https://www.astronomia.gr/wiki/api.php?action=feedcontributions&feedformat=atom&user=Bitsakis 2026-05-02T19:28:59Z Συνεισφορές χρήστη MediaWiki 1.43.8 https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A6%CE%B1%CF%83%CE%BC%CE%B1_%CE%B3%CE%B1%CE%BB%CE%B1%CE%BE%CE%B9%CF%89%CE%BD&diff=7724 2014-08-02T20:53:39Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Το φάσμα των γαλαξιών αποτελεί σύνθεση του συνεχούς και των φασματικών γραμμών. Οι φασματικές γραμμές δεν είναι τίποτε άλλο παρά γραμμές εκπομπής ή απορρόφησης που οφείλονται στις μεταβάσεις ηλεκτρονίων απο μια στοιβάδα ενός ατόμου στην άλλη, ή μετάβασεις-ταλάντωσεις-περιστροφές μορίων. Το σύνεχες οφείλεται στην εκπομπή απο τις διάφορες πηγές που υπάρχουν μέσα στους γαλαξίες, π.χ. άστρα, αέριο, σκόνη, μη-θερμικές πηγες (όπως μάυρες τρύπες). <br /> <br /> Η φασματική κατανομή ενεργειας στους γαλαξιες (ή spectral energy distribution, SED) είναι η κατανομή αυτής της ενέργειας που παράγεται απο τις διάφορες πήγες, αν παρατηρήσουμε τον γαλαξία σε όλα τα μήκη κύματος. Βασικά χωρίζεται σε τρία μέρη, το αστρικό (που ακτινοβολείται από τα άστρα), τη μη-θερμική ακτινοβολία (π.χ. μαύρες τρύπες), και το μέρος που παράγεται από τη σκέδαση ή επανεκπομπή της ακτινοβολίας απο τα αέρια και τη σκόνη. <br /> [[Αρχείο:sed_chary.jpeg|thumb| Galaxy spectral energy distributions]] <br /> Το πρώτο ξεκινά απο τα χαμηλά μήκη κύματος, π.χ. το υπεριώδες και συνεχίζεται εως και το κοντινό υπέρυθρο (near-IR, 3 μικρόμετρα) ανάλογα με το πόσα νέα ή παλαιά άστρα έχει ο γαλαξίας. σε κάθε φασματική κατηγορία ([[Φασματικός Τύπος]]). Για παράδειγμα ενας σπειροειδής γαλαξίας που παράγει πολλά νέα άστρα τύπων ΟΒ θα έχει αρκετό φως στο υπεριώδες, ενώ ένας ελλειπτικός που αποτελείτε κυρίως από παλαιά άστρα, τύπων ΚΜ, θα έχει κυρίως κόκκινο και near-IR φως.<br /> Ανάλογα με την ισχύ των μη-θερμικών πηγών, ο γαλαξίας δύναται να εχει και έντονη ακτινοβολία απο τις ακτίνες γ εως και τα ραδιοφωνικά μήκη κύματος.<br /> Τέλος το πιο πολύπλοκο είναι το μέρος που απορροφά, σκεδάζει και επανεκμπέμπει το φως το οποίο αποτελείτε από τα εξής μέρη: Τους πολυκυκλικούς αρωματικούς υδρογονάνθρακες ([[PAH]]), τη ζεστή σκόνη (στο μέσο υπέρυθρο, mid-IR), και την κρύα σκόνη (στο μακρυνό υπέρυθρο και τα μικροκύματα). <br /> Αν ένας γαλαξίας είναι σπειροειδής και άρα κατά πάσα πιθανότητα έχει πολλά αέρια και σκόνη καθώς και αρκετά νέα αστρα, τα [[PAH]] που περιέχει θα απορροφούν το φως στο UV και θα το επανεκπέμπουν στα ΡΑΗ-bands (3-12 μικρόμετρα). Επίσης η σκόνη του θα θερμανθεί και θα ακτινοβολήσει στο mid-IR. Αντίθετα ένας ελλειπτικός γαλαξίας που περιέχει κυρίως παλαιά άστρα και ελάχιστη σκόνη, δεν θα περιέχει ΡΑΗ-bands στο φάσμα του, ούτε σημαντική εκμπομπή στο mid-IR.<br /> <br /> <br /> [[Κατηγορία:Αστροφυσική]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%94%CE%B9%CE%B1%CF%83%CF%84%CE%B7%CE%BC%CE%B9%CE%BA%CE%B1_%CF%84%CE%B7%CE%BB%CE%B5%CF%83%CE%BA%CE%BF%CF%80%CE%B9%CE%B1&diff=7723 2014-08-02T20:52:21Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>[[Εικόνα:chandra_big.gif|thumb|CHANDRA]]Όπως είναι γνωστό η γήινη ατμόσφαιρα δεν επιτρέπει σε όλα τα μήκη κύματος του φωτός να διέρχονται απο αυτήν. Τα φωτώνια που μπλοκάρονται είναι αυτά των &quot;σκληρών&quot; ακτινοβολιών, απο τις ακτίνες-γ εώς το &quot;μακρινό&quot; υπεριώδες (far-UV), καθώς και τα υπέρυθρα μήκη κύματος. Αντίθετα το ορατό και το κοντινό υπέρυρθρο, καθώς και τα ραδιοκύματα διέρχονται σχεδόν ανενόχλητα με σχετικά μικρή απορρόφηση ή σκέδαση. Δεδομένου όμως ότι τα μήκη κύματος που μπλοκάρονται μεταφέρουν πολλές χρήσιμες πληροφορίες για τα αντικείμενα και τις διαδικασίες που τα δημιούργησαν, επιβάλεται να βρεθεί ένας τρόπος ώστε να συλλεχθεί αυτή η πληροφορία. Ο τρόπος αυτός ειναι η παρατήρηση τους απο το διάστημα. Διαστημικά τηλεσκόπεια κατασκευάστηκαν πρώτη φορά για την παρατήρηση του υπερύθρου την δεκαετεία του '70 (π.χ. IRAS). Απο τότε έχουν κατασκευαστεί αρκετά ακόμη, σε διαφορετικά μήκη κύματος, ακόμη και σε αυτά που διέρχονται της γήινης ατμόσφαιρας ώστε να βελτιωθεί η ποιότητα των εικόνων που απο το διάστημα δεν έχουν υποστεί καμία αλλoίωση απο τα διάφορα φαινόμενα της γήινης ατμόσφαιρας. Μερικά πολύ διάσημα διαστημικά τηλεσκόπεια είναι τα παρακάτω: [[Εικόνα:hubbleST.jpg|thumb|HubbleST]]<br /> <br /> <br /> *''Ακτίνες γ: '' Compton-GRO [[Εικόνα:spitzer.jpg|thumb|Spitzer]]<br /> <br /> <br /> *''Ακτίνες Χ: '' XMM-Newton, CHANDRA <br /> <br /> <br /> *''Υπεριώδες'' GALEX, Swift [[Εικόνα:HCG92-1.jpeg|thumb|Stephan's Quintet from GALEX-Spitzer]]<br /> <br /> <br /> *''Οπτικό: '' HubbleST <br /> <br /> <br /> *''Υπέρυθρο: '' IRAS, ISO, Akari, Spitzer, Herschel <br /> <br /> Στα δεξιά μπορεί κανείς να δεί ένα παράδειγμα συνδιαστικής εικόνας (RGB-image) απο δύο διαστημικά τηλεσκόπεια. Το μπλε χρώμα αναφερεταί στο υπεριώδες, απο το διαστημικό τηλεσκόπειο UV-Galex, το πράσινο είναι το κοντινό υπέρυθρο, και το κόκκινο το μέσο υπέρυθρο απο τα δύο όργανα (IRAC, MIPS) του διαστημικού τηλεσκοπείου Spitzer ([[Διαστημικό Τηλεσκόπιο Spitzer]]) <br /> <br /> ----<br /> Για πιο αναλυτικά δείτε στο: [[Διαστημικό Τηλεσκόπιο]]<br /> <br /> [[Κατηγορία:Διαστημική]]<br /> [[Κατηγορία:Διαστημικά Παρατηρητήρια]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%94%CE%B9%CE%B1%CF%83%CF%84%CE%B7%CE%BC%CE%B9%CE%BA%CE%B1_%CF%84%CE%B7%CE%BB%CE%B5%CF%83%CE%BA%CE%BF%CF%80%CE%B9%CE%B1&diff=7722 2014-08-02T20:47:23Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>[[Εικόνα:chandra_big.gif|thumb|CHANDRA]]Όπως είναι γνωστό η γήινη ατμόσφαιρα δεν επιτρέπει σε όλα τα μήκη κύματος του φωτός να διέρχονται απο αυτήν. Τα μήκη κύματος που μπλοκάρονται είναι αυτά των &quot;σκληρών&quot; ακτινοβολιών, απο τις ακτίνες-γ εώς το &quot;σκληρό&quot; υπεριώδες (far-UV), και τα υπέρυθρα μήκη κύματος. Αντίθετα το ορατό και το κοντινό υπέρυρθρο, καθωώς και τα ραδιοκύματα διέρχονται σχεδόν ανενόχλητα με σχετικά μικρή απορρόφηση ή σκέδαση. Αυτά όμως τα μήκη κύματος που μπλοκάρονται μεταφέρουν πολλές χρήσιμες πληροφορίες για τα αντικείμενα που τα δημιούργησαν και άρα πρέπει να βρεθεί ένας τρόπος να παρατηρηθούν. Ο τρόπος αυτός ειναι η παρατήρηση τους απο το διάστημα. Διαστημικά τηλεσκόπεια κατασκευάστηκαν πρώτη φορά για την παρατήρηση του υπερύθρου την δεκαετεία του '70 (π.χ. IRAS). Απο τότε έχουν κατασκευαστεί αρκετά ακόμη, σε διαφορετικά μήκη κύματος, ακόμη και σε αυτά που διέρχονται της γήινης ατμόσφαιρας ώστε να βελτιωθεί η ποιότητα των εικόνων που απο το διάστημα δεν έχουν υποστεί καμία αλλίωση απο τα τυρβώδη φαινόμενα της γήινης ατμόσφαιρας. Μερικά πολύ διάσημα διαστημικά τηλεσκόπεια είναι τα: [[Εικόνα:hubbleST.jpg|thumb|HubbleST]]<br /> <br /> <br /> *''Ακτίνες γ: '' Compton-GRO [[Εικόνα:spitzer.jpg|thumb|Spitzer]]<br /> <br /> <br /> *''Ακτίνες Χ: '' XMM-Newton, CHANDRA <br /> <br /> <br /> *''Υπεριώδες'' GALEX, Swift [[Εικόνα:HCG92-1.jpeg|thumb|Stephan's Quintet from GALEX-Spitzer]]<br /> <br /> <br /> *''Οπτικό: '' HubbleST <br /> <br /> <br /> *''Υπέρυθρο: '' IRAS, ISO, Akari, Spitzer, Herschel <br /> <br /> <br /> Τέλος στα δεξιά μπορεί κανείς να δεί ένα παράδειγμα συνδιαστικής εικόνας (RGB-image) απο δύο διαστημικά τηλεσκόπεια. Το μπλε χρώμα αναφερεταί στο υπεριώδες, απο το διαστημικό τηλεσκόπειο UV-Galex, το πράσινο είναι το κοντινό υπέρυθρο, και το κόκκινο το μέσο υπέρυθρο απο τα δύο όργανα (IRAC, MIPS) του διαστημικού τηλεσκοπείου Spitzer ([[Διαστημικό Τηλεσκόπιο Spitzer]]) <br /> <br /> ----<br /> Για πιο αναλυτικά δείτε στο: [[Διαστημικό Τηλεσκόπιο]]<br /> <br /> [[Κατηγορία:Διαστημική]]<br /> [[Κατηγορία:Διαστημικά Παρατηρητήρια]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%94%CE%B9%CE%B1%CF%83%CF%84%CE%B7%CE%BC%CE%B9%CE%BA%CE%B1_%CF%84%CE%B7%CE%BB%CE%B5%CF%83%CE%BA%CE%BF%CF%80%CE%B9%CE%B1&diff=7721 2014-07-27T17:23:03Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>[[Εικόνα:chandra_big.gif|thumb|CHANDRA]]Όπως είναι γνωστό η γήινη ατμόσφαιρα δεν επιτρέπει σε όλα τα μήκη κύματος του φωτός να διέρχονται απο αυτήν. Τα μήκη κύματος που μπλοκάρονται είναι αυτά των &quot;σκληρών&quot; ακτινοβολιών, απο τις ακτίνες-γ εώς το &quot;σκληρό&quot; υπεριώδες (far-UV), και τα υπέρυθρα μήκη κύματος. Αντίθετα το ορατό και το κοντινό υπέρυρθρο, καθωώς και τα ραδιοκύματα διέρχονται σχεδόν ανενόχλητα με σχετικά μικρή απορρόφηση ή σκέδαση. Αυτά όμως τα μήκη κύματος που μπλοκάρονται μεταφέρουν πολλές χρήσιμες πληροφορίες για τα αντικείμενα που τα δημιούργησαν και άρα πρέπει να βρεθεί ένας τρόπος να παρατηρηθούν. Ο τρόπος αυτός ειναι η παρατήρηση τους απο το διάστημα. Διαστημικά τηλεσκόπεια κατασκευάστηκαν πρώτη φορά για την παρατήρηση του υπερύθρου την δεκαετεία του '70 (π.