόγω της γεωμετρίας της πηγής φωτός τους, του νέφους και της Γης. Τέτοια νεφελώματα, επίσης παρατηρούνται, συχνά σε συνδυασμό με νεφελώματα Εκπομπής και Αντανάκλασης. Ένα τυπικό νεφέλωμα διάχυσης έχει διάμετρο μερικές εκατοντάδες έτη φωτός. (Εδώ βλέπουμε το NGC 2264 .  Βλέπε επίσης και το Νεφέλωμα της Αλογοκεφαλής - the Horsehead Nebula)

Πλανητικά νεφελώματα

Τα Πλανητικά νεφελώματα είναι κελύφη αερίου, που απορρίφτηκαν από μερικά αστέρια που βρέθηκαν κοντά στο τέλος της ζωής τους. Ο Ήλιος μας θα παράξει πιθανώς ένα τέτοιο πλανητικό νεφέλωμα σε περίπου 5 δισεκατομμύρια χρόνια. Ο όρος δεν έχει να κάνει καθόλου με πλανήτες. Η ορολογία εφευρέθηκε επειδή συχνά μοιάζουν λίγο σαν πλανήτες όταν τα παρατηρεί κανείς με μικρά τηλεσκόπια. Ένα τυπικό πλανητικό νεφέλωμα εκτείνεται σε μικρότερο από ένα έτος φωτός. (Εδώ βλέπουμε το Μ57)

Υπολείμματα Υπερκαινοφανών

Εκρήξεις Υπερκαινοφανών (Σουπερνόβα) συμβαίνουν όταν ένα τεράστιο άστρο τελειώνει τη ζωή του με μια καταπληκτική ,και ‘’ένδοξη’’ λάμψη . Για λίγες μέρες ένα τέτοιο κατακλυσμιαίο γεγονός εκπέμπει τόση ενέργεια όσο στο σύνολό του ο γαλαξίας μας. Όταν όλα τελειώσουν, ένα μεγάλο μέρος του αστεριού εκτείνεται στο διάστημα ως ένα αντικείμενο που ονομάζεται: Κατάλοιπο Υπερκαινοφανούς. Ένα τυπικό κατάλοιπο Υπερκαινοφανούς εκτείνεται σε λίγα έτη φωτός. (Εδώ βλέπουμε το Μ1)

Πηγές: astro.nineplanets.org

            el.wikipedia.org

            en.wikipedia.org

 Απόδοση στα Ελληνικά : Δημήτρης Γκίκας.

 Για διορθώσεις, απορίες, ή συμπληρώματα γράψτε μας: gikasd63@hotmail.com

"Μια...έκπληξη σχεδόν τόσο παλιά όσο και το Σύμπαν"

Το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble ανακάλυψε μια αόρατη μάζα μικρών μελανών οπών στον πυρήνα ενός σφαιρωτού σμήνους 

Αστρονόμοι ανακάλυψαν έναν πληθυσμό από υπερμεγέθεις μαύρες τρύπες στο αστρικό σφαιρωτό σμήνος Palomar 5 !

Το Palomar 5 είναι ένα μοναδικό αστρικό σμήνος. Σε ένα paper που δημοσιεύθηκε χθες στον ιστότοπο Nature Astronomy, μια διεθνής ομάδα αστροφυσικών με επικεφαλής το Πανεπιστήμιο της Βαρκελώνης δείχνουν ότι τα ξεχωριστά χαρακτηριστικά του Palomar 5 είναι πιθανόν το αποτέλεσμα της παρουσίας ενός πληθυσμού από υπερμεγέθεις μαύρες τρύπες με πάνω από 100 από αυτές στο κέντρο του σμήνους !

Οι δακτύλιοι του Γαλαξία μας

Τρεις σχετικά πρόσφατα ανακαλυφθείσες αψιδωτές αστρικές ροές οι οποίες βρίσκονται πάνω από τον Γαλαξία μας, είναι απομεινάρια του "κανιβαλισμού" του πάνω σε άλλους γαλαξίες και αστρικά σμήνη. Οι ροές αυτές απέχουν από τη Γη περίπου 13.000 και 130.000 έτη φωτός και εκτείνονται σε μεγάλο μέρος του βόρειου ουρανού.

Δύο από αυτούς τους αστρικούς ποταμούς είναι σχεδόν σίγουρα τα απομεινάρια από πανάρχαια αστρικά σμήνη γνωστά στους αστρονόμους με την ονομασία "σφαιρωτά σμήνη". Αυτές οι γιγαντιαίες αστρικές πολιτείες περιέχουν δεκάδες χιλιάδες έως και εκατομμύρια αστέρες. Αν και μόνο περίπου 150 σφαιρωτά σμήνη περιστρέφονται σήμερα* γύρω από τον Γαλαξία μας, ωστόσο στο παρελθόν μπορεί να ήταν χιλιάδες.

