Πέμπτη, 14 Απριλίου 2016

ΤΙ ΕΙΝΑΙ ΓΑΛΑΞΙΑΣ
Οι γαλαξίες αποτελούν τεράστια βαρυτικά συστήματα αστέρων, γαλαξιακών αερίων, αστρικής σκόνης και (πιθανώς) αόρατηςσκοτεινής ύλης. Η ετυμολογία της λέξης προέρχεται από τα ελληνικά και σημαίνει άξονας από γάλα και αναφέρεται στον δικό μας Γαλαξία. Οι τυπικοί γαλαξίες αποτελούνται από 10 εκατομμύρια έως 1 τρις (107 - 1012) αστέρες, οι οποίοι βρίσκονται σε τροχιά γύρω από ένα βαρυτικό κέντρο.
 Εκτός από αστέρες, οι περισσότεροι γαλαξίες περιέχουν και ένα μεγάλο πλήθος αστρικών συστημάτων και αστρικών σμηνών όπως και διάφορους τύπους νεφελωμάτων. Οι περισσότεροι γαλαξίες έχουν διάμετρο από μερικές χιλιάδες έως μερικές εκατοντάδες χιλιάδες έτη φωτός και απέχουν μεταξύ τους εκατοντάδες χιλιάδες έως εκατομμύρια έτη φωτός.
NGC 4414, ένας τυπικός σπειροειδής γαλαξίας, στον αστερισμό της Κόμης της Βερενίκης. Έχει διάμετρο περίπου 56.000 έτη φωτός και βρίσκεται σε απόσταση 60 εκατομμύρια έτη φωτός από τον Γαλαξία μας.

ΤΑΞΙΝΟΜΗΣΗ ΤΩΝ ΓΑΛΑΞΙΩΝ
Γενικά οι γαλαξίες παρουσιάζουν στην όψη σχήμα κανονικό, της σφαιρικής ατράκτου ή εκείνου του αμφίκυρτου φακού. Αποτελούνται συνήθως από τρία κύρια μέρη:
·         Το κέντρο του γαλαξία, περιοχή με υψηλή πυκνότητα άστρων, στην οποία βρίσκεται, όπως υποψιάζονται οι επιστήμονες, μία τεράστια μαύρη τρύπα.
·         Τον γαλαξιακό δίσκο, όπου βρίσκονται συγκεντρωμένα τα περισσότερα άστρα του γαλαξία.
·         Την άλω του γαλαξία, που περιέχει λιγότερα και διαφορετικού τύπου άστρα, αέριο και σκοτεινή ύλη.
Ο σύγχρονος Αμερικανός αστρονόμος Έντγουιν Χαμπλ (E. Hubble) 1889-1953, ένας εκ των κυριοτέρων ερευνητών του Σύμπαντος (ο οποίος διαπίστωσε το 1929, μεφασματοσκοπικές μεθόδους, τη διαστολή του Σύμπαντος), ταξινόμησε τους γαλαξίες ως εξής: σε ελλειπτικούς, σπειροειδείς και ανώμαλους. Καθώς η ταξινόμηση του Χαμπλ αφορά μονάχα το σχήμα, παραλείπει συχνά κάποια άλλα σημαντικά χαρακτηριστικά, όπως ο αριθμός δημιουργίας άστρων ή τη δραστηριότητα του πυρήνα.

ΙΔΙΟΜΟΡΦΟΙ ΓΑΛΑΞΙΕΣ
Οι ιδιόμορφοι γαλαξίες αποτελούν γαλαξιακούς σχηματισμούς που έχουν ασυνήθιστες ιδιότητες εξαιτίας της βαρυτικής αλληλεπίδρασης με άλλους γαλαξίες. Ένα παράδειγμα αυτού είναι ο δακτυλιοειδής γαλαξίας, που έχει μία δακτυλιοειδή δομή άστρων και αερίου που περιβάλει ένα «γυμνό» πυρήνα. Αυτοί οι γαλαξίες θεωρείται ότι σχηματίζονται όταν ένας μικρότερος γαλαξίας περάσει μέσα από τον πυρήνα ενός σπειροειδή γαλαξία. Ένα τέτοιο γεγονός μπορεί να έχει επηρεάσει και τον γαλαξία της Ανδρομέδας, καθώς παρουσιάζει πολλαπλές δακτυλιοειδείς μορφές στην υπέρυθρη ακτινοβολία.
Ένας φακοειδής γαλαξίας είναι η ενδιάμεση μορφή εμφάνισης μεταξύ ελλειπτικού και σπειροειδή γαλαξία. Αυτοί οι γαλαξίες κατηγοριοποιήθηκαν από τον Χαμπλ ως S0 και κατέχουν ασθενώς καθορισμένους σπειροειδείς βραχίονες, με μία ελλειπτική άλω αστέρων.
Το αντικείμενο του Hoag είναι ένα παράδειγμα δακτυλιοειδή γαλαξία.