χ. IRAS). Απο τότε έχουν κατασκευαστεί αρκετά ακόμη, σε διαφορετικά μήκη κύματος, ακόμη και σε αυτά που διέρχονται της γήινης ατμόσφαιρας ώστε να βελτιωθεί η ποιότητα των εικόνων που απο το διάστημα δεν έχουν υποστεί καμία αλλίωση απο τα τυρβώδη φαινόμενα της γήινης ατμόσφαιρας. Μερικά πολύ διάσημα διαστημικά τηλεσκόπεια είναι τα: [[Εικόνα:hubbleST.jpg|thumb|HubbleST]]<br /> <br /> <br /> *''Ακτίνες γ: '' Compton-GRO [[Εικόνα:spitzer.jpg|thumb|Spitzer]]<br /> <br /> <br /> *''Ακτίνες Χ: '' XMM-Newton, CHANDRA <br /> <br /> <br /> *''Υπεριώδες'' GALEX, Swift [[Εικόνα:HCG92-1.jpeg|thumb|Stephan's Quintet from GALEX-Spitzer]]<br /> <br /> <br /> *''Οπτικό: '' HubbleST <br /> <br /> <br /> *''Υπέρυθρο: '' IRAS, ISO, Akari, Spitzer, Herschel <br /> <br /> <br /> Τέλος εδώ μπορεί κανείς να δεί ένα παράδειγμα συνδιαστικής εικόνας (RGB-image) απο δύο διαστημικά τηλεσκόπεια. Το μπλε χρώμα αναφερεταί στο υπεριώδες, απο το διαστημικό τηλεσκόπειο UV-Galex, το πράσινο είναι το κοντινό υπέρυθρο, και το κόκκινο το μέσο υπέρυθρο απο τα δύο όργανα (IRAC, MIPS) του διαστημικού τηλεσκοπείου Spitzer ([[Διαστημικό Τηλεσκόπιο Spitzer]]) <br /> <br /> ----<br /> Για πιο αναλυτικά δείτε στο: [[Διαστημικό Τηλεσκόπιο]]<br /> <br /> [[Κατηγορία:Διαστημική]]<br /> [[Κατηγορία:Διαστημικά Παρατηρητήρια]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%94%CE%B9%CE%B1%CF%83%CF%84%CE%B7%CE%BC%CE%B9%CE%BA%CE%B1_%CF%84%CE%B7%CE%BB%CE%B5%CF%83%CE%BA%CE%BF%CF%80%CE%B9%CE%B1&diff=7720 2014-07-27T17:22:00Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Όπως είναι γνωστό η γήινη ατμόσφαιρα δεν επιτρέπει σε όλα τα μήκη κύματος του φωτός να διέρχονται απο αυτήν. Τα μήκη κύματος που μπλοκάρονται είναι αυτά των &quot;σκληρών&quot; ακτινοβολιών, απο τις ακτίνες-γ εώς το &quot;σκληρό&quot; υπεριώδες (far-UV), και τα υπέρυθρα μήκη κύματος. Αντίθετα το ορατό και το κοντινό υπέρυρθρο, καθωώς και τα ραδιοκύματα διέρχονται σχεδόν ανενόχλητα με σχετικά μικρή απορρόφηση ή σκέδαση. Αυτά όμως τα μήκη κύματος που μπλοκάρονται μεταφέρουν πολλές χρήσιμες πληροφορίες για τα αντικείμενα που τα δημιούργησαν και άρα πρέπει να βρεθεί ένας τρόπος να παρατηρηθούν. Ο τρόπος αυτός ειναι η παρατήρηση τους απο το διάστημα. Διαστημικά τηλεσκόπεια κατασκευάστηκαν πρώτη φορά για την παρατήρηση του υπερύθρου την δεκαετεία του '70 (π.χ. IRAS). Απο τότε έχουν κατασκευαστεί αρκετά ακόμη, σε διαφορετικά μήκη κύματος, ακόμη και σε αυτά που διέρχονται της γήινης ατμόσφαιρας ώστε να βελτιωθεί η ποιότητα των εικόνων που απο το διάστημα δεν έχουν υποστεί καμία αλλίωση απο τα τυρβώδη φαινόμενα της γήινης ατμόσφαιρας. Μερικά πολύ διάσημα διαστημικά τηλεσκόπεια είναι τα:<br /> <br /> <br /> *''Ακτίνες γ: '' Compton-GRO <br /> <br /> <br /> *''Ακτίνες Χ: '' XMM-Newton, CHANDRA [[Εικόνα:chandra_big.gif|thumb|CHANDRA]]<br /> <br /> <br /> *''Υπεριώδες'' GALEX, Swift <br /> <br /> <br /> *''Οπτικό: '' HubbleST [[Εικόνα:hubbleST.jpg|thumb|HubbleST]]<br /> <br /> <br /> *''Υπέρυθρο: '' IRAS, ISO, Akari, Spitzer, Herschel [[Εικόνα:spitzer.jpg|thumb|Spitzer]]<br /> <br /> <br /> Τέλος εδώ μπορεί κανείς να δεί ένα παράδειγμα συνδιαστικής εικόνας (RGB-image) απο δύο διαστημικά τηλεσκόπεια. Το μπλε χρώμα αναφερεταί στο υπεριώδες, απο το διαστημικό τηλεσκόπειο UV-Galex, το πράσινο είναι το κοντινό υπέρυθρο, και το κόκκινο το μέσο υπέρυθρο απο τα δύο όργανα (IRAC, MIPS) του διαστημικού τηλεσκοπείου Spitzer ([[Διαστημικό Τηλεσκόπιο Spitzer]]) [[Εικόνα:HCG92-1.jpeg|thumb|Stephan's Quintet from GALEX-Spitzer]]<br /> <br /> ----<br /> Για πιο αναλυτικά δείτε στο: [[Διαστημικό Τηλεσκόπιο]]<br /> <br /> [[Κατηγορία:Διαστημική]]<br /> [[Κατηγορία:Διαστημικά Παρατηρητήρια]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=PAH&diff=7719 2014-07-27T17:20:37Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>[[Εικόνα:acampbell.png|thumb| Polycyclic Arhomatic Hydrocarbon molecules]]Οι πολυκυκλικοί αρωματικοί υδρογονάνθρακες ή Polycyclic Aromatic Hydrocarbons (PAHs) ειναι κυκλικά μεγαλομόρια αποτελούμενα απο άνθρακα και υδρογόνο, π.χ. η βενζίνη. Το ενδιαφέρον που εμφανίζουν στην αστροφυσική είναι μεγάλο διότι παρατηρούνται στην μεσοαστρική ύλη γαλαξιών (βλέπε [[Φάσμα γαλαξιών]]) σε περιοχές όπου γενιούνται άστρα (περιοχές αστρογέννεσης). Τα PAH έχουν το χαρακτηριστικό να απορροφούν φωτόνια υπεριώδους ακτινοβολίας προερχόμενα απο τα νεογγένητα άστρα (π.χ. OB-stars) και τα επανεκπέμπουν στο μέσο υπέρυθρο (mid-IR) στην περιοχή απο τα 3-19 μικρόμετρα. Τα πιο χαρακτηριστηκά μήκη κύματος που αυτά εκπέμπουν είναι τα 3.3, 6.2, 7.7, 8.6, 11.3 &amp; 12.7 μικρόμετρα και γι αυτό μία απο τις κάμερες του διαστημικού τηλεσκοπίου Spitzer ([[Διαστημικό Τηλεσκόπιο Spitzer]]) ήταν ρυθμισμένη να παρατηρεί σε αυτά (βλέπε [[Διαστημικα τηλεσκοπια]])<br /> <br /> <br /> <br /> <br /> <br /> [[Κατηγορία:Αστροφυσική]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A6%CE%B1%CF%83%CE%BC%CE%B1_%CE%B3%CE%B1%CE%BB%CE%B1%CE%BE%CE%B9%CF%89%CE%BD&diff=7718 2014-07-27T17:18:43Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Το φάσμα των γαλαξιών αποτελείται απο το συνεχές και τις φασματικές γραμμές. Οι φασματικές γραμμές δεν είναι τίποτε άλλο παρά γραμμές εκπομπής ή απορρόφησης που οφείλονται στις μεταβάσεις ηλεκτρονίων απο μια στοιβάδα ενός ατόμου στην άλλη, ή μετάβασεις-ταλάντωσεις-περιστροφές μορίων. Το σύνεχες οφείλεται στην εκπομπή απο τις διάφορες πηγές που υπάρχουν μέσα στους γαλαξίες, π.χ. άστρα, αέριο, σκόνη, μη-θερμικές πηγες (όπως μάυρες τρύπες). <br /> <br /> Η φασματική κατανομή ενεργειας στους γαλαξιες (ή spectral energy distribution, SED) είναι η κατανομή αυτής της ενέργειας που παράγεται απο τις διάφορες πήγες, αν παρατηρήσουμε τον γαλαξία σε όλα τα μήκη κύματος. Βασικά χωρίζεται σε τρία μέρη, το αστρικό (που ακτινοβολείται από τα άστρα), τη μη-θερμική ακτινοβολία (π.χ. μαύρες τρύπες), και το μέρος που παράγεται από τη σκέδαση ή επανεκπομπή της ακτινοβολίας απο τα αέρια και τη σκόνη. <br /> [[Αρχείο:sed_chary.jpeg|thumb| Galaxy spectral energy distributions]] <br /> Το πρώτο ξεκινά απο τα χαμηλά μήκη κύματος, π.χ. το υπεριώδες και συνεχίζεται εως και το κοντινό υπέρυθρο (near-IR, 3 μικρόμετρα) ανάλογα με το πόσα νέα ή παλαιά άστρα έχει ο γαλαξίας. σε κάθε φασματική κατηγορία ([[Φασματικός Τύπος]]). Για παράδειγμα ενας σπειροειδής γαλαξίας που παράγει πολλά νέα άστρα τύπων ΟΒ θα έχει αρκετό φως στο υπεριώδες, ενώ ένας ελλειπτικός που αποτελείτε κυρίως από παλαιά άστρα, τύπων ΚΜ, θα έχει κυρίως κόκκινο και near-IR φως.<br /> Ανάλογα με την ισχύ των μη-θερμικών πηγών, ο γαλαξίας δύναται να εχει και έντονη ακτινοβολία απο τις ακτίνες γ εως και τα ραδιοφωνικά μήκη κύματος.<br /> Τέλος το πιο πολύπλοκο είναι το μέρος που απορροφά, σκεδάζει και επανεκμπέμπει το φως το οποίο αποτελείτε από τα εξής μέρη: Τους πολυκυκλικούς αρωματικούς υδρογονάνθρακες ([[PAH]]), τη ζεστή σκόνη (στο μέσο υπέρυθρο, mid-IR), και την κρύα σκόνη (στο μακρυνό υπέρυθρο και τα μικροκύματα). <br /> Αν ένας γαλαξίας είναι σπειροειδής και άρα κατά πάσα πιθανότητα έχει πολλά αέρια και σκόνη καθώς και αρκετά νέα αστρα, τα [[PAH]] που περιέχει θα απορροφούν το φως στο UV και θα το επανεκπέμπουν στα ΡΑΗ-bands (3-12 μικρόμετρα). Επίσης η σκόνη του θα θερμανθεί και θα ακτινοβολήσει στο mid-IR. Αντίθετα ένας ελλειπτικός γαλαξίας που περιέχει κυρίως παλαιά άστρα και ελάχιστη σκόνη, δεν θα περιέχει ΡΑΗ-bands στο φάσμα του, ούτε σημαντική εκμπομπή στο mid-IR.<br /> <br /> <br /> [[Κατηγορία:Αστροφυσική]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A6%CE%B1%CF%83%CE%BC%CE%B1_%CE%B3%CE%B1%CE%BB%CE%B1%CE%BE%CE%B9%CF%89%CE%BD&diff=7717 2014-07-27T17:18:04Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Το φάσμα των γαλαξιών αποτελείται απο το συνεχές και τις φασματικές γραμμές. Οι φασματικές γραμμές δεν είναι τίποτε άλλο παρά γραμμές εκπομπής ή απορρόφησης που οφείλονται ή στις μεταβάσεις ηλεκτρονίων απο μια στοιβάδα ενός ατόμου στην άλλη, ή μετάβασεις-ταλάντωσεις-περιστροφές μορίων. Το σύνεχες οφείλεται στην εκπομπή απο τις διάφορες πηγές που υπάρχουν μέσα στους γαλαξίες, π.χ. άστρα, αέριο, σκόνη, μη-θερμικές πηγες (όπως μάυρες τρύπες). <br /> <br /> Η φασματική κατανομή ενεργειας στους γαλαξιες (ή spectral energy distribution, SED) είναι η κατανομή αυτής της ενέργειας που παράγεται απο τις διάφορες πήγες, αν παρατηρήσουμε τον γαλαξία σε όλα τα μήκη κύματος. Βασικά χωρίζεται σε τρία μέρη, το αστρικό (που ακτινοβολείται από τα άστρα), τη μη-θερμική ακτινοβολία (π.χ. μαύρες τρύπες), και το μέρος που παράγεται από τη σκέδαση ή επανεκπομπή της ακτινοβολίας απο τα αέρια και τη σκόνη. <br /> [[Αρχείο:sed_chary.jpeg|thumb| Galaxy spectral energy distributions]] <br /> Το πρώτο ξεκινά απο τα χαμηλά μήκη κύματος, π.χ. το υπεριώδες και συνεχίζεται εως και το κοντινό υπέρυθρο (near-IR, 3 μικρόμετρα) ανάλογα με το πόσα νέα ή παλαιά άστρα έχει ο γαλαξίας. σε κάθε φασματική κατηγορία ([[Φασματικός Τύπος]]). Για παράδειγμα ενας σπειροειδής γαλαξίας που παράγει πολλά νέα άστρα τύπων ΟΒ θα έχει αρκετό φως στο υπεριώδες, ενώ ένας ελλειπτικός που αποτελείτε κυρίως από παλαιά άστρα, τύπων ΚΜ, θα έχει κυρίως κόκκινο και near-IR φως.<br /> Ανάλογα με την ισχύ των μη-θερμικών πηγών, ο γαλαξίας δύναται να εχει και έντονη ακτινοβολία απο τις ακτίνες γ εως και τα ραδιοφωνικά μήκη κύματος.