astronomia.gr - Συνεισφορές χρήστη [el]

Χρήστης:Cavas

2011-10-01T20:09:55Z

Cavas:

*'''Oνοματεπώνυμο:''' Ρικάρδο Νικόλας Καβαλιέρο

*'''Ιδιότητα:''' Φυσικός/Αστροφυσικός, υποψήφιος διδάκτορας Αστρονομίας και Αστροφυσικής

*'''email''': caball(at)mpifr-bonn(dot)mpg(dot)de

Αρχική σελίδα

2010-06-12T09:23:54Z

Cavas:

{|cellspacing="0" cellpadding="5" style="border:1px solid #006699;"
| align="center" bgcolor="#D0E2EE" padding: .1em .2em .1em .2em;|<big>'''Καλωσήρθατε στο astronomia.gr'''</big>
|-
| style="border-top:1px solid #006699; font-family: Verdana, Arial, Helvetica, sans-serif;" align="left" bgcolor="#EAF5FB"|<center>Στο site μας θα βρείτε την ελληνική δωρεάν δημόσια αστρονομική εγκυκλοπαίδεια.

Οργανώθηκε στα πρότυπα της wikipedia με στόχο την προαγωγή της γνώσης για την αστρονομία. Η εγκυκλοπαίδεια βασίζεται σε εσάς, τους επισκέπτες, για την προσθήκη νέων και την τροποποίηση υπαρχόντων άρθρων. Η εγκυκλοπαίδεια ακόμα βρίσκεται υπό ανάπτυξη. Περιμένουμε από όλους εσάς τη βοήθειά σας! Προς το παρόν, δείτε το [[astronomia.gr:FAQ|FAQ]] για μια σύντομη εισαγωγή.
</center>
|}

{| cellspacing="5" cellpadding="0"
| width="60%" valign="top" bgcolor="#EAF5FB" style="font-family: Verdana, Arial, Helvetica, sans-serif; border:1px solid #006699" padding: .1em .2em .1em .2em;|
{| cellspacing="0" cellpadding="5"
| align="center" bgcolor="#D0E2EE" padding: .1em .2em .1em .2em;|<big>'''Αλφαβητικό Ευρετήριο'''</big>
|-
| style="border-top:1px solid #006699; font-family: Verdana, Arial, Helvetica, sans-serif;" align="left" bgcolor="#EAF5FB"|
|- bgcolor="#EAF5FB" valign="top"
|<center>
'''Ελληνικά γράμματα'''

{|
|-
[[Special:Allpages/%CE%91|Α]] [[Special:Allpages/%CE%92|Β]] [[Special:Allpages/%CE%93|Γ]] [[Special:Allpages/%CE%94|Δ]] [[Special:Allpages/%CE%95|Ε]] [[Special:Allpages/%CE%96|Ζ]] [[Special:Allpages/%CE%97|Η]] [[Special:Allpages/%CE%98|Θ]] [[Special:Allpages/%CE%99|Ι]] [[Special:Allpages/%CE%9A|Κ]] [[Special:Allpages/%CE%9B|Λ]] [[Special:Allpages/%CE%9C|Μ]] [[Special:Allpages/%CE%9D|Ν]] [[Special:Allpages/%CE%9E|Ξ]] [[Special:Allpages/%CE%9F|Ο]] [[Special:Allpages/%CE%A0|Π]] [[Special:Allpages/%CE%A1|Ρ]] [[Special:Allpages/%CE%A3|Σ]] [[Special:Allpages/%CE%A4|Τ]] [[Special:Allpages/%CE%A5|Υ]] [[Special:Allpages/%CE%A6|Φ]] [[Special:Allpages/%CE%A7|Χ]] [[Special:Allpages/%CE%A8|Ψ]] [[Special:Allpages/%CE%A9|Ω]]
|}

'''Τονούμενα ελληνικά γράμματα'''

{|
|-
[[Special:Allpages/%CE%86|Ά]] [[Special:Allpages/%CE%88|Έ]] [[Special:Allpages/%CE%89|Ή]] [[Special:Allpages/%CE%8A|Ί]] [[Special:Allpages/%CE%8B|Ό]] [[Special:Allpages/%CE%8E|Ύ]] [[Special:Allpages/%CE%A9|Ώ]]
|}

'''Λατινικά γράμματα'''

{|
|-
[[Special:Allpages/A|A]] [[Special:Allpages/B|B]] [[Special:Allpages/C|C]] [[Special:Allpages/D|D]] [[Special:Allpages/E|E]] [[Special:Allpages/F|F]] [[Special:Allpages/G|G]] [[Special:Allpages/H|H]] [[Special:Allpages/I|I]] [[Special:Allpages/J|J]] [[Special:Allpages/K|K]] [[Special:Allpages/L|L]] [[Special:Allpages/M|M]] [[Special:Allpages/N|N]] [[Special:Allpages/O|O]] [[Special:Allpages/P|P]] [[Special:Allpages/Q|Q]] [[Special:Allpages/R|R]] [[Special:Allpages/S|S]] [[Special:Allpages/T|T]] [[Special:Allpages/U|U]] [[Special:Allpages/V|V]] [[Special:Allpages/W|W]] [[Special:Allpages/X|X]] [[Special:Allpages/Y|Y]] [[Special:Allpages/Z|Z]]
|}

'''Αριθμοί'''

{|
|-
[[Special:Allpages/0|0]] [[Special:Allpages/1|1]] [[Special:Allpages/2|2]] [[Special:Allpages/3|3]] [[Special:Allpages/4|4]] [[Special:Allpages/5|5]] [[Special:Allpages/6|6]] [[Special:Allpages/7|7]] [[Special:Allpages/8|8]] [[Special:Allpages/9|9]]
|}

Προσοχή πρέπει να δοθεί στο ότι τα τονούμενα γράμματα θεωρούνται από το σύστημα ως διαφορετικά και μπαίνουν στην αρχή της αλφαβητικής ταξινόμησης.
|}

|width="40%" valign="top" align="center" bgcolor="#FAF9EC" style="font-family: Verdana, Arial, Helvetica, sans-serif; border:1px solid #006699" padding: .1em .2em .1em .2em;|
{| width="100%" cellspacing="0" cellpadding="5" valign="top"
| align="center" bgcolor="#ECE5CA" padding: .1em .2em .1em .2em;|<big>'''Κατηγορίες'''</big>
|-
| style="border-top:1px solid #996600; font-family: Verdana, Arial, Helvetica, sans-serif;" valign="top" align="center" bgcolor="#FAF9EC"|

[[:Κατηγορία:Αστρονομία|Αστρονομία]]

[[:Κατηγορία:Αστρονομία στην Ελλάδα|Αστρονομία στην Ελλάδα]]

[[:Κατηγορία:Αστρονομικές Εκδόσεις|Αστρονομικές Εκδόσεις]]

[[:Κατηγορία:Αστροφυσική|Αστροφυσική]]