ΑΣΤΡΟΓΟΝΟΙ
Οι αστρογόνοι γαλαξίες χαρακτηρίζονται από συγκεντρώσεις σκόνης και αερίων και την εμφάνιση νεοσύστατων αστέρων, συμπεριλαμβανομένων και τεράστιων αστέρων που ιονίζουν τα γύρω νέφη δημιουργόντας περιοχές H II. Αυτοί οι τεράστιοι αστέρες μετατρέπονται σε υπερκαινοφανείς αστέρες, των οποίων τα υπολείμματα επεκτίνονται και αλληλεπιδρούν δυναμικά με το περιβάλλον αέριο. Αυτά τα ξεσπάσματα μπορούν να προκαλέσουν μια αλυσιδωτή αντίδραση γένεσης αστέρων, που εξαπλώνεται σε ολόκληρη την περιοχή του αερίου. Μόνο όταν το διαθέσιμο αέριο έχει σχεδόν καταναλωθεί ή διασκορπίσει, η αστρογόνος δραστηριότητα σταματά.
Ένα κλασσικό παράδειγμα αστρογόνου γαλαξία είναι ο Μεσιέ 82, ο οποίος υπόκειται σε μία σύντομη πρόσεγγιση με τον μεγαλύτερο Μεσιέ 81. Οι ανώμαλοι γαλαξίες συνήθως παρουσιάζουν κόμβους έντονης αστρογόνου δραστηριότητας.
Ο γαλαξίας Μεσιέ 82, ο αρχέτυπος των αστρογόνων γαλαξιών, παράγει 10 φορές περισσότερους αστέρες απ'ότι ενάς κανονικός γαλαξίας.

ΠΕΡΙΣΤΡΟΦΗ ΚΑΙ ΜΑΖΑ ΓΑΛΑΞΙΩΝ
Συνήθως ο μικρός άξονας του ελλειψοειδούς σχήματος ενός γαλαξία είναι συγχρόνως και ο «άξονας περιστροφής» του.
Τη περιστροφή των γαλαξιών μαρτυρεί, κατ' αρχήν, το ίδιο το σχήμα τους, ενώ οι σπειροειδείς βραχίονές τους καταδεικνύουν σαφώς και τη φορά προς την οποία περιστρέφεται ένας γαλαξίας.
Με τη βοήθεια βέβαια του φασματοσκοπίου κατορθώθηκε όχι μόνο να επιβεβαιωθεί η περιστροφή των γαλαξιών αλλά και ακόμη να μετρηθεί η ταχύτητα περιστροφής τους. Η ταχύτητα δε αυτή φθάνει ή και να υπερβαίνει τα 300 km/s (χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο) στα εξωτερικά όρια των βραχιόνων.
Η ταχύτητα περιστροφής ενός γαλαξία επιτρέπει να υπολογισθεί και η μάζα του, δηλαδή το ποσόν της ύλης που περιέχει. Εξάλλου, όταν είναι γνωστές οι διαστάσεις και η μάζα ενός γαλαξία, εύκολα υπολογίζεται και η μέση πυκνότητα της ύλης του από τον γνωστό τύπο ρ=m/v, όπου ρ = η πυκνότητα, m = η μάζα και v = ο όγκος του γαλαξία.
Βρέθηκε έτσι πως η μάζα των μεγάλων γαλαξιών μπορεί να είναι και 300 δισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερη της μάζας του Ηλίου μας. Οι περισσότεροι όμως γαλαξίες έχουν μάζα μικρότερη της τάξεως των 6•1010 και 2•1010 ηλιακών μαζών. Υπάρχουν όμως και γαλαξίες με μάζα ίση προς ένα μόνο δισεκατομμύριο φορές τη μάζα του Ηλίου μας.
Οι εξαγωγές αυτών των μετρήσεων της μάζας των γαλαξιών είναι εκείνες που επιτρέπουν την έμμεση εκτίμηση και του πλήθους των αστέρων που περιέχονται σε κάθε γαλαξία, αν υποτεθεί ότι η μέση μάζα των αστέρων είναι ίση προς την ηλιακή μάζα. Από αυτό εξάγεται και το συμπέρασμα (που αναφέρθηκε παραπάνω στη «Σύσταση Γαλαξιών») πως το πλήθος των αστέρων εκάστου γαλαξία είναι της τάξεως των 10-άδων ή 100-άδων δισεκατομμυρίων.