<br /> Τέλος το πιο πολύπλοκο είναι το μέρος που απορροφά, σκεδάζει και επανεκμπέμπει το φως το οποίο αποτελείτε από τα εξής μέρη: Τους πολυκυκλικούς αρωματικούς υδρογονάνθρακες ([[PAH]]), τη ζεστή σκόνη (στο μέσο υπέρυθρο, mid-IR), και την κρύα σκόνη (στο μακρυνό υπέρυθρο και τα μικροκύματα). <br /> Αν ένας γαλαξίας είναι σπειροειδής και άρα κατά πάσα πιθανότητα έχει πολλά αέρια και σκόνη καθώς και αρκετά νέα αστρα, τα [[PAH]] που περιέχει θα απορροφούν το φως στο UV και θα το επανεκπέμπουν στα ΡΑΗ-bands (3-12 μικρόμετρα). Επίσης η σκόνη του θα θερμανθεί και θα ακτινοβολήσει στο mid-IR. Αντίθετα ένας ελλειπτικός γαλαξίας που περιέχει κυρίως παλαιά άστρα και ελάχιστη σκόνη, δεν θα περιέχει ΡΑΗ-bands στο φάσμα του, ούτε σημαντική εκμπομπή στο mid-IR.<br /> <br /> <br /> [[Κατηγορία:Αστροφυσική]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A6%CE%B1%CF%83%CE%BC%CE%B1_%CE%B3%CE%B1%CE%BB%CE%B1%CE%BE%CE%B9%CF%89%CE%BD&diff=7716 2014-07-27T17:11:43Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Το φάσμα των γαλαξιών αποτελείται απο το συνεχές και τις φασματικές γραμμές. Οι γραμμές δεν είναι τίποτε άλλο παρά γραμμές εκπομπής που οφείλονται ή στις μεταβάσεις ηλεκτρονίων απο μια στοιβάδα ενός ατόμου στην άλλη, ή μετάβασεις-ταλάντωσεις-περιστροφές μορίων. Το σύνεχες οφείλεται στην εκπομπή απο τις διάφορες πηγές που υπάρχουν μέσα στους γαλαξίες, π.χ. άστρα, αέριο, σκόνη, μη-θερμικές πηγες (όπως μάυρες τρύπες). <br /> <br /> Η φασματική κατανομή ενεργειας στους γαλαξιες (ή spectral energy distribution, SED) είναι η κατανομή αυτής της ενέργειας που παράγεται απο τις διάφορες πήγες, αν παρατηρήσουμε τον γαλαξία σε όλα τα μήκη κύματος. Βασικά χωρίζεται σε τρία μέρη, το αστρικό (που ακτινοβολείται από τα άστρα), τη μη-θερμική ακτινοβολία (π.χ. μαύρες τρύπες), και το μέρος που παράγεται από τη σκέδαση ή επανεκπομπή της ακτινοβολίας απο τα αέρια και τη σκόνη. <br /> [[Αρχείο:sed_chary.jpeg|thumb| Galaxy spectral energy distributions]] <br /> Το πρώτο ξεκινά απο τα χαμηλά μήκη κύματος, π.χ. το υπεριώδες και συνεχίζεται εως και το κοντινό υπέρυθρο (near-IR, 3 μικρόμετρα) ανάλογα με το πόσα νέα ή παλαιά άστρα έχει ο γαλαξίας. σε κάθε φασματική κατηγορία ([[Φασματικός Τύπος]]). Για παράδειγμα ενας σπειροειδής γαλαξίας που παράγει πολλά νέα άστρα τύπων ΟΒ θα έχει αρκετό φως στο υπεριώδες, ενώ ένας ελλειπτικός που αποτελείτε κυρίως από παλαιά άστρα, τύπων ΚΜ, θα έχει κυρίως κόκκινο και near-IR φως.<br /> Ανάλογα με την ισχύ των μη-θερμικών πηγών, ο γαλαξίας δύναται να εχει και έντονη ακτινοβολία απο τις ακτίνες γ εως και τα ραδιοφωνικά μήκη κύματος.<br /> Τέλος το πιο πολύπλοκο είναι το μέρος που απορροφά, σκεδάζει και επανεκμπέμπει το φως το οποίο αποτελείτε από τα εξής μέρη: Τους πολυκυκλικούς αρωματικούς υδρογονάνθρακες ([[PAH]]), τη ζεστή σκόνη (στο μέσο υπέρυθρο, mid-IR), και την κρύα σκόνη (στο μακρυνό υπέρυθρο και τα μικροκύματα). <br /> Αν ένας γαλαξίας είναι σπειροειδής και άρα κατά πάσα πιθανότητα έχει πολλά αέρια και σκόνη καθώς και αρκετά νέα αστρα, τα [[PAH]] που περιέχει θα απορροφούν το φως στο UV και θα το επανεκπέμπουν στα ΡΑΗ-bands (3-12 μικρόμετρα). Επίσης η σκόνη του θα θερμανθεί και θα ακτινοβολήσει στο mid-IR. Αντίθετα ένας ελλειπτικός γαλαξίας που περιέχει κυρίως παλαιά άστρα και ελάχιστη σκόνη, δεν θα περιέχει ΡΑΗ-bands στο φάσμα του, ούτε σημαντική εκμπομπή στο mid-IR.<br /> <br /> <br /> [[Κατηγορία:Αστροφυσική]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%94%CE%B9%CE%B1%CF%83%CF%84%CE%B7%CE%BC%CE%B9%CE%BA%CF%8C_%CE%A4%CE%B7%CE%BB%CE%B5%CF%83%CE%BA%CF%8C%CF%80%CE%B9%CE%BF_Spitzer&diff=7715 2014-07-27T16:50:54Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Το Spitzer είναι ένα διαστημικο τηλεσκόπειο που εκτοξεύτηκε το 2003 με σκοπό να παρατηρήσει τον ουρανό στα υπέρυθρα μήκη κύματος. Η αποστολή του διήρκησε 2 χρόνια εωσότου εξαντληθεί το υγρό ήλιο που περιείχε για την ψύξη των οπτικών του οργάνων, στις 15 Μαη 2009. Το υγρό ήλιο είναι απαραίτητο στα υπέρυθρα τηλεσκόπεια καθώς ψύχει τα οπτικά τους όργανα σε θερμοκρασίες κάτω απο -250 βαθμών Κελσίου, ώστε να μην εκπέμπουν δικό τους υπέρυθρο φως, όπως κάνουν όλα τα θερμά σώματα. <br /> [[Αρχείο:Spitzer.jpg|thumb|Καλιτεχνική απεικόνιση του διαστημικού τηλεσκοπείου Spitzer]]<br /> Η εκτόξευση του έγινε στις 23 Αυγούστου 2003 απο το Cape Canaveral στην Florida, με ενα πύραυλο Delta II της NASA. Το τηλεσκόπειο είναι τύπου Ritchey-Chrétien, έχει καθρέπτη διαμέτρου 0.85 μέτρων, με εστιακή απόσταση 10.2 μετρων. Τα μήκη κύματος που μπορεί να παρατηρησει είναι 3-180 μικρόμετρα στο μεσω υπερυθρο (μεταξύ των οποίων περιλαμβάνονται και οι μπάντες των πολυκυκλικών αρωματικών υδρογονανθράκων -[[PAH]] ).<br /> <br /> ----<br /> Για περισσότερες πληροφορίες: [http://www.spitzer.caltech.edu/]<br /> <br /> [[Κατηγορία:Διαστημική]]<br /> [[Κατηγορία:Διαστημικά Παρατηρητήρια]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%94%CE%B9%CE%B1%CF%83%CF%84%CE%B7%CE%BC%CE%B9%CE%BA%CF%8C_%CE%A4%CE%B7%CE%BB%CE%B5%CF%83%CE%BA%CF%8C%CF%80%CE%B9%CE%BF_Spitzer&diff=7714 2014-07-27T16:49:31Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Το Spitzer είναι ένα διαστημικο τηλεσκόπειο που εκτοξεύτηκε το 2003 με σκοπό να παρατηρήσει τον ουρανό στα υπέρυθρα μήκη κύματος. Η αποστολή του διήρκησε 2 χρόνια εωσότου εξαντληθεί το υγρό ήλιο που περιείχε για την ψύξη των οπτικών του οργάνων, στις 15 Μαη 2009. Το υγρό ήλιο είναι απαραίτητο στα υπέρυθρα τηλεσκόπεια καθώς ψύχει τα οπτικά τους όργανα σε θερμοκρασίες κάτω απο -250 βαθμών Κελσίου, ώστε να μην εκπέμπουν δικό τους υπέρυθρο φως, όπως κάνουν όλα τα θερμά σώματα. <br /> <br /> Η εκτόξευση του έγινε στις 23 Αυγούστου 2003 απο το Cape Canaveral στην Florida, με ενα πύραυλο Delta II της NASA. Το τηλεσκόπειο είναι τύπου Ritchey-Chrétien, έχει καθρέπτη διαμέτρου 0.85 μέτρων, με εστιακή απόσταση 10.2 μετρων. Τα μήκη κύματος που μπορεί να παρατηρησει είναι 3-180 μικρόμετρα στο μεσω υπερυθρο (μεταξύ των οποίων περιλαμβάνονται και οι μπάντες των πολυκυκλικών αρωματικών υδρογονανθράκων -[[PAH]] ).<br /> <br /> ----<br /> Για περισσότερες πληροφορίες: [http://www.spitzer.caltech.edu/]<br /> <br /> [[Αρχείο:Spitzer.jpg]]<br /> <br /> <br /> [[Κατηγορία:Διαστημική]]<br /> [[Κατηγορία:Διαστημικά Παρατηρητήρια]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=PAH&diff=7713 2014-07-27T16:41:33Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>[[Εικόνα:acampbell.png|thumb| Polycyclic Arhomatic Hydrocarbon molecules]]Οι πολυκυκλικοί αρωματικοί υδρογονάνθρακες ή Polycyclic Aromatic Hydrocarbons (PAHs) ειναι κυκλικά μεγαλομόρια αποτελούμενα απο άνθρακα και υδρογόνο, π.χ. η βενζίνη. Το ενδιαφέρον που εμφανίζουν στην αστροφυσική είναι μεγάλο διότι παρατηρούνται στην μεσοαστρική ύλη γαλαξιών (βλέπε [[Φάσμα γαλαξιών]]) σε περιοχές όπου γενιούνται άστρα (περιοχές αστρογέννεσης). Τα PAH έχουν το χαρακτηριστικό να απορροφούν φωτόνια υπεριώδους ακτινοβολίας προερχόμενα απο τα νεογγένητα άστρα (π.χ. OB-stars) και τα επανεκπέμπουν στο μέσο υπέρυθρο (mid-IR) στην περιοχή απο τα 3-19 μικρόμετρα. Τα πιο χαρακτηριστηκά μήκη κύματος που αυτά εκπέμπουν είναι τα 3.3, 6.2, 7.7, 8.6, 11.3 &amp; 12.7 μικρόμετρα και γι αυτό μία απο τις κάμερες του διαστημικού τηλεσκοπίου Spitzer ([[Διαστημικό Τηλεσκόπιο Spitzer]]) ήταν ρυθμισμένη να παρατηρεί σε αυτά (βλέπε [[Διαστημικά τηλεσκόπια]])<br /> <br /> <br /> <br /> <br /> <br /> [[Κατηγορία:Αστροφυσική]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%94%CE%B9%CE%B1%CF%83%CF%84%CE%B7%CE%BC%CE%B9%CE%BA%CE%B1_%CF%84%CE%B7%CE%BB%CE%B5%CF%83%CE%BA%CE%BF%CF%80%CE%B9%CE%B1&diff=7712 2014-07-27T16:33:12Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Όπως είναι γνωστό η γήινη ατμόσφαιρα δεν επιτρέπει σε όλα τα μήκη κύματος του φωτός να διέρχονται απο αυτήν. Τα μήκη κύματος που μπλοκάρονται είναι αυτά των &quot;σκληρών&quot; ακτινοβολιών, απο τις ακτίνες-γ εώς το &quot;σκληρό&quot; υπεριώδες (far-UV), και τα υπέρυθρα μήκη κύματος. Αντίθετα το ορατό και το κοντινό υπέρυρθρο, καθωώς και τα ραδιοκύματα διέρχονται σχεδόν ανενόχλητα με σχετικά μικρή απορρόφηση ή σκέδαση. Αυτά όμως τα μήκη κύματος που μπλοκάρονται μεταφέρουν πολλές χρήσιμες πληροφορίες για τα αντικείμενα που τα δημιούργησαν και άρα πρέπει να βρεθεί ένας τρόπος να παρατηρηθούν. Ο τρόπος αυτός ειναι η παρατήρηση τους απο το διάστημα. Διαστημικά τηλεσκόπεια κατασκευάστηκαν πρώτη φορά για την παρατήρηση του υπερύθρου την δεκαετεία του '70 (π.