[[:Κατηγορία:Διαστημική|Διαστημική]]

[[:Κατηγορία:Ερασιτεχνική Αστρονομία|Ερασιτεχνική Αστρονομία]]

[[:Κατηγορία:Κοσμολογία|Κοσμολογία]]

[[:Κατηγορία:Προσωπικότητες|Προσωπικότητες]]

''[[Ειδικό:Categories|...πλήρης λίστα με κατηγορίες και υποκατηγορίες]]''
|}
|-
{|cellspacing="0" cellpadding="5" style="border:1px solid #006699;"
| align="center" bgcolor="#D0E2EE" padding: .1em .2em .1em .2em;|<big>'''Προτάσεις για Συγγραφή Άρθρων'''</big>
|-
| style="border-top:1px solid #006699; font-family: Verdana, Arial, Helvetica, sans-serif;" align="center" bgcolor="#EAF5FB"|Αν θέλετε να βοηθήσετε στην ανάπτυξη της εγκυκλοπαίδειας, παρακάτω θα βρείτε μερικές προτάσεις για το τι χρειαζόμαστε, όπως είναι τα άρθρα που χρειάζονται επέκταση, και αυτά που βρίσκονται σε ζήτηση.

[[:Κατηγορία:Άρθρα για επέκταση|Άρθρα για επέκταση]]

[[:%CE%95%CE%B9%CE%B4%CE%B9%CE%BA%CF%8C:Wantedpages|Σελίδες σε ζήτηση]]
|}

Γεωδαιτική αστρονομία

2009-10-04T21:18:19Z

Cavas:

{{Βιβλίο|
title= Σημειώσεις Γεωδαιτκής Αστρονομίας |
cover = Το εξώφυλλο δεν είναι διαθέσιμο|
author = Ρωμύλος Α. Κορακίτης |
}}
{{Έκδοση Βιβλίου|
edition= Ε' |
pubdate = 2008 |
publisher = Εκδόσεις Εθνικού Μετσόβιου Πολυτεχνείου |
pages = 87 |
ISBN = - |
format = - |
volumes = 1 |
}}
Οι σημειώσεις αυτές διανέμονται στους φοιτητές της ''Σχολής Αγρονόμων και Τοπογράφων μηχανικών'' του ''Εθνικού Μετσόβιου Πολυτεχνείου'' για το μάθημα '''Γεωδαιτκή Αστρονομία'''.

== Περιεχόμενα ==

Εισαγωγή

1. Συστήματα αναφοράς στην ουράνια σφαίρα

2. Φαινόμενη περιστροφή της ουράνιας σφαίρας

3. Το τρίγωνο θέσης

4. Συστήματα Χρόνου

5. Διαταραχές των κινήσεων της Γής

6. Αναγωγές των συντεταγμένων

7. Προσδιορισμός αζιμουθίου

8. Προσδιορισμός πλάτους

9. Προσδιορισμός μήκους

10. Γεωδαιτκές εφαρμογές

Παραρτήματα:Σφαιρική Τριγωνομετρία

Βιβλιογραφία

[[Κατηγορία:Ελληνικά Βιβλία]]

Πλανητικό Σύστημα

2009-06-01T19:49:29Z

Cavas: Νέα σελίδα: Έτσι καλείται κάθε σύνολο πλανητών που είναι βαρυτικά δέσμια στο ίδιο [[Αστέρας|άστρο...

Έτσι καλείται κάθε σύνολο [[Πλανήτης|πλανητών]] που είναι βαρυτικά δέσμια στο ίδιο [[Αστέρας|άστρο]] και περιφέρονται γύρω από αυτό. Παράδειγμα αποτελεί το πλανητικό σύστημα στο οποίο ανήκει η [[Γη]] και το οποίο αποτελείται από οκτώ πλανήτες που βρίσκονται σε τροχιά γύρω από τον [[Ήλιος|Ήλιο]].

[[Κατηγορία:Αστρονομία]]

Αστεροσκοπείο

2009-06-01T19:26:37Z

Cavas: Νέα σελίδα: Αστεροσκοπείο, καλείται κάθε επιστημονικό ίδρυμα και ο εξοπλισμός του, που σκοπό έχει την παρατή...

Αστεροσκοπείο, καλείται κάθε επιστημονικό ίδρυμα και ο εξοπλισμός του, που σκοπό έχει την παρατήρηση φυσικών συστημάτων και φαινομένων και την επιστημονική ανάλυση των δεδομένων που προκύπτουν από τις παρατηρήσεις. Επιστημονικοί κλάδοι οι οποίοι συχνά βρίσκονται στις δραστηριότητες αστεροσκοπείων είναι η [[Αστρονομία]] και η [[Αστροφυσική]], η Γεωλογία, η Σεισμολογία, η Ωκεανογραφία, η Μετεωρολογία και άλλες περιβαλλοντικές επιστήμες. Τα Αστεροσκοπεία μπορεί να είναι επίγεια ή διαστημικά. Παράδειγμα, είναι το [[Εθνικό Αστεροσκοπείο Αθηνών]]. Τα αστρονομικά αστεροσκοπεία συνήθως αποτελούνται από ένα ή περισσότερα [[Τηλεσκόπιο|τηλεσκόπια]] και τον εξοπλισμό καταγραφής της [[Ηλεκτρομαγνητική Ακτινοβολία|ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας]] που συλλέγουν.

[[Κατηγορία:Αστρονομία]]

Τηλεσκόπιο

2009-06-01T19:22:52Z

Cavas: /* Τηλεσκόπιο Hubble */

Τηλεσκόπιο 

telescope

Είναι οπτικό όργανο που χρησιμεύει για να παρατηρούμε τα μακρινά αντικείμενα κι ιδιαίτερα τα [[Ουράνιο Σώμα|Ουράνια Σώματα]].
[[Image:Telescopes01-goog.jpg|thumb|150px|Απλό Τηλεσκόπιο]]

== Ορισμός ==
Το Τηλεσκόπιο (τηλέ-σκοπώ : παρατηρώ μακριά) είναι μία οπτική ή άλλη διάταξη που συλλέγει και εστιάζει [[Ορατή Ακτινοβολία|ορατό φως]] ή άλλες ηλεκτρομαγνητικές ακτινοβολίες, όπως [[ραδιοκύμα|ραδιοκύματα]], [[Υπέρυθρη Ακτινοβολία|υπέρυθρο]], [[Υπεριώδης Ακτινοβολία|υπεριώδες]], [[Ακτινοβολία γ|ακτίνες γ]], [[Ακτινοβολία Χ|Aκτίνες Χ]] κ.λ.π.