ΣΥΣΤΑΣΗ ΓΑΛΑΞΙΩΝ
Όπως απέδειξαν οι έρευνες των τελευταίων 10ετιών, καθένας των γαλαξιών συνίσταται από αστέρεςνεφελώματα και μεσοαστρική ύλη.
Οι 
αστέρες καθενός γαλαξία είναι ήλιοι, όπως ο Ήλιος μας. Το πλήθος των αστέρων εκάστου γαλαξία δεν είναι δυνατόν να καταμετρηθεί διότι λόγω της μεγάλης απόστασης των γαλαξιών δεν καθίσταται εύκαιρη η παρατήρησή τους ειδικότερα στους πυρήνες τους. Μόνο στους πλησιέστερους γαλαξίες διακρίνονται αστέρες και πάλι όχι στους πυρήνες αλλά στους βραχίονές τους που είναι και αραιότεροι.
Δια διαφόρων όμως μεθόδων οι αστρονόμοι προσδιορίζουν τους αστέρες σε κάθε γαλαξία να είναι της αριθμητικής τάξεως των δεκάδων έως εκατοντάδων δισεκατομμυρίων.
Τα νεφελώματα καθενός γαλαξία είναι ύλη νεφελώδης, σχετικά πυκνή, συνήθως σκοτεινή, εκτός και αν φωτίζεται από γειτονικούς αστέρες, οπότε και φαίνεται φωτεινή.
Τα νεφελώματα διακρίνονται ως σκοτεινές κηλίδες ή σκοτεινές ταινίες οι οποίες και αμαυρώνουν κατά τόπους τόσο τον πυρήνα όσο και τους βραχίονες καθενός γαλαξία.
Τέλος η μεσοαστρική ύλη είναι ύλη διάσπαρτη από αέρια και αστρική σκόνη πολύ αραιότερη από την ύλη των νεφελωμάτων, η οποία επειδή πληροί τον μεσοαστρικό χώρο μεταξύ των αστέρων του κάθε γαλαξία ονομάσθηκε μεσοαστρική.
Η μεσοαστρική ύλη είναι ανάλογη με την υπάρχουσα ανάμεσα στους γαλαξίες και που ονομάζεται εξ αυτού διαγαλαξιακή ή μεσογαλαξιακή ύλη.


Η τετράδα του Στεφάνου είναι ένα παράδειγμα μίας συμπυκνωμένης ομάδας αλληλεπιδρώντων γαλαξιών.