χ. IRAS). Απο τότε έχουν κατασκευαστεί αρκετά ακόμη, σε διαφορετικά μήκη κύματος, ακόμη και σε αυτά που διέρχονται της γήινης ατμόσφαιρας ώστε να βελτιωθεί η ποιότητα των εικόνων που απο το διάστημα δεν έχουν υποστεί καμία αλλίωση απο τα τυρβώδη φαινόμενα της γήινης ατμόσφαιρας. Μερικά πολύ διάσημα διαστημικά τηλεσκόπεια είναι τα:<br /> <br /> <br /> *''Ακτίνες γ: '' Compton-GRO [[Εικόνα:gro-impression.gif|thumb|Compton-GRO]]<br /> <br /> <br /> *''Ακτίνες Χ: '' XMM-Newton, CHANDRA [[Εικόνα:chandra_big.gif|thumb|CHANDRA]]<br /> <br /> <br /> *''Υπεριώδες'' GALEX, Swift [[Εικόνα:galex.jpg|thumb|GALEX]]<br /> <br /> <br /> *''Οπτικό: '' HubbleST [[Εικόνα:hubbleST.jpg|thumb|HubbleST]]<br /> <br /> <br /> *''Υπέρυθρο: '' IRAS, ISO, Akari, Spitzer, Herschel [[Εικόνα:irasside.jpg|thumb|IRAS]] [[Εικόνα:spitzer.jpg|thumb|Spitzer]]<br /> <br /> <br /> Τέλος εδώ μπορεί κανείς να δεί ένα παράδειγμα συνδιαστικής εικόνας (RGB-image) απο δύο διαστημικά τηλεσκόπεια. Το μπλε χρώμα αναφερεταί στο υπεριώδες, απο το διαστημικό τηλεσκόπειο UV-Galex, το πράσινο είναι το κοντινό υπέρυθρο, και το κόκκινο το μέσο υπέρυθρο απο τα δύο όργανα (IRAC, MIPS) του διαστημικού τηλεσκοπείου Spitzer ([[Διαστημικό Τηλεσκόπιο Spitzer]])<br /> <br /> [[Εικόνα:HCG92-1.jpeg|thumb|Stephan's Quintet from GALEX-Spitzer]]<br /> <br /> ----<br /> Για πιο αναλυτικά δείτε στο: [[Διαστημικό Τηλεσκόπιο]]<br /> <br /> [[Κατηγορία:Διαστημική]]<br /> [[Κατηγορία:Διαστημικά Παρατηρητήρια]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%94%CE%B9%CE%B1%CF%83%CF%84%CE%B7%CE%BC%CE%B9%CE%BA%CE%B1_%CF%84%CE%B7%CE%BB%CE%B5%CF%83%CE%BA%CE%BF%CF%80%CE%B9%CE%B1&diff=7711 2014-07-27T16:32:34Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Όπως είναι γνωστό η γήινη ατμόσφαιρα δεν επιτρέπει σε όλα τα μήκη κύματος του φωτός να διέρχονται απο αυτήν. Τα μήκη κύματος που μπλοκάρονται είναι αυτά των &quot;σκληρών&quot; ακτινοβολιών, απο τις ακτίνες-γ εώς το &quot;σκληρό&quot; υπεριώδες (far-UV), και τα υπέρυθρα μήκη κύματος. Αντίθετα το ορατό και το κοντινό υπέρυρθρο, καθωώς και τα ραδιοκύματα διέρχονται σχεδόν ανενόχλητα με σχετικά μικρή απορρόφηση ή σκέδαση. Αυτά όμως τα μήκη κύματος που μπλοκάρονται μεταφέρουν πολλές χρήσιμες πληροφορίες για τα αντικείμενα που τα δημιούργησαν και άρα πρέπει να βρεθεί ένας τρόπος να παρατηρηθούν. Ο τρόπος αυτός ειναι η παρατήρηση τους απο το διάστημα. Διαστημικά τηλεσκόπεια κατασκευάστηκαν πρώτη φορά για την παρατήρηση του υπερύθρου την δεκαετεία του '70 (π.χ. IRAS). Απο τότε έχουν κατασκευαστεί αρκετά ακόμη, σε διαφορετικά μήκη κύματος, ακόμη και σε αυτά που διέρχονται της γήινης ατμόσφαιρας ώστε να βελτιωθεί η ποιότητα των εικόνων που απο το διάστημα δεν έχουν υποστεί καμία αλλίωση απο τα τυρβώδη φαινόμενα της γήινης ατμόσφαιρας. Μερικά πολύ διάσημα διαστημικά τηλεσκόπεια είναι τα:<br /> <br /> *''Ακτίνες γ: '' Compton-GRO [[Εικόνα:gro-impression.gif|thumb|Compton-GRO]]<br /> <br /> <br /> *''Ακτίνες Χ: '' XMM-Newton, CHANDRA [[Εικόνα:chandra_big.gif|thumb|CHANDRA]]<br /> <br /> <br /> *''Υπεριώδες'' GALEX, Swift [[Εικόνα:galex.jpg|thumb|GALEX]]<br /> <br /> <br /> *''Οπτικό: '' HubbleST [[Εικόνα:hubbleST.jpg|thumb|HubbleST]]<br /> <br /> <br /> *''Υπέρυθρο: '' IRAS, ISO, Akari, Spitzer, Herschel [[Εικόνα:irasside.jpg|thumb|IRAS]] [[Εικόνα:spitzer.jpg|thumb|Spitzer]]<br /> <br /> Τέλος εδώ μπορεί κανείς να δεί ένα παράδειγμα συνδιαστικής εικόνας (RGB-image) απο δύο διαστημικά τηλεσκόπεια. Το μπλε χρώμα αναφερεταί στο υπεριώδες, απο το διαστημικό τηλεσκόπειο UV-Galex, το πράσινο είναι το κοντινό υπέρυθρο, και το κόκκινο το μέσο υπέρυθρο απο τα δύο όργανα (IRAC, MIPS) του διαστημικού τηλεσκοπείου Spitzer ([[Διαστημικό Τηλεσκόπιο Spitzer]])<br /> <br /> [[Εικόνα:HCG92-1.jpeg|thumb|Stephan's Quintet from GALEX-Spitzer]]<br /> <br /> ---<br /> Για πιο αναλυτικά δείτε στο: [[Διαστημικό Τηλεσκόπιο]]<br /> <br /> [[Κατηγορία:Διαστημική]]<br /> [[Κατηγορία:Διαστημικά Παρατηρητήρια]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%94%CE%B9%CE%B1%CF%83%CF%84%CE%B7%CE%BC%CE%B9%CE%BA%CE%B1_%CF%84%CE%B7%CE%BB%CE%B5%CF%83%CE%BA%CE%BF%CF%80%CE%B9%CE%B1&diff=7710 2014-07-27T16:30:13Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Όπως είναι γνωστό η γήινη ατμόσφαιρα δεν επιτρέπει σε όλα τα μήκη κύματος του φωτός να διέρχονται απο αυτήν. Τα μήκη κύματος που μπλοκάρονται είναι αυτά των &quot;σκληρών&quot; ακτινοβολιών, απο τις ακτίνες-γ εώς το &quot;σκληρό&quot; υπεριώδες (far-UV), και τα υπέρυθρα μήκη κύματος. Αντίθετα το ορατό και το κοντινό υπέρυρθρο, καθωώς και τα ραδιοκύματα διέρχονται σχεδόν ανενόχλητα με σχετικά μικρή απορρόφηση ή σκέδαση. Αυτά όμως τα μήκη κύματος που μπλοκάρονται μεταφέρουν πολλές χρήσιμες πληροφορίες για τα αντικείμενα που τα δημιούργησαν και άρα πρέπει να βρεθεί ένας τρόπος να παρατηρηθούν. Ο τρόπος αυτός ειναι η παρατήρηση τους απο το διάστημα. Διαστημικά τηλεσκόπεια κατασκευάστηκαν πρώτη φορά για την παρατήρηση του υπερύθρου την δεκαετεία του '70 (π.χ. IRAS). Απο τότε έχουν κατασκευαστεί αρκετά ακόμη, σε διαφορετικά μήκη κύματος, ακόμη και σε αυτά που διέρχονται της γήινης ατμόσφαιρας ώστε να βελτιωθεί η ποιότητα των εικόνων που απο το διάστημα δεν έχουν υποστεί καμία αλλίωση απο τα τυρβώδη φαινόμενα της γήινης ατμόσφαιρας. Μερικά πολύ διάσημα διαστημικά τηλεσκόπεια είναι τα:<br /> <br /> ''Ακτίνες γ: '' Compton-GRO [[Εικόνα:gro-impression.gif|thumb|Compton-GRO]]<br /> <br /> ''Ακτίνες Χ: '' XMM-Newton, CHANDRA [[Εικόνα:chandra_big.gif|thumb|CHANDRA]]<br /> <br /> ''Υπεριώδες'' GALEX, Swift [[Εικόνα:galex.jpg|thumb|GALEX]]<br /> <br /> ''Οπτικό: '' HubbleST [[Εικόνα:hubbleST.jpg|thumb|HubbleST]]<br /> <br /> ''Υπέρυθρο: '' IRAS, ISO, Akari, Spitzer, Herschel [[Εικόνα:irasside.jpg|thumb|IRAS]] [[Εικόνα:spitzer.jpg|thumb|Spitzer]]<br /> <br /> Τέλος εδώ μπορεί κανείς να δεί ένα παράδειγμα συνδιαστικής εικόνας (RGB-image) απο δύο διαστημικά τηλεσκόπεια. Το μπλε χρώμα αναφερεταί στο υπεριώδες, απο το διαστημικό τηλεσκόπειο UV-Galex, το πράσινο είναι το κοντινό υπέρυθρο, και το κόκκινο το μέσο υπέρυθρο απο τα δύο όργανα (IRAC, MIPS) του διαστημικού τηλεσκοπείου Spitzer ([[Διαστημικό Τηλεσκόπιο Spitzer]])<br /> <br /> [[Εικόνα:HCG92-1.jpeg|thumb|Stephan's Quintet from GALEX-Spitzer]]<br /> <br /> ---<br /> Για πιο αναλυτικά δείτε στο: [[Διαστημικό Τηλεσκόπιο]]<br /> <br /> [[Κατηγορία:Διαστημική]]<br /> [[Κατηγορία:Διαστημικά Παρατηρητήρια]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%94%CE%B9%CE%B1%CF%83%CF%84%CE%B7%CE%BC%CE%B9%CE%BA%CE%B1_%CF%84%CE%B7%CE%BB%CE%B5%CF%83%CE%BA%CE%BF%CF%80%CE%B9%CE%B1&diff=7709 2014-07-27T16:21:37Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Όπως είναι γνωστό η γήινη ατμόσφαιρα δεν επιτρέπει σε όλα τα μήκη κύματος του φωτός να διέρχονται απο αυτήν. Τα μήκη κύματος που μπλοκάρονται είναι αυτά των &quot;σκληρών&quot; ακτινοβολιών, απο τις ακτίνες-γ εώς το &quot;σκληρό&quot; υπεριώδες (far-UV), και τα υπέρυθρα μήκη κύματος. Αντίθετα το ορατό και το κοντινό υπέρυρθρο, καθωώς και τα ραδιοκύματα διέρχονται σχεδόν ανενόχλητα με σχετικά μικρή απορρόφηση ή σκέδαση. Αυτά όμως τα μήκη κύματος που μπλοκάρονται μεταφέρουν πολλές χρήσιμες πληροφορίες για τα αντικείμενα που τα δημιούργησαν και άρα πρέπει να βρεθεί ένας τρόπος να παρατηρηθούν. Ο τρόπος αυτός ειναι η παρατήρηση τους απο το διάστημα. Διαστημικά τηλεσκόπεια κατασκευάστηκαν πρώτη φορά για την παρατήρηση του υπερύθρου την δεκαετεία του '70 (π.χ. IRAS). Απο τότε έχουν κατασκευαστεί αρκετά ακόμη, σε διαφορετικά μήκη κύματος, ακόμη και σε αυτά που διέρχονται της γήινης ατμόσφαιρας ώστε να βελτιωθεί η ποιότητα των εικόνων που απο το διάστημα δεν έχουν υποστεί καμία αλλίωση απο τα τυρβώδη φαινόμενα της γήινης ατμόσφαιρας. Μερικά πολύ διάσημα διαστημικά τηλεσκόπεια είναι τα:<br /> <br /> ''Ακτίνες γ: '' Compton-GRO [[Αρχείο:gro-impression.gif]]<br /> <br /> ''Ακτίνες Χ: '' XMM-Newton, CHANDRA [[Αρχείο:chandra_big.gif]]<br /> <br /> ''Υπεριώδες'' GALEX [[Αρχείο:galex.jpg]]<br /> <br /> ''Οπτικό: '' HubbleST [[Αρχείο:hubbleST.jpg]]<br /> <br /> ''Υπέρυθρο: '' IRAS, ISO, Akari, Spitzer, Herschel [[Αρχείο:irasside.jpg]] [[Αρχείο:spitzer.jpg]]<br /> <br /> <br /> Για πιο αναλυτικά δείτε στο: [[Διαστημικό Τηλεσκόπιο]]<br /> <br /> ----<br /> Τέλος εδώ μπορεί κανείς να δεί ένα παράδειγμα συνδιαστικής εικόνας (RGB-image) απο δύο διαστημικά τηλεσκόπεια. Το μπλε χρώμα αναφερεταί στο υπεριώδες, απο το διαστημικό τηλεσκόπειο UV-Galex, το πράσινο είναι το κοντινό υπέρυθρο, και το κόκκινο το μέσο υπέρυθρο απο τα δύο όργανα (IRAC, MIPS) του διαστημικού τηλεσκοπείου Spitzer ([[Διαστημικό Τηλεσκόπιο Spitzer]])<br /> <br /> [[Αρχείο:HCG92-1.jpeg|thumb|Stephan's Quintet from GALEX-Spitzer]]<br /> <br /> [[Κατηγορία:Διαστημική]]<br /> [[Κατηγορία:Διαστημικά Παρατηρητήρια]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A7%CF%81%CE%AE%CF%83%CF%84%CE%B7%CF%82:Bitsakis&diff=7708 2014-07-27T16:07:04Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>*Postdoctoral researcher in Extragalactic Astronomy<br /> *Address: Department of Extragalactic Astronomy &amp; Cosmology, Instituto de Astronomia, Universidad Nacional Autonoma de Mexico, Distrito Federal, Mexico<br /> *Member of the Hellenic Astronomical Society [http://www.helas.gr]<br /> <br /> *Homepage: [http://www.astroscu.unam.mx/~tbitsakis/], [http://crete.academia.edu/ThodorisBitsakis]<br /> *Contact: tbitsakis (at) astro (dot) unam (dot) mx</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A3%CF%8D%CE%BC%CF%80%CE%BB%CE%B5%CE%B3%CE%BC%CE%B1_%CE%9C%CE%BF%CF%81%CE%B9%CE%B1%CE%BA%CF%8E%CE%BD_%CE%9D%CE%B5%CF%86%CF%8E%CE%BD&diff=7707 2014-07-27T16:02:09Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>{{επέκταση}}<br /> <br /> [[Category:Αστροφυσική]]<br /> Τα μεγάλα μοριακά νέφη είναι πολύ σημαντικά αντικείμενα στην εξέλιξη των γαλαξιών. Αποτελούνται κυρίως απο μοριακό υδρογόνο και ήλιο καθώς και μικρότερες ποσότητες απο βαρύτερα στοιχεία, και αποτελούν τα σημεία γέννεσης των αστέρων. Τα συμπλέγματα μοριακών νεφών μπορούν να ξεπερνούν σε μάζα τις 300,000 μάζες Ήλιου. Μπορούν επίσης να φτάσουν σε μέγεθος τα 300 έτη φωτός. Μέσα τους μπορεί κανείς να παρατηρήσει κάποιες συμπυκνώσεις (clumps), μέσα στις οποίες γενιούνται τα άστρα. Χαρακτηριστικό παράδειγμα γιγαντιαίου συμπλέγματος μοριακλων νεφών αποτελεί το νεφέλωμα του Ωρίωνα (Μ42).