==Περιγραφή==
Τα τηλεσκόπια αποτελούνται από ένα [[φακός|φακό]] (ή κοίλο κάτοπτρο) που λέγεται αντικειμενικός κι από ένα άλλο φακό, τον προσοφθάλμιο. Ο αντικειμενικός [[φακός]] κάμπτει τις ακτίνες που πέφτουν πάνω του από το αντικείμενο και σχηματίζει το είδωλό του στην εστία. Το είδωλο του αντικειμένου μεγαλώνει χάρη στον προσοφθάλμιο φακό και παρατηρείται από αυτόν που χειρίζεται το τηλεσκόπιο.

Το είδωλο είτε παρατηρείται με την χρήση ειδικών φακών προσαρμογής (προσοφθάλμιοι φακοί) είτε αποτυπώνεται με τη χρήση φωτογραφικών αισθητήρων, προκειμένου να γίνουν παρατηρήσεις, μετρήσεις (φωτομετρία, φασματοσκοπία) κλπ.

Συνήθως η φωτοσυλλεκτική ικανότητα ενός τηλεσκοπίου εξαρτάται από τη διάμετρό του (aperture). Όσο μεγαλύτερη είναι η φωτοσυλλεκτική επιφάνεια ενός τηλεσκοπίου, τόσο αμυδρότερα αντικείμενα είναι ικανό να ανιχνεύσει.

==Μεγένθυση==
[[Μεγέθυνση Τηλεσκοπίου|Μεγέθυνση]] είναι το πηλίκο της εστιακής απόστασης του αντικειμενικού φακού δια της εστιακής απόστασης του προσοφθάλμιου. Με το μάτι η ευκρινής όραση αντιστοιχεί στα 30 εκατοστά περίπου. Αν όμως με το φακό δούμε σε απόσταση 1 εκατοστού, τότε η μεγέθυνση είναι ''30 : 1 = 30''.

==Ιστορική Αναδρομή==

Πιστεύεται ότι το πρώτο λειτουργικό τηλεσκόπιο εφευρέθηκε από τον οπτικό Χανς Λίπερσχαϊ το 1608 στην Ολλανδία. Σύμφωνα με τις πληροφορίες δύο από τα παιδιά του καθώς έπαιζαν στο μαγαζί του, πρόσεξαν ότι κρατώντας δύο φακούς σε ευθεία, μπορούσαν να μεγεθύνουν τον ανεμοδείχτη της γειτονικής εκκλησίας. Ο Λίπερσχαϊ τοποθέτησε τους δύο φακούς σε έναν μεταλλικό σωλήνα, διεκδικώντας την πατέντα αυτή.

Όμως νωρίτερα (την δεκαετία του 1550) ένας άλλος εφευρέτης, ο Άγγλος Λέοναρντ Ντιγκς είχε δημιουργήσει ένα πρωτόγονο όργανο με έναν συνδυασμό κατόπτρων (καθρεφτών) και φακών, που μπορούσε να καθρεφτίσει και να μεγεθύνει τα μακρινά αντικείμενα. Ωστόσο υπήρξε διαμάχη για την αποτελεσματικότητα του.

Ο Ιταλός αστρονόμος [[Γαλιλαίος]] ήταν ο πρώτος άνθρωπος που εισήγαγε το τηλεσκόπιο στην αστρονομία, ενώ δεν ισχυρίστηκε ποτέ ότι το εφεύρε. Όταν έμαθε για την εφεύρεση του Λίπερσχαϊ ο Γαλιλαίος κατάφερε να κατασκευάσει μόνος του το τηλεσκόπιο του, έχοντας υπόψη του μόνο την περιγραφή των αποτελεσμάτων του. Το πρώτο του τηλεσκόπιο μεγέθυνε 8 φορές τα αντικείμενα. Μέσα σε λίγες μέρες κατάφερε εικοσαπλάσια μεγέθυνση, ενώ στη συνέχεια κατάφερε τριανταπλάσια μεγέθυνση.

Με το τηλεσκόπιο ο [[Γαλιλαίος]] είδε:
*όρη στη [[Σελήνη]],
*φάσεις στην [[Αφροδίτη]],
*κηλίδες στον Ήλιο και
*αστέρες στο Γαλαξία.

Το τρίτο τηλεσκόπιο του (με μεγένθυση 30) ο [[Γαλιλαίος]] το δώρισε στο δόγη της Βενετίας.

Έπειτα ήρθε η σειρά του Άγγλου φυσικού Ισαάκ Νεύτων. Οι φακοί των τηλεσκοπίων λειτουργούν ως πρίσμα, διασπώντας το φως στα εφτά χρώματα. Αυτό προκαλεί χρωματική εκτροπή, δηλαδή έγχρωμες φωτεινές λωρίδες γύρω από το αντικείμενο. Εκείνος κατασκεύασε ένα νέο τύπο τηλεσκοπίου που χρησιμοποιούσε καθρέφτες και όχι φακούς, εξαλείφοντας αυτό το πρόβλημα.

==Κατηγορίες Τηλεσκοπίων==
Διακρίνουμε δύο μεγάλες κατηγορίες τηλεσκοπίων:
*Τα οπτικά τηλεσκόπια
*Τα ραδιοτηλεσκόπια

== Οπτικά Τηλεσκόπια ==
Υπάρχουν αρκετοί τύποι οπτικών τηλεσκοπίων, ανάλογα με τους τρόπους σχεδίασης των οπτικών τους, δηλαδή ουσιαστικά τον τρόπο που διαχειρίζονται την οπτική δέσμη.

Δείτε αναλυτικότερα (με σχεδιαγράμματα) τους [[Τύποι Οπτικών Τηλεσκοπίων|τύπους σχεδίασης οπτικών τηλεσκοπίων]].

Διακρίνουμε διάφορα είδη Οπτικών [[Τηλεσκόπιο|τηλεσκοπίων]].
Ακολουθούν τα σημαντικότερα.

=== Διοπτρικό (Refractor) ===
Διοπτρικά ή διαθλαστικά τηλεσκόπια (refractors) λέγονται τα [[Τηλεσκόπιο|τηλεσκόπια]] που συλλέγουν και συγκεντρώνουν (εστιάζουν) το [[Φως|φως]] με τη χρήση στρογγυλών κυρτών κρυστάλλων ([[φακός|φακών]]).

Διοπτρικό ήταν και το πρώτο τηλεσκόπιο που κατασκευάστηκε από τον Ολλανδό Λιππερσέυ το 1608 όπως και αυτό που κατασκευάστηκε για αστρονομικούς σκοπούς το επόμενο έτος από τον [[Galileo, Galilei|Γαλιλαίο]].

Τα διοπτρικά τηλεσκόπια διακρίνονται σε :
*Αχρωματικά (Achromatic)
*Αποχρωματικά (Apochromatic)

=== Κατοπτρικό (Reflector)===
Τα κατοπτρικά ή Νευτώνεια Τηλεσκόπια (reflectors) συλλέγουν και εστιάζουν το [[φως]] με τη βοήθεια κοίλου παραβολικού κατόπτρου (καθρέφτης).