Ιδιόμορφος γαλαξίας του ARP 273
ΟRBIT
Εάν ένα αντικείμενο φθάνει ταχύτητα διαφυγής, αλλά δεν κατευθύνεται κατ 'ευθείαν έξω από τον πλανήτη, τότε θα ακολουθήσει μια καμπύλη διαδρομή. Αν και αυτή η διαδρομή δεν σχηματίζουν ένα κλειστό σχήμα, εξακολουθεί να θεωρείται μια τροχιά. Υποθέτοντας ότι η βαρύτητα είναι η μόνη σημαντική δύναμη στο σύστημα, η ταχύτητα αυτού του αντικειμένου σε οποιοδήποτε σημείο στην τροχιά θα είναι ίση με την ταχύτητα διαφυγής σε εκείνο το σημείο (λόγω της διατήρησης της ενέργειας, συνολικής ενέργειας του πρέπει πάντοτε να είναι μηδέν, πράγμα που σημαίνει ότι έχει πάντα ταχύτητα διαφυγή. Το σχήμα της τροχιάς θα είναι μια παραβολή των οποίων η εστίαση βρίσκεται στο κέντρο μάζας του πλανήτη. Μια πραγματική απόδραση απαιτεί μια πορεία με μια τροχιά που δεν τέμνονται με τον πλανήτη, ή την ατμόσφαιρα του, δεδομένου ότι αυτό θα μπορούσε να προκαλέσει το αντικείμενο για την συντριβή. Όταν κινείται μακριά από την πηγή, αυτό το μονοπάτι ονομάζεται τροχιά διαφυγής . Αποδράστε τροχιές είναι γνωστά ως C3 = 0 τροχιές C3 είναι το. Χαρακτηριστικό ενέργειας , = - GM / a, όπου a είναι η ημι-κύριο άξονα , που είναι άπειρη για παραβολικές τροχιές.
Όταν υπάρχουν πολλά σώματα περιστρέφονται, όπως στο ηλιακό σύστημα, έναν πύραυλο που ταξιδεύει με ταχύτητα διαφυγής από ένα σώμα, λένε Γη, δεν θα ταξιδέψει σε άπειρη απόσταση, γιατί χρειάζεται μια ακόμα υψηλότερη ταχύτητα για να ξεφύγει από τη βαρύτητα του Ήλιου. Κοντά από τη Γη, η τροχιά του πυραύλου θα εμφανιστεί παραβολικά, αλλά θα γίνει μια έλλειψη γύρω από τον Ήλιο, με εξαίρεση όταν διαταράσσεται από τη Γη, του οποίου η τροχιά θα πρέπει να εξακολουθούν να τέμνονται, και άλλους φορείς.

TΑΧΥΤΗΤΑ ΔΙΑΦΥΓΗΣ
Ταχύτητα διαφυγής (αγγλικάescape velocity) χαρακτηρίζεται οποιαδήποτε ταχύτητα που υπερνικά ενάντια δράση. Ειδικότερα στην ΑστρονομίαΑστροναυτική και Κοσμογραφίαως ταχύτητα διαφυγής χαρακτηρίζεται η ελάχιστη αρχική ταχύτητα που θα πρέπει να αναπτύξει ένα σώμα (π.χ. ένας πύραυλος) προκειμένου να υπερνικήσει τη βαρυτική έλξη που υφίσταται αυτό στην επιφάνεια ενός ουρανίου σώματος. Για να διαφύγει από τη βαρύτητα ενός ουράνιου σώματος ένας πύραυλος πρέπει να έχει κινητική ενέργεια που να ξεπερνά την δυναμική του ενέργεια στο βαρυτικό πεδίο του ουράνιου σώματος.
Σε κάθε ουράνιο σώμα παρατηρείται διαφορετική ένταση βαρύτητας, συνεπώς διαφορετική είναι και η ταχύτητα διαφυγής η οποία μειώνεται υψομετρικά από την επιφάνειά του. Όσο πιο μακριά βρίσκονται τα κέντρα των μαζών δύο σωμάτων, τόσο μικρότερη είναι η ταχύτητα διαφυγής του ενός ως προς το άλλο.
Η ταχύτητα διαφυγής δίνεται από την ακόλουθη σχέση:
Η ταχύτητα διαφυγής ελαττώνεται όσο απομακρύνεται το ένα σώμα από το άλλο. Αν το μικρότερο σώμα αναπτύξει ταχύτητα μικρότερη της ταχύτητας διαφυγής, τότε αυτό δεν πρόκειται να εγκαταλείψει το μεγαλύτερο. Συνεπώς, ένα αντικείμενο που εκτοξεύεται από την επιφάνεια της Γης με αρχική ταχύτητα μικρότερη της ταχύτητας διαφυγής δεν θα εγκαταλείψει ποτέ την βαρυτική έλξη της Γης. Στην πραγματικότητα η απαιτούμενη ταχύτητα είναι ακόμα μεγαλύτερη από την ταχύτητα διαφυγής, καθώς στο αντικείμενο θα ασκηθούν και δυνάμεις τριβής λόγω της ατμόσφαιρας της Γης.


ΚΑΣΤΑΝΙΑ ΜΑΡΚΕΛΛΑ

Δεν υπάρχουν σχόλια:

Δημοσίευση σχολίου