</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A3%CF%8D%CE%BC%CF%80%CE%BB%CE%B5%CE%B3%CE%BC%CE%B1_%CE%9C%CE%BF%CF%81%CE%B9%CE%B1%CE%BA%CF%8E%CE%BD_%CE%9D%CE%B5%CF%86%CF%8E%CE%BD&diff=7706 2014-07-24T20:53:57Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>{{επέκταση}}<br /> <br /> [[Category:Αστροφυσική]]<br /> Τα μεγάλα μοριακά νέφη είναι πολύ σημαντικά αντικείμενα στην εξέλιξη των γαλαξιών. Αποτελούνται κυρίως απο μοριακό υδρογόνο και ήλιο καθώς και μικρότερες ποσότητες απο βαρύτερα στοιχεία, και αποτελούν τα σημεία γέννεσης των αστέρων. Τα συμπλέγματα μοριακών νεφών μπορούν να ξεπερνούν σε μάζα τις 300000 μάζες Ήλιου. Μπορούν επίσης να φτάσουν σε μέγεθος τα 300 έτη φωτός.</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A0%CE%BB%CE%B1%CE%BD%CE%B7%CF%84%CE%B9%CE%BA%CF%8C_%CE%9D%CE%B5%CF%86%CE%AD%CE%BB%CF%89%CE%BC%CE%B1&diff=7256 2010-07-27T12:54:41Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>[[Εικόνα:M57 The Ring Nebula.JPG|thumb|Πλανητικό Νεφέλωμα [[Μ57]]-Ring Nebula]]<br /> <br />  Τα πλανητικα νεφελωματα ή νεφελωματα εκπομπης ειναι κελυφη γυρω απο αστρα που βρισκονται στον ασυπτωτικο κλαδο των ερυθρων γιγαντων σε ενα απο τα τελευταια σταδια της ζωης τους. Το ονομα τους προερχεται απο το 18ο αιωνα οπου και νομιζαν οτι προκειται για τεραστιους πλανητες με τις ατμοσφαιρες τους.<br /> <br /> Στο τελος της ζωης τους τα αστρα περνουν στη φαση των ερυθρων γιγαντων. Τοτε τα εξωτερικα στρωματα τους αρχιζουν να αποβαλονται μεσω παλμων και ισχυρων αστρικων ανεμων. Ταυτοχρονα ο πολυ θερμος πυρηνας του αστρου ακτινοβολει στο υπεριωδες μερος του φασματος με αποτελεσμα να ιονιζει τα εξωτερικα στρωματα του αστρου τα οποια αρχιζουν να ακτινοβολουν και γινονται το πλανητικο νεφελωμα που βλεπουμε.<br /> <br /> Τα νεφελώματα αυτού του είδους σχηματίζονται από το θάνατο αστέρων με τελική μάζα έως 1.4 Ηλιακές Μάζες ([[Όριο Chandrasekhar]]). Πρόκειται για κελύφη ιονισμένου υδρογόνου τα οποία περιβάλλουν έναν [[Λευκός Νάνος|Λευκό Νάνο]] (το κατάλοιπο του πρωτοαναφερόμενου αστέρα). <br /> [[Αρχείο:NGC6543.jpg|thumb| NGC6543 η νεφελωμα &quot;Ματι της γατας&quot;. HST]]<br /> <br /> <br /> [[Κατηγορία:Αστροφυσική]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%91%CF%81%CF%87%CE%B5%CE%AF%CE%BF:NGC6543.jpg&diff=7255 2010-07-27T12:54:20Z

<p>Bitsakis: NCG6543 or Cat&#039;s Eye Nebula. Hubble Space Telescope</p> <hr /> <div>NCG6543 or Cat's Eye Nebula. Hubble Space Telescope</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A7%CF%81%CE%AE%CF%83%CF%84%CE%B7%CF%82:Bitsakis&diff=7254 2010-07-19T14:02:36Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>*PhD student working in Extragalactic Astronomy<br /> *Address: Skinakas Observatory - Dept of Physics - University of Crete - Voutes - Heraklion- PO box 71003 - Crete - Greece<br /> *Member of the Hellenic Astronomical Society [http://www.helas.gr]<br /> <br /> *Homepage: [http://www.physics.uoc.gr/~bitsakis], [http://crete.academia.edu/ThodorisBitsakis]<br /> *Contact: bitsakis@physics.uoc.gr</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A7%CF%81%CE%AE%CF%83%CF%84%CE%B7%CF%82:Bitsakis&diff=7253 2010-07-19T14:00:46Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>*PhD student working in Extragalactic Astronomy<br /> *Address: Skinakas Observatory - Dept of Physics - University of Crete - Voutes - Heraklion- PO box 71003 - Crete - Greece<br /> *Member of the Hellenic Astronomical Society [http://www.helas.gr]<br /> <br /> *Homepage: [http://www.physics.uoc.gr/~bitsakis]<br /> *Contact: bitsakis@physics.uoc.gr</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%95%CE%BD%CE%B5%CF%81%CE%B3%CF%8C%CF%82_%CE%B8%CE%B5%CF%81%CE%BC%CE%BF%CE%BA%CF%81%CE%B1%CF%83%CE%AF%CE%B1&diff=7252 2010-07-19T13:54:54Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Ενεργος θερμοκρασια ενος αστερα ή  Effective temperature (Teff) ειναι η θερμοκρασια που αντιστοιχει στην κορυφη της καμπυλης ενος αντικειμενου που εκμπεμπει σαν μελαν σωμα (black body). <br /> Καθε αντικειμενο που ειναι θερμο (και βρισκεται σε θερμοδυναμικη ισορροπια) εκπεμπει ακτινοβολια σε ενα συγκεκριμενο ευρος τιμων που ονομαζεται καμπυλη μελανος σωματος (black body curve). Η κορυφη της καμπυλης καθοριζει ποια θα ειναι η κυριαρχουσα ακτινοβολια σε αυτο το σωμα καθως και ποια θα ειναι η θερμοκρασια του. Για παραδειγμα στην φωτοσφαιρα του Ηλιου η κορυφη της καμπυλης βρισκεται στους 5750 βαθμους Kelvin που αντιστοιχει στο κιτρινο μερος του φασματος, γι'αυτο και ο Ηλιος φαινεται κιτρινος.<br /> [[Αρχείο:blackbody.jpg|thumb|Παραδειγμα μερικων θεωρητικων καμπυλων μελανων σωματων.]]<br /> <br /> [[Κατηγορία:Αστροφυσική]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%95%CE%BD%CE%B5%CF%81%CE%B3%CF%8C%CF%82_%CE%B8%CE%B5%CF%81%CE%BC%CE%BF%CE%BA%CF%81%CE%B1%CF%83%CE%AF%CE%B1&diff=7251 2010-07-19T13:54:37Z

<p>Bitsakis: Νέα σελίδα με &#039;Ενεργος θερμοκρασια ενος αστερα ή  Effective temperature (Teff) ειναι η θερμοκρασια που αντιστοιχει στην …&#039;</p> <hr /> <div>Ενεργος θερμοκρασια ενος αστερα ή  Effective temperature (Teff) ειναι η θερμοκρασια που αντιστοιχει στην κορυφη της καμπυλης ενος αντικειμενου που εκμπεμπει σαν μελαν σωμα (black body). <br /> Καθε αντικειμενο που ειναι θερμο (και βρισκεται σε θερμοδυναμικη ισορροπια) εκπεμπει ακτινοβολια σε ενα συγκεκριμενο ευρος τιμων που ονομαζεται καμπυλη μελανος σωματος (black body curve). Η κορυφη της καμπυλης καθοριζει ποια θα ειναι η κυριαρχουσα ακτινοβολια σε αυτο το σωμα καθως και ποια θα ειναι η θερμοκρασια του. Για παραδειγμα στην φωτοσφαιρα του Ηλιου η κορυφη της καμπυλης βρισκεται στους 5750 βαθμους Kelvin που αντιστοιχει στο κιτρινο μερος του φασματος, γι'αυτο και ο Ηλιος φαινεται κιτρινος.<br /> [[Αρχείο:blackbody.jpg|thumb|Παραδειγμα μερικων θεωρητικων καμπυλων μελανων σωματων.]]<br /> <br /> [Κατηγορία:Αστροφυσική]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%91%CF%81%CF%87%CE%B5%CE%AF%CE%BF:Blackbody.jpg&diff=7250 2010-07-19T13:53:16Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div></div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%94%CE%B9%CE%B1%CF%83%CF%84%CE%B7%CE%BC%CE%B9%CE%BA%CF%8C_%CE%A4%CE%B7%CE%BB%CE%B5%CF%83%CE%BA%CF%8C%CF%80%CE%B9%CE%BF_Spitzer&diff=7246 2010-07-15T15:32:27Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Το διαστημικο τηλεσκοπειο Spitzer ειναι ενα διαστημικο τηλεσκοπειο που εκτοξευτηκε το 2003 και ειναι το τεταρτο απο τα NASA's Great Observatories. Η αποστολη του διηρκησε 2 χρονια αφου η φιαλη με το υγρο ηλιο που περιειχε τελειωσε στις 15 Μαη 2009. Το υγρο ηλιο ειναι πολυ χρησιμο σε υπερυθρα τηλσκοπεια καθως ψυχει τα οργανα τα οποια εχοντας καποια θερμοκρασια εκπεμπουν το δικο τους υπερυθρο φως. <br /> <br /> Η εκτοξευση εγινε στις 23 Αυγουστου 2003 στο Cape Canaveral στην Florida, με ενα πυραυλο Delta II της NASA. Το τηλεσκοπειο ειναι τυπου Ritchey-Chrétien εχει καθρεπτη διαμετρου 0.85 μετρων με εστιακη αποσταση 10.2 μετρων. Τα μηκη κυματος που μπορει να παρατηρησει ειναι 3-180microns στο μεσω υπερυθρο.<br /> <br /> Για περισσοτερες πληροφοριες: [http://www.spitzer.caltech.edu/]<br /> <br /> [[Αρχείο:Spitzer.jpg]]<br /> <br /> <br /> [[Κατηγορία:Διαστημική]]<br /> [[Κατηγορία:Διαστημικά Παρατηρητήρια]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%94%CE%B9%CE%B1%CF%83%CF%84%CE%B7%CE%BC%CE%B9%CE%BA%CE%B1_%CF%84%CE%B7%CE%BB%CE%B5%CF%83%CE%BA%CE%BF%CF%80%CE%B9%CE%B1&diff=7245 2010-07-15T15:31:01Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Οπως ειναι γνωστο η γηινη ατμοσφαιρα δεν επιτρεπει σε ολα τα μηκη κυματος του φωτος να διερχονται αυτης. Τα μηκη κυματος των &quot;σκληρων&quot; ακτινοβολιων απο ακτινες-γ μεχρι και το σκληρο υπεριωδες (f-UV) καθως και τα υπερυθρα μηκη κυματος μπλοκαρονται απο αυτην, ενω το ορατο και το κοντινο υπερυρθρο καθως και τα μικροκυματα και ραδιοκυματα διερχονται σχεδον ανενοχλητα με σχετικα μικρη απορροφηση ή σκεδαση. Αυτα ομως τα μηκη κυματος που μπλοκαρονται μεταφερουν πολλες χρησιμες πληροφοριες και αρα πρεπει να βρεθει ενας τροπος να παρατηρηθουν. Ο τροπος αυτο ειναι η παρατηρηση τους χρησιμοποιοντας διαστημικα τηλεσκοπεια. Διαστημικα τηλεσκοπεια κατασκευαστηκαν πρωτη φορα για την παρατηρηση του υπερυθρου την δεκαετεια του '70 (IRAS). Απο τοτε εχουν φτιαχτει παρα πολλα και σε διαφορα μηκη κυματος ακομη και σε αυτα που διερχονται της ατμοσφαιρας αφου οι εικονες των διαστημικων δεν εχουν υποστει καμια αλλιωση απο την τυρβωδη ροη των αεριων στην γηινη ατμοσφαιρα. Μερικα πολυ διασημα ειναι τα εξης:<br /> <br /> ''Gamma-rays: '' Compton-GRO [[Αρχείο:gro-impression.gif]]<br /> <br /> ''X-rays: '' XMM-Newton, CHANDRA [[Αρχείο:chandra_big.gif]]<br /> <br /> ''UltraViolet'' GALEX [[Αρχείο:galex.jpg]]<br /> <br /> ''Οπτικα: '' HubbleST [[Αρχείο:hubbleST.jpg]]<br /> <br /> ''Υπερυθρα: '' IRAS, ISO, Akari, Spitzer, Herschel [[Αρχείο:irasside.jpg]] [[Αρχείο:spitzer.jpg]]<br /> <br /> <br /> Για πιο αναλυτικα δειτε στο: [[Διαστημικό Τηλεσκόπιο]]<br /> <br /> ----<br /> Τελος εδω μπορειτε να δειτε για παραδειγμα μια συνδιαστικη εικονα (RGB-image) απο δυο διαστημικα τηλεσκοπεια. Το μπλε χρωμα ειναι υπεριωδες απο το διαστημικο τηλεσκοπειο UV-Galex, το πρασινο ειναι κοντινο υπερυθρο και το κοκκινο ειναι μεσο υπερυθρο απο τα δυο οργανα (IRAC, MIPS) του διαστημικου τηλεσκοπειου Spitzer (βλεπε[[Διαστημικό Τηλεσκόπιο Spitzer]])<br /> <br /> [[Αρχείο:HCG92-1.jpeg|thumb|Stephan's Quintet from GALEX-Spitzer]]<br /> <br /> [[Κατηγορία:Διαστημική]]<br /> [[Κατηγορία:Διαστημικά Παρατηρητήρια]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%91%CF%81%CF%87%CE%B5%CE%AF%CE%BF:HCG92-1.jpeg&diff=7244 2010-07-15T15:30:38Z