Ο πρώτος που επινόησε τηλεσκόπιο με [[κάτοπτρο]] ήταν ο [[Newton, Isaac|Ισαάκ Νεύτων]] τον 17ο αιώνα, για αυτό τα κατοπτρικά τηλεσκόπια λέγονται και Νευτώνεια.

Παραλλαγές του κατοπτρικού εφευρέθηκαν από τους Κασεγκραίν, Φουκώ, Σμιτ, Μακσούτωφ και άλλους.

=== Καταδιοπτρικό (Katadioptric) ===
Τα καταδιοπτρικά τηλεσκόπια χρησιμοποιούν και φακούς και κάτοπτρα και σε αυτό οφείλουν και την ονομασία τους. Το [[φως]] συγκεντρώνεται στο πρωτεύον κάτοπτρο (το οποίο και καθορίζει το άνοιγμα του τηλεσκοπίου) και στη συνέχεια ανακλάται στο δευτερεύον κάτοπτρα και διορθώνεται από φακό.

Τα καταδιοπτρικά τηλεσκόπια διακρίνονται κυρίως στους παρακάτω τύπους:
*Schmidt-Cassegrain
*Maksutow-Cassegrain
*Maksutow-Newton

=== Άλλες Παραλλαγές ===
*CLANT (Clear apperture Newton)
*COUDE
*Schiefspiegler
*multi schiefspiegler (με τρία κάτοπτρα)

== Ραδιοτηλεσκόπια ==
[[Image:Telescopes02-goog.jpg|thumb|150px|Ράδιοτηλεσκόπιο]]

Τα ραδιοτηλεσκόπια είναι δέκτες ραδιοκυμάτων που εκπέμπουν διάφορες πηγές στο σύμπαν.

Η συλλογή και η εστίαση των κυμάτων γίνεται με κοίλους παραβολικούς ανακλαστήρες όπως και στα οπτικά (κατοπτρικά) τηλεσκόπια. Ο σχηματισμός της ραδιοεικόνας είναι μία αρκετά σύνθετη και χρονοβόρα διαδικασία.

Είναι δυνατόν επίσης να συντονιστούν μεταξύ τους ραδιοτηλεσκόπια σε απόσταση, έτσι ώστε να επιτευχθεί μεγάλη ευκρίνεια των λαμβανομένων εικόνων. Αυτός ο συντονισμός καλείται [[συμβολομετρία]].

==Τηλεσκόπιο Hubble==
[[Image:TelescopesHubble-goog.jpg|thumb|Τηλεσκόπιο Hubble]]
Είναι [[Διαστημικό Παρατηρητήριο|διαστημικό τηλεσκόπιο]] σε τροχιά γύρω από την [[Γη]].

Το Hubble Space Telescope είναι ένα πρόγραμμα συνεργασίας της [[ESA]] ( European Space Agency ) και της [[NASA]] ( National Aeronautics and Space Administration ) για την διαχείριση του διαστημικού αστεροσκοπείου μακράς διάρκειας, προς όφελος της διεθνούς αστρονομικής κοινότητας.

Το HST είναι ένα [[αστεροσκοπείο]] του οποίου η ιδέα χρονολογείται από που το 1940, η μελέτη και κατασκευή του έγινε μεταξύ του 1970 και του 1980 και άρχισε να λειτουργεί από το 1990.

== Ιστογραφία==
*[http://www.livepedia.gr/index.php/%CE%A4%CE%B7%CE%BB%CE%B5%CF%83%CE%BA%CF%8C%CF%80%CE%B9%CE%BF αντίστοιχο άρθρο στην Livepedia]
* [http://www.eso.org/projects/owl/ ESO 100-m telescope]
* [http://www.licha.de/astro_article_mtf_telescope_resolution.php The Resolution of a Telescope]
* [http://www.salt.ac.za/ Southern African Large Telescope (SALT)]
* [http://www.chocky.demon.co.uk/oas/diggeshistory.html The Digges telescope of the 1570s]
* [http://www.solarphysics.kva.se/ The Swedish Solar telescope]

[[Κατηγορία:Αστρονομία]]
[[Κατηγορία:Ερασιτεχνική Αστρονομία]]

Ηλεκτρομαγνητική Αλληλεπίδραση

2009-06-01T18:32:28Z

Cavas: Νέα σελίδα: Η Ηλεκτρομαγνητική Αλληλεπίδραση είναι μία από τις τέσσερεις θεμελειώδεις δυνάμεις το...

Η Ηλεκτρομαγνητική Αλληλεπίδραση είναι μία από τις τέσσερεις θεμελειώδεις [[Δύναμη|δυνάμεις]] του [[Σύμπαν|Σύμπαντος]]. Πρόκειται για τη φυσική αλληλεπίδραση μεταξύ ενός ηλεκτρομαγνητικών πεδίων και ηλεκτρικά φορτισμένων σωματιδίων. Φορέας της των ηλεκτρομαγνητικών αλληλεπιδράσεων είναι το [[Φωτόνιο|φωτόνιο]]. Η ηλεκτρομαγνητική δύναμη καλείται και δύναμη Lorentz και μαθηματικά περιγράφεται από την ακόλουθη εξίσωση :

<math>\vec F_L=q(\vec E+\vec v \times \vec B)</math>, όπου,

q=το ηλεκτρικό φορτίο του σωματιδίου

<math>\vec v</math>=η διανυσματική ταχύτητα του σωματιδίου

<math>\vec E</math>=το ηλεκτρικό πεδίο του Ηλεκτρομαγνητικού Πεδίου

<math>\vec B</math>=το μαγνητικό πεδίο του Ηλεκτρομαγνητικού Πεδίου

[[Κατηγορία: Φυσικές Επιδράσεις]]

Χρήστης:Cavas

2009-01-21T00:01:09Z

Cavas:

*'''Oνοματεπώνυμο:''' Ρικάρδο Νικόλας Καβαλιέρο

*'''Ιδιότητα:''' Φυσικός, Μεταπτυχιακός Φοιτητής Αστρονομίας και Αστροφυσικής

*'''Σύλλογος αστρονομίας στον οποίο ανήκω:''' [[Αστρονομική Εταιρεία Πάτρας Ωρίων|Αστρονομική Εταιρεία Πάτρας "Ωρίων"]]

*'''email''': rcaballe(at)science(dot)uva(dot)nl

Αρχική σελίδα

2008-12-31T23:31:24Z

Cavas:

{|cellspacing="0" cellpadding="5" style="border:1px solid #006699;"
| align="center" bgcolor="#D0E2EE" padding: .1em .2em .1em .2em;|<big>'''Καλωσήρθατε στο astronomia.gr'''</big>
|-
| style="border-top:1px solid #006699; font-family: Verdana, Arial, Helvetica, sans-serif;" align="left" bgcolor="#EAF5FB"|<center>Στο site μας θα βρείτε την ελληνική δωρεάν δημόσια αστρονομική εγκυκλοπαίδεια.