Με το πέρασμα δισεκατομμυρίων ετών, οι αμείλικτες βαρυτικές πιέσεις από τον Γαλαξία μας πάνω σε αυτές τις ροές δημιούργησαν με αυτό τον τρόπο μακριές, λεπτές αστρικές οδούς. Μόλις αυτά τα άστρα ομαδοποιήθηκαν, άρχισαν δηλαδή να πλησιάζουν τον ένα το άλλο, αναπόφευκτα μερικές φορές λάμβαναν χώρα σποραδικά αστρικές συγκρούσεις.Τα αστέρια αυτά σήμερα απέχουν μεταξύ τους πολλά έτη φωτός, και ταξιδεύουν έχοντας ταχύτητα μισό εκατομμύριο μίλια την ώρα μέσα από τις σκοτεινές και μοναχικές περιοχές του γαλαξιακού Άλω. 

Η τρίτη ροή εκτείνεται σε μια πολύ μεγαλύτερη περιοχή του ουρανού, και είναι πιθανότατα τα διάσπαρτα "λείψανα" ενός γαλαξία νάνου. Αυτοί οι νάνοι γαλαξίες μπορεί να περιέχουν έως και 100 εκατομμύρια αστέρια, και μερικές φορές υπάρχουν μέσα τους σημαντικές ποσότητες από την μυστηριώδη (μέχρι τώρα)  "σκοτεινή ύλη". Ενώ ο Γαλαξίας μας φιλοξενεί σήμερα μια οικογένεια 20 γνωστών νάνων γαλαξιών, οι επιστήμονες που μελετούν την γαλαξιακή ανάπτυξη στο πρώιμο Σύμπαν έχουν από καιρό βρεθεί σε αμηχανία για το λόγο που δεν βλέπουμε εκατοντάδες από αυτούς.

--------------------*--------------------

*Τα αστρικά σμήνη τα οποία βρίσκονται έξω από το Γαλαξία μας ζουν πολύ περισσότερο από τα αντίστοιχα εντός του.

--------------------*--------------------

Ενημερωθείτε για θέματα Αστρονομίας και Επιστήμης στις ομάδες μας στο Facebook:

. Άρατος- Παρατηρησιακή Αστρονομία Σαλαμίνας

. Αστρονομία και Επιστήμη

. Αστροβραδιές Σαλαμίνας

Πηγή

http://www.spitzer.caltech.edu/images/2138-sig07-008-Rings-Around-the-Galaxy-Annotated-

Διαβάστε περισσότερα: 

http://www.thelivingmoon.com/44cosmic_wisdom/02files/Scientists_Now_Know_We_are_Not_From_Here.html

Πηγές υπάρχουν επίσης και στις παραπομπές του κειμένου (οι λέξεις με τα μπλε γράμματα)

Απόδοση στα Ελληνικά : Δημήτρης Γκίκας.

 Για διορθώσεις μετάφρασης ως προς το πρότυπο κείμενο, απορίες, ή συμπληρώματα, γράψτε μας: gikasd63@hotmail.com  η αφήστε μήνυμα inbox στη Σελίδα:

 https:/www.facebook.com/groups/174408446026959/

Επίσης εάν θέλετε να δημοσιευτεί στο μπλόγκ μας κάποια δική σας εργασία, άρθρο, ή paper σχετικά με την επιστήμη, αποστείλατε τα άρθρα αυτά συνοδευόμενα απαραίτητα από τη σχετική βιβλιογραφία, και την σχετική έντυπη άδεια σας για δημοσίευση στο μπλόγκ μας, στη διεύθυνση: gikasd63@hotmail.com. Η δημοσίευση είναι εντελώς δωρεάν.

Εάν, κατά την άποψή σας, υπάρχουν επιστημονικά λάθη στο πρότυπο κείμενο η ομάδα μας δεν μπορεί να παρέμβει και να το αλλάξει χωρίς την συναίνεση του αρθρογράφου. Για οποιαδήποτε τέτοια αλλαγή επικοινωνήστε με την πηγή του άρθρου.

 Το κείμενο υπόκειται σε επικαιροποίηση αν υπάρξουν έγκυρες διορθώσεις ή νέα στοιχεία που αφορούν το θέμα του άρθρου. 

Για την ομάδα : @Aratosastronomy