<p>Bitsakis: ανέβασμα νέας έκδοσης του &quot;Αρχείο:HCG92-1.jpeg&quot;:&amp;#32;Αναστράφηκε στην εκδοχή της 14:57, 15 Ιουλίου 2010</p> <hr /> <div></div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%94%CE%B9%CE%B1%CF%83%CF%84%CE%B7%CE%BC%CE%B9%CE%BA%CF%8C_%CE%A4%CE%B7%CE%BB%CE%B5%CF%83%CE%BA%CF%8C%CF%80%CE%B9%CE%BF_Spitzer&diff=7243 2010-07-15T15:29:06Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Το διαστημικο τηλεσκοπειο Spitzer ειναι ενα διαστημικο τηλεσκοπειο που εκτοξευτηκε το 2003 και ειναι το τεταρτο απο τα NASA's Great Observatories. Η αποστολη του διηρκησε 2 χρονια αφου η φιαλη με το υγρο ηλιο που περιειχε τελειωσε στις 15 Μαη 2009. Το υγρο ηλιο ειναι πολυ χρησιμο σε υπερυθρα τηλσκοπεια καθως ψυχει τα οργανα τα οποια εχοντας καποια θερμοκρασια εκπεμπουν το δικο τους υπερυθρο φως. <br /> <br /> Η εκτοξευση εγινε στις 23 Αυγουστου 2003 στο Cape Canaveral στην Florida, με ενα πυραυλο Delta II της NASA. Το τηλεσκοπειο ειναι τυπου Ritchey-Chrétien εχει καθρεπτη διαμετρου 0.85 μετρων με εστειακη αποσταση 10.2 μετρων. Τα μηκη κυματος που μπορει να παρατηρησει ειναι 3-180microns στο μεσω υπερυθρο.<br /> <br /> Για περισσοτερες πληροφοριες: [http://www.spitzer.caltech.edu/]<br /> <br /> [[Αρχείο:Spitzer.jpg]]<br /> <br /> <br /> [[Κατηγορία:Διαστημική]]<br /> [[Κατηγορία:Διαστημικά Παρατηρητήρια]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%94%CE%B9%CE%B1%CF%83%CF%84%CE%B7%CE%BC%CE%B9%CE%BA%CE%B1_%CF%84%CE%B7%CE%BB%CE%B5%CF%83%CE%BA%CE%BF%CF%80%CE%B9%CE%B1&diff=7242 2010-07-15T15:28:22Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Οπως ειναι γνωστο η γηινη ατμοσφαιρα δεν επιτρεπει σε ολα τα μηκη κυματος του φωτος να διερχονται αυτης. Τα μηκη κυματος των &quot;σκληρων&quot; ακτινοβολιων απο ακτινες-γ μεχρι και το σκληρο υπεριωδες (f-UV) καθως και τα υπερυθρα μηκη κυματος μπλοκαρονται απο αυτην, ενω το ορατο και το κοντινο υπερυρθρο καθως και τα μικροκυματα και ραδιοκυματα διερχονται σχεδον ανενοχλητα με σχετικα μικρη απορροφηση ή σκεδαση. Αυτα ομως τα μηκη κυματος που μπλοκαρονται μεταφερουν πολλες χρησιμες πληροφοριες και αρα πρεπει να βρεθει ενας τροπος να παρατηρηθουν. Ο τροπος αυτο ειναι η παρατηρηση τους χρησιμοποιοντας διαστημικα τηλεσκοπεια. Διαστημικα τηλεσκοπεια κατασκευαστηκαν πρωτη φορα για την παρατηρηση του υπερυθρου την δεκαετεια του '70 (IRAS). Απο τοτε εχουν φτιαχτει παρα πολλα και σε διαφορα μηκη κυματος ακομη και σε αυτα που διερχονται της ατμοσφαιρας αφου οι εικονες των διαστημικων δεν εχουν υποστει καμια αλλιωση απο την τυρβωδη ροη των αεριων στην γηινη ατμοσφαιρα. Μερικα πολυ διασημα ειναι τα εξης:<br /> <br /> ''Gamma-rays: '' Compton-GRO [[Αρχείο:gro-impression.gif]]<br /> <br /> ''X-rays: '' XMM-Newton, CHANDRA [[Αρχείο:chandra_big.gif]]<br /> <br /> ''UltraViolet'' GALEX [[Αρχείο:galex.jpg]]<br /> <br /> ''Οπτικα: '' HubbleST [[Αρχείο:hubbleST.jpg]]<br /> <br /> ''Υπερυθρα: '' IRAS, ISO, Akari, Spitzer, Herschel [[Αρχείο:irasside.jpg]] [[Αρχείο:spitzer.jpg]]<br /> <br /> <br /> Για πιο αναλυτικα δειτε στο: [[Διαστημικό Τηλεσκόπιο]]<br /> <br /> ----<br /> Τελος εδω μπορειτε να δειτε για παραδειγμα μια συνδιαστικη εικονα (RGB-image) απο δυο διαστημικα τηλεσκοπεια. Το μπλε χρωμα ειναι υπεριωδες απο το διαστημικο τηλεσκοπειο UV-Galex, το πρασινο ειναι κοντινο υπερυθρο και το κοκκινο ειναι μεσο υπερυθρο απο τα δυο οργανα (IRAC, MIPS) του διαστημικου τηλεσκοπειου Spitzer (βλεπε[[Διαστημικό Τηλεσκόπιο Spitzer]])<br /> <br /> [[Αρχείο:HCG92.jpeg|thumb|Stephan's Quintet from GALEX-Spitzer]]<br /> <br /> [[Κατηγορία:Διαστημική]]<br /> [[Κατηγορία:Διαστημικά Παρατηρητήρια]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%91%CF%81%CF%87%CE%B5%CE%AF%CE%BF:Galex.jpg&diff=7241 2010-07-15T15:28:10Z

<p>Bitsakis: GALEX-Galaxy Evolution Xplorer</p> <hr /> <div>GALEX-Galaxy Evolution Xplorer</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%94%CE%B9%CE%B1%CF%83%CF%84%CE%B7%CE%BC%CE%B9%CE%BA%CE%B1_%CF%84%CE%B7%CE%BB%CE%B5%CF%83%CE%BA%CE%BF%CF%80%CE%B9%CE%B1&diff=7240 2010-07-15T15:22:36Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Οπως ειναι γνωστο η γηινη ατμοσφαιρα δεν επιτρεπει σε ολα τα μηκη κυματος του φωτος να διερχονται αυτης. Τα μηκη κυματος των &quot;σκληρων&quot; ακτινοβολιων απο ακτινες-γ μεχρι και το σκληρο υπεριωδες (f-UV) καθως και τα υπερυθρα μηκη κυματος μπλοκαρονται απο αυτην, ενω το ορατο και το κοντινο υπερυρθρο καθως και τα μικροκυματα και ραδιοκυματα διερχονται σχεδον ανενοχλητα με σχετικα μικρη απορροφηση ή σκεδαση. Αυτα ομως τα μηκη κυματος που μπλοκαρονται μεταφερουν πολλες χρησιμες πληροφοριες και αρα πρεπει να βρεθει ενας τροπος να παρατηρηθουν. Ο τροπος αυτο ειναι η παρατηρηση τους χρησιμοποιοντας διαστημικα τηλεσκοπεια. Διαστημικα τηλεσκοπεια κατασκευαστηκαν πρωτη φορα για την παρατηρηση του υπερυθρου την δεκαετεια του '70 (IRAS). Απο τοτε εχουν φτιαχτει παρα πολλα και σε διαφορα μηκη κυματος ακομη και σε αυτα που διερχονται της ατμοσφαιρας αφου οι εικονες των διαστημικων δεν εχουν υποστει καμια αλλιωση απο την τυρβωδη ροη των αεριων στην γηινη ατμοσφαιρα. Μερικα πολυ διασημα ειναι τα εξης:<br /> <br /> ''Gamma-rays: '' Compton-GRO [[Αρχείο:gro-impression.gif]]<br /> <br /> ''X-rays: '' XMM-Newton, CHANDRA [[Αρχείο:chandra_big.gif]]<br /> <br /> ''UltraViolet'' GALEX [[Αρχείο:galex.jpg]]<br /> <br /> ''Οπτικα: '' HubbleST [[Αρχείο:hubbleST.jpg]]<br /> <br /> ''Υπερυθρα: '' IRAS, ISO, Akari, Spitzer, Herschel [[Αρχείο:irasside.jpg]] [[Αρχείο:spitzer.jpg]]<br /> <br /> <br /> Για πιο αναλυτικα δειτε στο: [[Διαστημικό Τηλεσκόπιο]]<br /> <br /> ----<br /> Τελος εδω μπορειτε να δειτε για παραδειγμα μια συνδιαστικη εικονα (RGB-image) απο δυο διαστημικα τηλεσκοπεια. Το μπλε χρωμα ειναι υπεριωδες απο το διαστημικο τηλεσκοπειο UV-Galex, το πρασινο ειναι κοντινο υπερυθρο και το κοκκινο ειναι μεσο υπερυθρο απο τα δυο οργανα (IRAC, MIPS) του διαστημικου τηλεσκοπειου Spitzer (βλεπε[[Διαστημικό Τηλεσκόπιο Spitzer]])<br /> <br /> [[Αρχείο:HCG92.jpeg]]<br /> <br /> [[Κατηγορία:Διαστημική]]<br /> [[Κατηγορία:Διαστημικά Παρατηρητήρια]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=PAH&diff=7239 2010-07-15T15:21:50Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Πολυκυκλικοι αρωματικοι υδρογονανθρακες ή Polycyclic Aromatic Hydrocarbons (PAHs) ειναι κυκλικα μεγαλομορια αποτελουμενα απο ανθρακες και υδρογονο, ενα απο αυτα ειναι και η βενζινη. Το ενδιαφερον τους στην αστροφυσικη ειναι μεγαλο αφου αυτα βρισκονται μεσα στην σκονη σε περιοχες γαλαξιων (βλεπε [[Φασμα γαλαξιων]]) που γενιουνται αστρα (περιοχες αστρογεννεσης). Αυτα εχουν το χαρακτηριστικο να απορροφουν φωτονια υπεριωδους απο τα νεογγενητα αστρα (OB-stars) και επανεκπεμπουν το φως τους στο μεσο-υπερυθρο (mid-IR) απο 3-19microns (1micron=10E-6m). Τα πιο χαρακτηριστηκα μηκη κυματος που αυτα εκπεμπουν ειναι 3.3, 6.2, 7.7, 8.6, 11.3 &amp; 12.7microns και για αυτο η μια απο τις καμερες (IRAC) του διαστημικου τηλεσκοπιου Spitzer ([[Διαστημικό Τηλεσκόπιο Spitzer]]) ηταν ρυθμισμενη να τα μετραει (βλεπε [[Διαστημικα τηλεσκοπια]])<br /> <br /> <br /> [[Αρχείο:acampbell.png]]<br /> <br /> <br /> [[Κατηγορία:Αστροφυσική]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A6%CE%B1%CF%83%CE%BC%CE%B1_%CE%B3%CE%B1%CE%BB%CE%B1%CE%BE%CE%B9%CF%89%CE%BD&diff=7238 2010-07-15T15:21:35Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Η φασματικη κατανομη ενεργειας στους γαλαξιες (ή spectral energy distribution, SED) ειναι η κατανομη της ενεργειας αν παρατηρησουμε ενα γαλαξια σε ολα τα μηκη κυματος. Βασικα χωριζεται σε δυο μερη, το αστρικο (που δημιουργηται απο τα αστρα) και το μερος που παραγεται απο σκεδαση η επενεκπομπη της ακτινοβολιας των αστρων απο τα αερια και τη σκονη. <br /> Το πρωτο ξεκινα απο το υπεριωδες (UV, αφου πριν υπαρχει το Lyman Limit) και συνεχιζεται μεχρι και το κοντινο υπερυθρο (near-IR, 3microns) αναλογα με το ποσα αστρα εχει σε καθε φασματικη κατηγορια ([[Φασματικός Τύπος]]) ο γαλαξιας θα εχει το μεγιστο στην αντιστοιχη περιοχη. Για παραδειγμα ενας σπειροειδης γαλαξιας που παραγει πολλα νεα αστρα τυπων ΟΒ θα εχει μεγιστο στο UV ενω ενας ελλειπτικος που εχει μονο παλια αστρα τυπων ΚΜ, θα εχει μονο στο κοκκινο και near-IR.