Οργανώθηκε στα πρότυπα της wikipedia με στόχο την προαγωγή της γνώσης για την αστρονομία. Η εγκυκλοπαίδεια βασίζεται σε εσάς, τους επισκέπτες, για την προσθήκη νέων και την τροποποίηση υπαρχόντων άρθρων. Η εγκυκλοπαίδεια ακόμα βρίσκεται υπό ανάπτυξη. Περιμένουμε από όλους εσάς τη βοήθειά σας! Προς το παρόν, δείτε το [[astronomia.gr:FAQ|FAQ]] για μια σύντομη εισαγωγή.
[[Παγκόσμιο Έτος Αστρονομίας 2009|2009 : Παγκόσμιο Έτος Αστρονομίας !!]]</center>
|}

{| cellspacing="5" cellpadding="0"
| width="60%" valign="top" bgcolor="#EAF5FB" style="font-family: Verdana, Arial, Helvetica, sans-serif; border:1px solid #006699" padding: .1em .2em .1em .2em;|
{| cellspacing="0" cellpadding="5"
| align="center" bgcolor="#D0E2EE" padding: .1em .2em .1em .2em;|<big>'''Αλφαβητικό Ευρετήριο'''</big>
|-
| style="border-top:1px solid #006699; font-family: Verdana, Arial, Helvetica, sans-serif;" align="left" bgcolor="#EAF5FB"|
|- bgcolor="#EAF5FB" valign="top"
|<center>
'''Ελληνικά γράμματα'''

{|
|-
[[Special:Allpages/%CE%91|Α]] [[Special:Allpages/%CE%92|Β]] [[Special:Allpages/%CE%93|Γ]] [[Special:Allpages/%CE%94|Δ]] [[Special:Allpages/%CE%95|Ε]] [[Special:Allpages/%CE%96|Ζ]] [[Special:Allpages/%CE%97|Η]] [[Special:Allpages/%CE%98|Θ]] [[Special:Allpages/%CE%99|Ι]] [[Special:Allpages/%CE%9A|Κ]] [[Special:Allpages/%CE%9B|Λ]] [[Special:Allpages/%CE%9C|Μ]] [[Special:Allpages/%CE%9D|Ν]] [[Special:Allpages/%CE%9E|Ξ]] [[Special:Allpages/%CE%9F|Ο]] [[Special:Allpages/%CE%A0|Π]] [[Special:Allpages/%CE%A1|Ρ]] [[Special:Allpages/%CE%A3|Σ]] [[Special:Allpages/%CE%A4|Τ]] [[Special:Allpages/%CE%A5|Υ]] [[Special:Allpages/%CE%A6|Φ]] [[Special:Allpages/%CE%A7|Χ]] [[Special:Allpages/%CE%A8|Ψ]] [[Special:Allpages/%CE%A9|Ω]]
|}

'''Τονούμενα ελληνικά γράμματα'''

{|
|-
[[Special:Allpages/%CE%86|Ά]] [[Special:Allpages/%CE%88|Έ]] [[Special:Allpages/%CE%89|Ή]] [[Special:Allpages/%CE%8A|Ί]] [[Special:Allpages/%CE%8B|Ό]] [[Special:Allpages/%CE%8E|Ύ]] [[Special:Allpages/%CE%A9|Ώ]]
|}

'''Λατινικά γράμματα'''

{|
|-
[[Special:Allpages/A|A]] [[Special:Allpages/B|B]] [[Special:Allpages/C|C]] [[Special:Allpages/D|D]] [[Special:Allpages/E|E]] [[Special:Allpages/F|F]] [[Special:Allpages/G|G]] [[Special:Allpages/H|H]] [[Special:Allpages/I|I]] [[Special:Allpages/J|J]] [[Special:Allpages/K|K]] [[Special:Allpages/L|L]] [[Special:Allpages/M|M]] [[Special:Allpages/N|N]] [[Special:Allpages/O|O]] [[Special:Allpages/P|P]] [[Special:Allpages/Q|Q]] [[Special:Allpages/R|R]] [[Special:Allpages/S|S]] [[Special:Allpages/T|T]] [[Special:Allpages/U|U]] [[Special:Allpages/V|V]] [[Special:Allpages/W|W]] [[Special:Allpages/X|X]] [[Special:Allpages/Y|Y]] [[Special:Allpages/Z|Z]]
|}

'''Αριθμοί'''

{|
|-
[[Special:Allpages/0|0]] [[Special:Allpages/1|1]] [[Special:Allpages/2|2]] [[Special:Allpages/3|3]] [[Special:Allpages/4|4]] [[Special:Allpages/5|5]] [[Special:Allpages/6|6]] [[Special:Allpages/7|7]] [[Special:Allpages/8|8]] [[Special:Allpages/9|9]]
|}

Προσοχή πρέπει να δοθεί στο ότι τα τονούμενα γράμματα θεωρούνται από το σύστημα ως διαφορετικά και μπαίνουν στην αρχή της αλφαβητικής ταξινόμησης.
|}

|width="40%" valign="top" align="center" bgcolor="#FAF9EC" style="font-family: Verdana, Arial, Helvetica, sans-serif; border:1px solid #006699" padding: .1em .2em .1em .2em;|
{| width="100%" cellspacing="0" cellpadding="5" valign="top"
| align="center" bgcolor="#ECE5CA" padding: .1em .2em .1em .2em;|<big>'''Κατηγορίες'''</big>
|-
| style="border-top:1px solid #996600; font-family: Verdana, Arial, Helvetica, sans-serif;" valign="top" align="center" bgcolor="#FAF9EC"|

[[:Κατηγορία:Αστρονομία|Αστρονομία]]

[[:Κατηγορία:Αστρονομία στην Ελλάδα|Αστρονομία στην Ελλάδα]]

[[:Κατηγορία:Αστρονομικές Εκδόσεις|Αστρονομικές Εκδόσεις]]

[[:Κατηγορία:Αστροφυσική|Αστροφυσική]]

[[:Κατηγορία:Διαστημική|Διαστημική]]

[[:Κατηγορία:Ερασιτεχνική Αστρονομία|Ερασιτεχνική Αστρονομία]]

[[:Κατηγορία:Κοσμολογία|Κοσμολογία]]

[[:Κατηγορία:Προσωπικότητες|Προσωπικότητες]]

''[[Ειδικό:Categories|...πλήρης λίστα με κατηγορίες και υποκατηγορίες]]''
|}
|-
{|cellspacing="0" cellpadding="5" style="border:1px solid #006699;"
| align="center" bgcolor="#D0E2EE" padding: .1em .2em .1em .2em;|<big>'''Προτάσεις για Συγγραφή Άρθρων'''</big>
|-
| style="border-top:1px solid #006699; font-family: Verdana, Arial, Helvetica, sans-serif;" align="center" bgcolor="#EAF5FB"|Αν θέλετε να βοηθήσετε στην ανάπτυξη της εγκυκλοπαίδειας, παρακάτω θα βρείτε μερικές προτάσεις για το τι χρειαζόμαστε, όπως είναι τα άρθρα που χρειάζονται επέκταση, και αυτά που βρίσκονται σε ζήτηση.