<br /> Το δευτερο ειναι πιο πολυπλοκο και αποτελειτε απο τα εξης μερη: Τους πολυκυκλικους αρωματικους υδρογονανθρακες ([[PAH]]), τη ζεστη σκονη (στο μεσο υπερυθρο, mid-IR), και την κρυα σκονη (στο μακρυνο υπερυθρο, far-IR). <br /> Αν ενας γαλαξιας ειναι σπειροειδης και αρα εχει πολυ σκονη και πολλα ΟΒ αστρα, τα [[PAH]] που εχει θα απορροφησουν το φως στο UV και θα το επανεκπεμψουν στα ΡΑΗ-bands (3-12microns), επισης η σκονη θα ζεσταθει και θα ακτινοβολησει στο mid-IR ενω η κρυα σκονη (θερμοκρασιας 15Κ ή -258C) θα συνεχισει να ακτινοβολει κανονικα. Αν τωρα ο γαλαξιας ειναι ελλειπτικος και αρα με παλια αστρα και λιγη σκονη δεν θα εχει ΡΑΗ ουτε mid-IR απο ζεστη σκονη παρα μονο εκπομπη απο την κρυα σκονη.<br /> <br /> <br /> [[Αρχείο:sed_chary.jpeg]]<br /> <br /> [[Κατηγορία:Αστροφυσική]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=PAH&diff=7237 2010-07-15T15:17:25Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Πολυκυκλικοι αρωματικοι υδρογονανθρακες ή Polycyclic Aromatic Hydrocarbons (PAHs) ειναι κυκλικα μεγαλομορια αποτελουμενα απο ανθρακες και υδρογονο, ενα απο αυτα ειναι και η βενζινη. Το ενδιαφερον τους στην αστροφυσικη ειναι μεγαλο αφου αυτα βρισκονται μεσα στην σκονη σε περιοχες γαλαξιων (βλεπε [[Φασμα γαλαξιων]]) που γενιουνται αστρα (περιοχες αστρογεννεσης). Αυτα εχουν το χαρακτηριστικο να απορροφουν φωτονια υπεριωδους απο τα νεογγενητα αστρα (OB-stars) και επανεκπεμπουν το φως τους στο μεσο-υπερυθρο (mid-IR) απο 3-19microns (1micron=10E-6m). Τα πιο χαρακτηριστηκα μηκη κυματος που αυτα εκπεμπουν ειναι 3.3, 6.2, 7.7, 8.6, 11.3 &amp; 12.7microns και για αυτο η μια απο τις καμερες (IRAC) του διαστημικου τηλεσκοπιου Spitzer ([[Διαστημικό Τηλεσκόπιο Spitzer]]) ηταν ρυθμισμενη να τα μετραει (βλεπε [[Διαστημικα τηλεσκοπια]])<br /> <br /> <br /> [[Αρχείο:acampbell.png]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=PAH&diff=7236 2010-07-15T15:17:09Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Πολυκυκλικοι αρωματικοι υδρογονανθρακες ή Polycyclic Aromatic Hydrocarbons (PAHs) ειναι κυκλικα μεγαλομορια αποτελουμενα απο ανθρακες και υδρογονο, ενα απο αυτα ειναι και η βενζινη. Το ενδιαφερον τους στην αστροφυσικη ειναι μεγαλο αφου αυτα βρισκονται μεσα στην σκονη σε περιοχες γαλαξιων (βλεπε [[Φασμα γαλαξιων]]) που γενιουνται αστρα (περιοχες αστρογεννεσης). Αυτα εχουν το χαρακτηριστικο να απορροφουν φωτονια υπεριωδους απο τα νεογγενητα αστρα (OB-stars) και επανεκπεμπουν το φως τους στο μεσο-υπερυθρο (mid-IR) απο 3-19microns (1micron=10E-6m). Τα πιο χαρακτηριστηκα μηκη κυματος που αυτα εκπεμπουν ειναι 3.3, 6.2, 7.7, 8.6, 11.3 &amp; 12.7microns και για αυτο η μια απο τις καμερες (IRAC) του διαστημικου τηλεσκοπιου Spitzer[[Διαστημικό Τηλεσκόπιο Spitzer]] ηταν ρυθμισμενη να τα μετραει (βλεπε [[Διαστημικα τηλεσκοπια]])<br /> <br /> <br /> [[Αρχείο:acampbell.png]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=PAH&diff=7235 2010-07-15T15:16:49Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Πολυκυκλικοι αρωματικοι υδρογονανθρακες ή Polycyclic Aromatic Hydrocarbons (PAHs) ειναι κυκλικα μεγαλομορια αποτελουμενα απο ανθρακες και υδρογονο, ενα απο αυτα ειναι και η βενζινη. Το ενδιαφερον τους στην αστροφυσικη ειναι μεγαλο αφου αυτα βρισκονται μεσα στην σκονη σε περιοχες γαλαξιων (βλεπε [[Φασμα γαλαξιων]]) που γενιουνται αστρα (περιοχες αστρογεννεσης). Αυτα εχουν το χαρακτηριστικο να απορροφουν φωτονια υπεριωδους απο τα νεογγενητα αστρα (OB-stars) και επανεκπεμπουν το φως τους στο μεσο-υπερυθρο (mid-IR) απο 3-19microns (1micron=10E-6m). Τα πιο χαρακτηριστηκα μηκη κυματος που αυτα εκπεμπουν ειναι 3.3, 6.2, 7.7, 8.6, 11.3 &amp; 12.7microns και για αυτο η μια απο τις καμερες (IRAC) του διαστημικου τηλεσκοπιου Spitzer[[Διαστημικό Τηλεσκόπιο Spitzer]] ηταν ρυθμισμενη να τα μετραει (βλεπε [[Διαστημικα τηλεσκοπια]])<br /> [[Αρχείο:acampbell.png]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%94%CE%B9%CE%B1%CF%83%CF%84%CE%B7%CE%BC%CE%B9%CE%BA%CE%B1_%CF%84%CE%B7%CE%BB%CE%B5%CF%83%CE%BA%CE%BF%CF%80%CE%B9%CE%B1&diff=7234 2010-07-15T15:13:12Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Οπως ειναι γνωστο η γηινη ατμοσφαιρα δεν επιτρεπει σε ολα τα μηκη κυματος του φωτος να διερχονται αυτης. Τα μηκη κυματος των &quot;σκληρων&quot; ακτινοβολιων απο ακτινες-γ μεχρι και το σκληρο υπεριωδες (f-UV) καθως και τα υπερυθρα μηκη κυματος μπλοκαρονται απο αυτην, ενω το ορατο και το κοντινο υπερυρθρο καθως και τα μικροκυματα και ραδιοκυματα διερχονται σχεδον ανενοχλητα με σχετικα μικρη απορροφηση ή σκεδαση. Αυτα ομως τα μηκη κυματος που μπλοκαρονται μεταφερουν πολλες χρησιμες πληροφοριες και αρα πρεπει να βρεθει ενας τροπος να παρατηρηθουν. Ο τροπος αυτο ειναι η παρατηρηση τους χρησιμοποιοντας διαστημικα τηλεσκοπεια. Διαστημικα τηλεσκοπεια κατασκευαστηκαν πρωτη φορα για την παρατηρηση του υπερυθρου την δεκαετεια του '70 (IRAS). Απο τοτε εχουν φτιαχτει παρα πολλα και σε διαφορα μηκη κυματος ακομη και σε αυτα που διερχονται της ατμοσφαιρας αφου οι εικονες των διαστημικων δεν εχουν υποστει καμια αλλιωση απο την τυρβωδη ροη των αεριων στην γηινη ατμοσφαιρα. Μερικα πολυ διασημα ειναι τα εξης:<br /> <br /> ''Gamma-rays: '' Compton-GRO [[Αρχείο:gro-impression.gif]]<br /> <br /> ''X-rays: '' XMM-Newton, CHANDRA [[Αρχείο:chandra_big.gif]]<br /> <br /> ''UltraViolet'' GALEX [[Αρχείο:galex.jpg]]<br /> <br /> ''Οπτικα: '' HubbleST [[Αρχείο:hubbleST.jpg]]<br /> <br /> ''Υπερυθρα: '' IRAS, ISO, Akari, Spitzer, Herschel [[Αρχείο:irasside.jpg]] [[Αρχείο:spitzer.jpg]]<br /> <br /> <br /> Για πιο αναλυτικα δειτε στο: [[Διαστημικό Τηλεσκόπιο]]<br /> <br /> ----<br /> Τελος εδω μπορειτε να δειτε για παραδειγμα μια συνδιαστικη εικονα (RGB-image) απο δυο διαστημικα τηλεσκοπεια. Το μπλε χρωμα ειναι υπεριωδες απο το διαστημικο τηλεσκοπειο UV-Galex, το πρασινο ειναι κοντινο υπερυθρο και το κοκκινο ειναι μεσο υπερυθρο απο τα δυο οργανα (IRAC, MIPS) του διαστημικου τηλεσκοπειου Spitzer (βλεπε[[Διαστημικό Τηλεσκόπιο Spitzer]])<br /> <br /> [[Αρχείο:HCG92.jpeg]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%91%CF%81%CF%87%CE%B5%CE%AF%CE%BF:HCG92.jpeg&diff=7233 2010-07-15T15:12:32Z

<p>Bitsakis: RGB image from GALEX-NUV, Spitzer-IRAC3.6um &amp; MIPS24um</p> <hr /> <div>RGB image from GALEX-NUV, Spitzer-IRAC3.6um &amp; MIPS24um</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%94%CE%B9%CE%B1%CF%83%CF%84%CE%B7%CE%BC%CE%B9%CE%BA%CE%B1_%CF%84%CE%B7%CE%BB%CE%B5%CF%83%CE%BA%CE%BF%CF%80%CE%B9%CE%B1&diff=7232 2010-07-15T15:06:30Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Οπως ειναι γνωστο η γηινη ατμοσφαιρα δεν επιτρεπει σε ολα τα μηκη κυματος του φωτος να διερχονται αυτης. Τα μηκη κυματος των &quot;σκληρων&quot; ακτινοβολιων απο ακτινες-γ μεχρι και το σκληρο υπεριωδες (f-UV) καθως και τα υπερυθρα μηκη κυματος μπλοκαρονται απο αυτην, ενω το ορατο και το κοντινο υπερυρθρο καθως και τα μικροκυματα και ραδιοκυματα διερχονται σχεδον ανενοχλητα με σχετικα μικρη απορροφηση ή σκεδαση. Αυτα ομως τα μηκη κυματος που μπλοκαρονται μεταφερουν πολλες χρησιμες πληροφοριες και αρα πρεπει να βρεθει ενας τροπος να παρατηρηθουν. Ο τροπος αυτο ειναι η παρατηρηση τους χρησιμοποιοντας διαστημικα τηλεσκοπεια. Διαστημικα τηλεσκοπεια κατασκευαστηκαν πρωτη φορα για την παρατηρηση του υπερυθρου την δεκαετεια του '70 (IRAS). Απο τοτε εχουν φτιαχτει παρα πολλα και σε διαφορα μηκη κυματος ακομη και σε αυτα που διερχονται της ατμοσφαιρας αφου οι εικονες των διαστημικων δεν εχουν υποστει καμια αλλιωση απο την τυρβωδη ροη των αεριων στην γηινη ατμοσφαιρα. Μερικα πολυ διασημα ειναι τα εξης:<br /> <br /> ''Gamma-rays: '' Compton-GRO [[Αρχείο:gro-impression.gif]]<br /> <br /> ''X-rays: '' XMM-Newton, CHANDRA [[Αρχείο:chandra_big.gif]]<br /> <br /> ''Οπτικα: '' HubbleST [[Αρχείο:hubbleST.jpg]]<br /> <br /> ''Υπερυθρα: '' IRAS, ISO, Akari, Spitzer, Herschel [[Αρχείο:irasside.jpg]] [[Αρχείο:spitzer.jpg]]<br /> <br /> <br /> Για πιο αναλυτικα δειτε στο: [[Διαστημικό Τηλεσκόπιο]]<br /> <br /> ----<br /> Τελος εδω μπορειτε να δειτε ενα παραδειγμα, μια συνδιαστικη εικονα RGB-image. Το μπλε χρωμα ειναι υπεριωδες απο το διαστημικο τηλεσκοπειο UV-Galex, το πρασινο ειναι κοντινο υπερυθρο και το κοκκινο ειναι μεσο υπερυθρο απο τα δυο οργανα (IRAC, MIPS) του διαστημικου τηλεσκοπειου Spitzer (βλεπε[[Διαστημικό Τηλεσκόπιο Spitzer]])<br /> <br /> [[Αρχείο:HCG92-1.jpeg]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%91%CF%81%CF%87%CE%B5%CE%AF%CE%BF:HCG92-1.jpeg&diff=7231 2010-07-15T15:05:27Z