[[:Κατηγορία:Άρθρα για επέκταση|Άρθρα για επέκταση]]

[[:%CE%95%CE%B9%CE%B4%CE%B9%CE%BA%CF%8C:Wantedpages|Σελίδες σε ζήτηση]]
|}

Σύστημα Μονάδων cgs

2008-12-25T22:19:20Z

Cavas:

Το σύστημα μονάδων cgs έχει ως μονάδες μέτρησεις μήκους, μάζας και χρόνου, το εκατοστόμετρο, το γραμμάριο και το δευτερόλεπτο αντοίστοιχα. Τα αρχικά των μονάδων αυτών στα αγγλικά ( '''c'''entimeter, '''g'''ram και '''s'''econd) δίνουν το όνομα cgs στο σύστημα. Είναι το πιο χρησιμοποιημένο σύστημα μονάδων στην [[Αστροφυσική]].

[[Κατηγορία: Μονάδες Μέτρησης]]

Πυκνότητα Ροής Ακτινοβολίας

2008-12-25T22:12:18Z

Cavas:

Η πυκνότητα ροής της [[Ηλεκτρομαγνητική Ακτινοβολία|ακτινοβολίας]] μπορεί να οριστεί ως προς τη [[Συχνότητα|συχνότητα]],<math>\nu</math> ή το [[Μήκος Κύματος|μήκος κύματος]], <math>\lambda</math>. Ως προς τη συχνότητα, η πυκνότητα ροής, <math>\vec F_\nu</math>, είναι το διανυσματικό μέγεθος που ορίζεται έτσι ώστε η ποσότητα <math>\vec F_\nu \cdot \vec {dS}</math> να ισούται με τη συνολική ενέργεια ακτινοβολίας που ρέει από όλες τις διευθύνσεις από την τυχαίου προσανατολισμού (στοιχειώδη) επιφάνεια <math>dS</math> ανά μονάδες χρόνου, <math>dt</math> και συχνότητας, <math>d\nu</math> . Ως συνήθως, το διάνυσμα <math>\vec {dS} = dS \hat n</math> που περιγράφει τη στοιχειώδη επιφάνεια είναι κάθετο σ'αυτή (παράλληλη στο μοναδιαίο διάνυσμα <math>\hat n</math>) και με μέτρο 1. Από τον ορισμό της [[Ένταση Ακτινοβολίας|έντασης]], <math>I_\nu</math>, προκύπτει ότι η συνεισφορά στην ολική ροή μίας δέσμης ακτινοβολίας ενέργειας <math>\delta E_\nu</math>, στερεάς γωνίας <math>d\omega</math> και συχνοτήτων από <math>\nu</math> έως <math>\nu + d\nu</math> μέσω της επιφάνειας <math>dS</math> είναι ίση με <math>I_\nu \hat n \cdot \vec {dS} = \frac{\delta E_\nu}{d\omega d\nu dt}</math>. Έτσι συμπεραίνουμαι ότι η <math>\vec F_\nu \cdot \vec {dS} = \oint_\omega I_\nu \hat n d\omega = \oint_\omega \frac{\delta E_\nu}{d\omega d\nu dt} d\omega =</math> το σύνολο των συνεισφορών στη ροή από όλες τις δέσμες φωτός από όλη τη στερεά γωνία της πηγής. Καταλήγουμε έτσι στην εξίσωση για την πυκνότητα ροής της ακτινοβολίας : <math>\vec F_\nu = \oint_\omega I_\nu \hat n d\omega</math>. Η μονάδα μέτρησης της στο [[Σύστημα Μονάδων cgs|σύστημα μονάδων cgs]] είναι το <math>erg\quad cm^{-2}sec^{-1}Hz^{-1}</math>. Τονίζουμε και πάλι, ότι η πυκνότητα ροής είναι διανυσματικό μέγεθος. Η συνολική ροή της ακτινοβολίας, <math>\vec F</math> δίνεται από τη σχέση <math>\vec F = \int_{\nu_1}^{\nu_2}\vec F_\nu\, d\nu </math>. Λόγω του ότι η μέτρηση της ροής δεν απαιτεί η πηγη να είναι χωρικά προσδιορισμένη, δηλαδη δεν απαιτείται μέτρηση της στερεάς γωνίας της πηγής, η ροή είναι η ποσότητα που υπολογίζεται για τα άστρα και τις άλλες μη χωρικά προσδιορισμένες πηγές. Συνδέεται άμεσα με τη [[Φωτεινότητα|φωτεινότητα]] και την [[Ενεργός Θερμοκρασία|ενεργό θερμοκρασία]] των πηγών.

[[Κατηγορία: Αστροφυσικά Μεγέθη]]

Ένταση Ακτινοβολίας

2008-12-25T20:48:19Z

Cavas:

Η ένταση της [[Ηλεκτρομαγνητική Ακτινοβολία|ακτινοβολίας]], <math>I_\nu</math>, είναι μια από τις βασικότερες ένοιες που αφορούν τη διάδοσή της. Ο ορισμός της προκύπτει ως εξής : Έστω δέσμη ακτινοβολίας [[Στερεά Γωνία|στερεάς γωνίας]] <math>d\omega</math>, η οποία τέμνει υπό γωνία <math>\theta</math> στοιχειώδη επειφάνεια που περιγράφεται από το διάνυσμα, <math>\vec {dS}</math>, το οποίο είναι κάθετο στην επιφάνεια και έχει μέτρο 1. Η στοιχειώδης ενέργεια, <math>\delta E_\nu</math> της δέσμης μέσα στο διάστημα συχνοτήτων από <math>\nu</math> έως <math>d\nu</math> και σε διάστημα χρόνου <math>dt</math> δίνεται από την εξίσωση :
<math>
\delta E_\nu = I_\nu \cos\theta dsd\omega d\nu dt
</math> .

Από την εξίσωση με την οποία ορίζεται η ένταση, προκύπτει ότι πρόκειται για την ενέργεια ανά μοναδες επιφανείας, στερεάς γωνίας, συχνότητας και χρόνου μιας δέσμης ακτινοβολίας. Η μονάδα μέτρησής της στο [[Σύστημα Μονάδων cgs|σύστημα μονάδων cgs]] είναι το <math>erg\quad cm^{-2} ster^{-1} Hz^{-1} sec^{-1}</math>. Η ένταση της ακτινοβολίας είναι αναλλοίωτη μετά της απόστασης γεγονός που δείχνει τη σημαντικότητά της. Αν καταφέρουμε να μετρήσουμε την ένταση μιας πηγής από τη Γη, γνωρίζουμε αυτομάτως την ένταση της ίδιας της πηγής. Η ένταση, μπορεί κατά αναλογία να εκφραστεί ως συνάρτηση του [[Μήκος Κύματος|μήκους κύματος]] μέσω της εξίσωσης :
<math>
\delta E_\lambda = I_\lambda \cos\theta dsd\omega d\lambda dt
</math> .
Ισχύει η σχέση <math>\left | I_\nu d\nu \right | = \left | I_\lambda d\lambda \right |</math>

Παρόλο που η ένταση είναι πολύ σημαντική ποσότητα, δεν είναι πάντοτε μετρήσιμη στην [[Αστρονομία]], καθώς για να προσδιοριστεί, πρέπει η πηγή να είναι χωρικά προσδιορισμένη, δηλαδή να είναι μετρήσημη η στερεά γωνία υπό την οποία φαίνεται στον ουράνιο θόλο. Αυτό δεν είναι εφικτό για τα περισσότερα άστρα - πλην του [[Ήλιος|Ήλιου]] και μερικών κοντινών [[Υπεργίγαντες|υπεργιγάντων]] - διότι φαίνοντα ( και καταγράφονται) από τα [[Τηλεσκόπιο|τηλεσκόπια]] ως σημειακές πηγές. Η στερεά γωνία είναι μετρήσημη κυρίως για εκτεταμένες πηγές, όπως οι [[Γαλαξίας|γαλαξίες]] και τα [[Νεφέλωμα|νεφελώματα]]. Για το λόγο αυτό έχουν εισαχθεί και άλλες φυσικές ποσότητες της ακτινοβολίας, όπως η [[Μέση Ένταση Ακτινοβολίας|μέση ένταση]], η [[Ροή Ακτινοβολίας|ροή]] και η [[Πυκνότητα Ενέργειας Ακτινοβολίας|πυκνότητα ενέργειας]].

[[Κατηγορία: Αστροφυσικά Μεγέθη]]

Ροή Ακτινοβολίας

2008-12-25T20:45:07Z

Cavas:

#REDIRECT [[Πυκνότητα Ροής Ακτινοβολίας]]

Ροή

2008-12-25T20:44:26Z

Cavas:

#REDIRECT [[Πυκνότητα Ροής Ακτινοβολίας]]

Πυκνότητα Ροής

2008-12-25T20:43:28Z

Cavas:

#REDIRECT [[Πυκνότητα Ροής Ακτινοβολίας]]

Πυκνότητα Ροής Ακτινοβολίας

2008-12-25T20:42:27Z

Cavas:

Η πυκνότητα ροής της [[Ηλεκτρομαγνητική Ακτινοβολία|ακτινοβολίας]] μπορεί να οριστεί ως προς τη [[Συχνότητα|συχνότητα]],<math>\nu</math> ή το [[Μήκος Κύματος|μήκος κύματος]], <math>\lambda</math>. Ως προς τη συχνότητα, η πυκνότητα ροής, <math>\vec F_\nu</math>, είναι το διανυσματικό μέγεθος που ορίζεται έτσι ώστε η ποσότητα <math>\vec F_\nu \cdot \vec {dS}</math> να ισούται με τη συνολική ενέργεια ακτινοβολίας που ρέει από όλες τις διευθύνσεις από την τυχαίου προσανατολισμού (στοιχειώδη) επιφάνεια <math>dS</math> ανά μονάδες χρόνου, <math>dt</math> και συχνότητας, <math>d\nu</math> . Ως συνήθως, το διάνυσμα <math>\vec {dS} = dS \hat n</math> που περιγράφει τη στοιχειώδη επιφάνεια είναι κάθετο σ'αυτή (παράλληλη στο μοναδιαίο διάνυσμα <math>\hat n</math>) και με μέτρο 1. Από τον ορισμό της [[Ένταση Ακτινοβολίας|έντασης]], <math>I_\nu</math>, προκύπτει ότι η συνεισφορά στην ολική ροή μίας δέσμης ακτινοβολίας ενέργειας <math>\delta E_\nu</math>, στερεάς γωνίας <math>d\omega</math> και συχνοτήτων από <math>\nu</math> έως <math>\nu + d\nu</math> μέσω της επιφάνειας <math>dS</math> είναι ίση με <math>I_\nu \hat n \cdot \vec {dS} = \frac{\delta E_\nu}{d\omega d\nu dt}</math>. Έτσι συμπεραίνουμαι ότι η <math>\vec F_\nu \cdot \vec {dS} = \oint_\omega I_\nu \hat n d\omega = \oint_\omega \frac{\delta E_\nu}{d\omega d\nu dt} d\omega =</math> το σύνολο των συνεισφορών στη ροή από όλες τις δέσμες φωτός από όλη τη στερεά γωνία της πηγής. Καταλήγουμε έτσι στην εξίσωση για την πυκνότητα ροής της ακτινοβολίας : <math>\vec F_\nu = \oint_\omega I_\nu \hat n d\omega</math>. Η μονάδα μέτρησης της στο [[Σύστημα Μονάδων cgs|σύστημα μονάδων cgs]] είναι το <math>erg\quad cm^{-2}sec{-1}Hz{-1}</math>. Τονίζουμε και πάλι, ότι η πυκνότητα ροής είναι διανυσματικό μέγεθος. Η συνολική ροή της ακτινοβολίας, <math>\vec F</math> δίνεται από τη σχέση <math>\vec F = \int_{\nu_1}^{\nu_2}\vec F_\nu\, d\nu </math>. Λόγω του ότι η μέτρηση της ροής δεν απαιτεί η πηγη να είναι χωρικά προσδιορισμένη, δηλαδη δεν απαιτείται μέτρηση της στερεάς γωνίας της πηγής, η ροή είναι η ποσότητα που υπολογίζεται για τα άστρα και τις άλλες μη χωρικά προσδιορισμένες πηγές. Συνδέεται άμεσα με τη [[Φωτεινότητα|φωτεινότητα]] και την [[Ενεργός Θερμοκρασία|ενεργό θερμοκρασία]] των πηγών.