<p>Bitsakis: ανέβασμα νέας έκδοσης του &quot;Αρχείο:HCG92-1.jpeg&quot;:&amp;#32;Συνδιαστικη εικονα της συμπαγους ομαδας γαλαξιων HCG92 γνωστης και ως Stephan&#039;s Quintet.</p> <hr /> <div></div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%91%CF%81%CF%87%CE%B5%CE%AF%CE%BF:HCG92-1.jpeg&diff=7230 2010-07-15T14:58:25Z

<p>Bitsakis: ανέβασμα νέας έκδοσης του &quot;Αρχείο:HCG92-1.jpeg&quot;:&amp;#32;Αναστράφηκε στην εκδοχή της 14:56, 15 Ιουλίου 2010</p> <hr /> <div></div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%91%CF%81%CF%87%CE%B5%CE%AF%CE%BF:HCG92-1.jpeg&diff=7229 2010-07-15T14:57:51Z

<p>Bitsakis: ανέβασμα νέας έκδοσης του &quot;Αρχείο:HCG92-1.jpeg&quot;:&amp;#32;Συνδιαστικη εικονα της συμπαγους ομαδας γαλαξιων HCG92 γνωστης και ως Stephan&#039;s Quintet.</p> <hr /> <div></div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%91%CF%81%CF%87%CE%B5%CE%AF%CE%BF:HCG92-1.jpeg&diff=7228 2010-07-15T14:56:35Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div></div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%94%CE%B9%CE%B1%CF%83%CF%84%CE%B7%CE%BC%CE%B9%CE%BA%CE%B1_%CF%84%CE%B7%CE%BB%CE%B5%CF%83%CE%BA%CE%BF%CF%80%CE%B9%CE%B1&diff=7227 2010-07-15T14:48:04Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Οπως ειναι γνωστο η γηινη ατμοσφαιρα δεν επιτρεπει σε ολα τα μηκη κυματος του φωτος να διερχονται αυτης. Τα μηκη κυματος των &quot;σκληρων&quot; ακτινοβολιων απο ακτινες-γ μεχρι και το σκληρο υπεριωδες (f-UV) καθως και τα υπερυθρα μηκη κυματος μπλοκαρονται απο αυτην, ενω το ορατο και το κοντινο υπερυρθρο καθως και τα μικροκυματα και ραδιοκυματα διερχονται σχεδον ανενοχλητα με σχετικα μικρη απορροφηση ή σκεδαση. Αυτα ομως τα μηκη κυματος που μπλοκαρονται μεταφερουν πολλες χρησιμες πληροφοριες και αρα πρεπει να βρεθει ενας τροπος να παρατηρηθουν. Ο τροπος αυτο ειναι η παρατηρηση τους χρησιμοποιοντας διαστημικα τηλεσκοπεια. Διαστημικα τηλεσκοπεια κατασκευαστηκαν πρωτη φορα για την παρατηρηση του υπερυθρου την δεκαετεια του '70 (IRAS). Απο τοτε εχουν φτιαχτει παρα πολλα και σε διαφορα μηκη κυματος ακομη και σε αυτα που διερχονται της ατμοσφαιρας αφου οι εικονες των διαστημικων δεν εχουν υποστει καμια αλλιωση απο την τυρβωδη ροη των αεριων στην γηινη ατμοσφαιρα. Μερικα πολυ διασημα ειναι τα εξης:<br /> <br /> ''Gamma-rays: '' Compton-GRO [[Αρχείο:gro-impression.gif]]<br /> <br /> ''X-rays: '' XMM-Newton, CHANDRA [[Αρχείο:chandra_big.gif]]<br /> <br /> ''Οπτικα: '' HubbleST [[Αρχείο:hubbleST.jpg]]<br /> <br /> ''Υπερυθρα: '' IRAS, ISO, Akari, Spitzer, Herschel [[Αρχείο:irasside.jpg]] [[Αρχείο:spitzer.jpg]]<br /> <br /> <br /> Για πιο αναλυτικα δειτε στο: [[Διαστημικό Τηλεσκόπιο]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%94%CE%B9%CE%B1%CF%83%CF%84%CE%B7%CE%BC%CE%B9%CE%BA%CE%B1_%CF%84%CE%B7%CE%BB%CE%B5%CF%83%CE%BA%CE%BF%CF%80%CE%B9%CE%B1&diff=7226 2010-07-15T14:47:42Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Οπως ειναι γνωστο η γηινη ατμοσφαιρα δεν επιτρεπει σε ολα τα μηκη κυματος του φωτος να διερχονται αυτης. Τα μηκη κυματος των &quot;σκληρων&quot; ακτινοβολιων απο ακτινες-γ μεχρι και το σκληρο υπεριωδες (f-UV) καθως και τα υπερυθρα μηκη κυματος μπλοκαρονται απο αυτην, ενω το ορατο και το κοντινο υπερυρθρο καθως και τα μικροκυματα και ραδιοκυματα διερχονται σχεδον ανενοχλητα με σχετικα μικρη απορροφηση ή σκεδαση. Αυτα ομως τα μηκη κυματος που μπλοκαρονται μεταφερουν πολλες χρησιμες πληροφοριες και αρα πρεπει να βρεθει ενας τροπος να παρατηρηθουν. Ο τροπος αυτο ειναι η παρατηρηση τους χρησιμοποιοντας διαστημικα τηλεσκοπεια. Διαστημικα τηλεσκοπεια κατασκευαστηκαν πρωτη φορα για την παρατηρηση του υπερυθρου την δεκαετεια του '70 (IRAS). Απο τοτε εχουν φτιαχτει παρα πολλα και σε διαφορα μηκη κυματος ακομη και σε αυτα που διερχονται της ατμοσφαιρας αφου οι εικονες των διαστημικων δεν εχουν υποστει καμια αλλιωση απο την τυρβωδη ροη των αεριων στην γηινη ατμοσφαιρα. Μερικα πολυ διασημα ειναι τα εξης:<br /> <br /> #''Gamma-rays: '' Compton-GRO [[Αρχείο:gro-impression.gif]]<br /> <br /> #''X-rays: '' XMM-Newton, CHANDRA [[Αρχείο:chandra_big.gif]]<br /> <br /> #''Οπτικα: '' HubbleST [[Αρχείο:hubbleST.jpg]]<br /> <br /> #''Υπερυθρα: '' IRAS, ISO, Akari, Spitzer, Herschel [[Αρχείο:irasside.jpg]] [[Αρχείο:spitzer.jpg]]<br /> <br /> <br /> Για πιο αναλυτικα δειτε στο: [[Διαστημικό Τηλεσκόπιο]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%94%CE%B9%CE%B1%CF%83%CF%84%CE%B7%CE%BC%CE%B9%CE%BA%CF%8C_%CE%A4%CE%B7%CE%BB%CE%B5%CF%83%CE%BA%CF%8C%CF%80%CE%B9%CE%BF_Spitzer&diff=7225 2010-07-15T14:46:53Z

<p>Bitsakis: Νέα σελίδα με &#039;Το διαστημικο τηλεσκοπειο Spitzer ειναι ενα διαστημικο τηλεσκοπειο που εκτοξευτηκε το 2003 και ει…&#039;</p> <hr /> <div>Το διαστημικο τηλεσκοπειο Spitzer ειναι ενα διαστημικο τηλεσκοπειο που εκτοξευτηκε το 2003 και ειναι το τεταρτο απο τα NASA's Great Observatories. Η αποστολη του διηρκησε 2 χρονια αφου η φιαλη με το υγρο ηλιο που περιειχε τελειωσε στις 15 Μαη 2009. Το υγρο ηλιο ειναι πολυ χρησιμο σε υπερυθρα τηλσκοπεια καθως ψυχει τα οργανα τα οποια εχοντας καποια θερμοκρασια εκπεμπουν το δικο τους υπερυθρο φως. <br /> <br /> Η εκτοξευση εγινε στις 23 Αυγουστου 2003 στο Cape Canaveral στην Florida, με ενα πυραυλο Delta II της NASA. Το τηλεσκοπειο ειναι τυπου Ritchey-Chrétien εχει καθρεπτη διαμετρου 0.85 μετρων με εστειακη αποσταση 10.2 μετρων. Τα μηκη κυματος που μπορει να παρατηρησει ειναι 3-180microns στο μεσω υπερυθρο.<br /> <br /> Για περισσοτερες πληροφοριες: [http://www.spitzer.caltech.edu/]<br /> <br /> [[Αρχείο:Spitzer.jpg]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A6%CE%B1%CF%83%CE%BC%CE%B1_%CE%B3%CE%B1%CE%BB%CE%B1%CE%BE%CE%B9%CF%89%CE%BD&diff=7224 2010-07-15T14:34:54Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Η φασματικη κατανομη ενεργειας στους γαλαξιες (ή spectral energy distribution, SED) ειναι η κατανομη της ενεργειας αν παρατηρησουμε ενα γαλαξια σε ολα τα μηκη κυματος. Βασικα χωριζεται σε δυο μερη, το αστρικο (που δημιουργηται απο τα αστρα) και το μερος που παραγεται απο σκεδαση η επενεκπομπη της ακτινοβολιας των αστρων απο τα αερια και τη σκονη. <br /> Το πρωτο ξεκινα απο το υπεριωδες (UV, αφου πριν υπαρχει το Lyman Limit) και συνεχιζεται μεχρι και το κοντινο υπερυθρο (near-IR, 3microns) αναλογα με το ποσα αστρα εχει σε καθε φασματικη κατηγορια ([[Φασματικός Τύπος]]) ο γαλαξιας θα εχει το μεγιστο στην αντιστοιχη περιοχη. Για παραδειγμα ενας σπειροειδης γαλαξιας που παραγει πολλα νεα αστρα τυπων ΟΒ θα εχει μεγιστο στο UV ενω ενας ελλειπτικος που εχει μονο παλια αστρα τυπων ΚΜ, θα εχει μονο στο κοκκινο και near-IR.<br /> Το δευτερο ειναι πιο πολυπλοκο και αποτελειτε απο τα εξης μερη: Τους πολυκυκλικους αρωματικους υδρογονανθρακες ([[PAH]]), τη ζεστη σκονη (στο μεσο υπερυθρο, mid-IR), και την κρυα σκονη (στο μακρυνο υπερυθρο, far-IR). <br /> Αν ενας γαλαξιας ειναι σπειροειδης και αρα εχει πολυ σκονη και πολλα ΟΒ αστρα, τα [[PAH]] που εχει θα απορροφησουν το φως στο UV και θα το επανεκπεμψουν στα ΡΑΗ-bands (3-12microns), επισης η σκονη θα ζεσταθει και θα ακτινοβολησει στο mid-IR ενω η κρυα σκονη (θερμοκρασιας 15Κ ή -258C) θα συνεχισει να ακτινοβολει κανονικα. Αν τωρα ο γαλαξιας ειναι ελλειπτικος και αρα με παλια αστρα και λιγη σκονη δεν θα εχει ΡΑΗ ουτε mid-IR απο ζεστη σκονη παρα μονο εκπομπη απο την κρυα σκονη.<br /> [[Αρχείο:sed_chary.jpeg]]</div>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A6%CE%B1%CF%83%CE%BC%CE%B1_%CE%B3%CE%B1%CE%BB%CE%B1%CE%BE%CE%B9%CF%89%CE%BD&diff=7223 2010-07-15T14:34:25Z

<p>Bitsakis: </p> <hr /> <div>Η φασματικη κατανομη ενεργειας στους γαλαξιες (ή spectral energy distribution, SED) ειναι η κατανομη της ενεργειας αν παρατηρησουμε ενα γαλαξια σε ολα τα μηκη κυματος. Βασικα χωριζεται σε δυο μερη, το αστρικο (που δημιουργηται απο τα αστρα) και το μερος που παραγεται απο σκεδαση η επενεκπομπη της ακτινοβολιας των αστρων απο τα αερια και τη σκονη. <br /> Το πρωτο ξεκινα απο το υπεριωδες (UV, αφου πριν υπαρχει το Lyman Limit) και συνεχιζεται μεχρι και το κοντινο υπερυθρο (near-IR, 3microns) αναλογα με το ποσα αστρα εχει σε καθε φασματικη κατηγορια ([[Φασματικός Τύπος]]) ο γαλαξιας θα εχει το μεγιστο στην αντιστοιχη περιοχη. Για παραδειγμα ενας σπειροειδης γαλαξιας που παραγει πολλα νεα αστρα τυπων ΟΒ θα εχει μεγιστο στο UV ενω ενας ελλειπτικος που εχει μονο παλια αστρα τυπων ΚΜ, θα εχει μονο στο κοκκινο και near-IR.<br /> Το δευτερο ειναι πιο πολυπλοκο και αποτελειτε απο τα εξης μερη: Τους πολυκυκλικους αρωματικους υδρογονανθρακες ([[PAH]]), τη ζεστη σκονη (στο μεσο υπερυθρο, mid-IR), και την κρυα σκονη (στο μακρυνο υπερυθρο, far-IR). <br /> Αν ενας γαλαξιας ειναι σπειροειδης και αρα εχει πολυ σκονη και πολλα ΟΒ αστρα, τα [[ΡΑΗ]] που εχει θα απορροφησουν το φως στο UV και θα το επανεκπεμψουν στα ΡΑΗ-bands (3-12microns), επισης η σκονη θα ζεσταθει και θα ακτινοβολησει στο mid-IR ενω η κρυα σκονη (θερμοκρασιας 15Κ ή -258C) θα συνεχισει να ακτινοβολει κανονικα. Αν τωρα ο γαλαξιας ειναι ελλειπτικος και αρα με παλια αστρα και λιγη σκονη δεν θα εχει ΡΑΗ ουτε mid-IR απο ζεστη σκονη παρα μονο εκπομπη απο την κρυα σκονη.<br /> [[Αρχείο:sed_chary.jpeg]]</div>

Bitsakis