[[Κατηγορία: Αστροφυσικά Μεγέθη]]

Πυκνότητα Ροής Ακτινοβολίας

2008-12-25T20:41:48Z

Cavas:

Η πυκνότητα ροής της [[Ηλεκτρομαγνητική Ακτινοβολία|ακτινοβολίας]] μπορεί να οριστεί ως προς τη [[Συχνότητα|συχνότητα]],<math>\nu</math> ή το [[Μήκος Κύματος|μήκος κύματος]], <math>\lambda</math>. Ως προς τη συχνότητα, η πυκνότητα ροής, <math>\vec F_\nu</math>, είναι το διανυσματικό μέγεθος που ορίζεται έτσι ώστε η ποσότητα <math>\vec F_\nu \cdot \vec {dS}</math> να ισούται με τη συνολική ενέργεια ακτινοβολίας που ρέει από όλες τις διευθύνσεις από την τυχαίου προσανατολισμού (στοιχειώδη) επιφάνεια <math>dS</math> ανά μονάδες χρόνου, <math>dt</math> και συχνότητας, <math>d\nu</math> . Ως συνήθως, το διάνυσμα <math>\vec {dS} = dS \hat n</math> που περιγράφει τη στοιχειώδη επιφάνεια είναι κάθετο σ'αυτή (παράλληλη στο μοναδιαίο διάνυσμα <math>\hat n</math>) και με μέτρο 1. Από τον ορισμό της [[Ένταση Ακτινοβολίας|έντασης]], <math>I_\nu</math>, προκύπτει ότι η συνεισφορά στην ολική ροή μίας δέσμης ακτινοβολίας ενέργειας <math>\delta E_\nu</math>, στερεάς γωνίας <math>d\omega</math> και συχνοτήτων από <math>\nu</math> έως <math>\nu + d\nu</math> μέσω της επιφάνειας <math>dS</math> είναι ίση με <math>I_\nu \hat n \cdot \vec {dS} = \frac{\delta E_\nu}{d\omega d\nu dt}</math>. Έτσι συμπεραίνουμαι ότι η <math>\vec F_\nu \cdot \vec {dS} = \oint_\omega I_\nu \hat n d\omega = \oint_\omega \frac{\delta E_\nu}{d\omega d\nu dt} d\omega =</math> το σύνολο των συνεισφορών στη ροή από όλες τις δέσμες φωτός από όλη τη στερεά γωνία της πηγής. Καταλήγουμε έτσι στην εξίσωση για την πυκνότητα ροής της ακτινοβολίας : <math>\vec F_\nu = \oint_\omega I_\nu \hat n d\omega</math>. Η μονάδα μέτρησης της στο [[Σύστημα Μονάδων cgs|σύστημα μονάδων cgs]] είναι το <math>erg\quad cm^{-2}sec{-1}Hz{-1}</math>. Τονίζουμε και πάλι, ότι η πυκνότητα ροής είναι διανυσματικό μέγεθος. Η συνολική ροή της ακτινοβολίας, <math>\vec F</math> δίνεται από τη σχέση <math>\vec F = \int_{\nu_1}^{\nu_2}\vec F_\nu\, d\nu </math>. Λόγω του ότι η μέτρηση της ροής δεν απαιτεί η πηγη να είναι χωρικά προσδιορισμένη, δηλαδη δεν απαιτείται μέτρηση της στερεάς γωνίας της πηγής, η ροή είναι η ποσότητα που υπολογίζεται για τα άστρα και τις άλλες μη χωρικά προσδιορισμένες πηγές. Συνδέεται άμεσα με τη [[Φωτεινότητα|φωτεινότητα]] και την [[Ενεργός Θερμοκρασία|ενεργό θερμοκρασία]] των πηγών.

Σύστημα Μονάδων cgs

2008-12-25T20:31:14Z

Cavas:

{{επέκταση}}

[[Κατηγορία: Μονάδες Μέτρησης]]

Μέση Ένταση

2008-12-25T18:54:02Z

Cavas:

#REDIRECT [[Μέση Ένταση Ακτινοβολίας]]

Ένταση Ακτινοβολίας

2008-12-25T18:52:02Z

Cavas:

Η ένταση της [[Ηλεκτρομαγνητική Ακτινοβολία|ακτινοβολίας]], <math>I_\nu</math>, είναι μια από τις βασικότερες ένοιες που αφορούν τη διάδοσή της. Ο ορισμός της προκύπτει ως εξής : Έστω δέσμη ακτινοβολίας [[Στερεά Γωνία|στερεάς γωνίας]] <math>d\omega</math>, η οποία τέμνει υπό γωνία <math>\theta</math> στοιχειώδη επειφάνεια που περιγράφεται από το διάνυσμα, <math>\vec {dS}</math>, το οποίο είναι κάθετο στην επιφάνεια και έχει μέτρο 1. Η στοιχειώδης ενέργεια, <math>\delta\epsilon_\nu</math> της δέσμης μέσα στο διάστημα συχνοτήτων από <math>\nu</math> έως <math>d\nu</math> και σε διάστημα χρόνου <math>dt</math> δίνεται από την εξίσωση :
<math>
\delta\epsilon_\nu = I_\nu \cos\theta dsd\omega d\nu dt
</math> .

Από την εξίσωση με την οποία ορίζεται η ένταση, προκύπτει ότι πρόκειται για την ενέργεια ανά μοναδες επιφανείας, στερεάς γωνίας, συχνότητας και χρόνου μιας δέσμης ακτινοβολίας. Η μονάδα μέτρησής της στο [[Σύστημα Μονάδων cgs|σύστημα μονάδων cgs]] είναι το <math>erg\quad cm^{-2} ster^{-1} Hz^{-1} sec^{-1}</math>. Η ένταση της ακτινοβολίας είναι αναλλοίωτη μετά της απόστασης γεγονός που δείχνει τη σημαντικότητά της. Αν καταφέρουμε να μετρήσουμε την ένταση μιας πηγής από τη Γη, γνωρίζουμε αυτομάτως την ένταση της ίδιας της πηγής. Η ένταση, μπορεί κατά αναλογία να εκφραστεί ως συνάρτηση του [[Μήκος Κύματος|μήκους κύματος]] μέσω της εξίσωσης :
<math>
\delta\epsilon_\lambda = I_\lambda \cos\theta dsd\omega d\lambda dt
</math> .
Ισχύει η σχέση <math>\left | I_\nu d\nu \right | = \left | I_\lambda d\lambda \right |</math>

Παρόλο που η ένταση είναι πολύ σημαντική ποσότητα, δεν είναι πάντοτε μετρήσιμη στην [[Αστρονομία]], καθώς για να προσδιοριστεί, πρέπει η πηγή να είναι χωρικά προσδιορισμένη, δηλαδή να είναι μετρήσημη η στερεά γωνία υπό την οποία φαίνεται στον ουράνιο θόλο. Αυτό δεν είναι εφικτό για τα περισσότερα άστρα - πλην του [[Ήλιος|Ήλιου]] και μερικών κοντινών [[Υπεργίγαντες|υπεργιγάντων]] - διότι φαίνοντα ( και καταγράφονται) από τα [[Τηλεσκόπιο|τηλεσκόπια]] ως σημειακές πηγές. Η στερεά γωνία είναι μετρήσημη κυρίως για εκτεταμένες πηγές, όπως οι [[Γαλαξίας|γαλαξίες]] και τα [[Νεφέλωμα|νεφελώματα]]. Για το λόγο αυτό έχουν εισαχθεί και άλλες φυσικές ποσότητες της ακτινοβολίας, όπως η [[Μέση Ένταση Ακτινοβολίας|μέση ένταση]], η [[Ροή Ακτινοβολίας|ροή]] και η [[Πυκνότητα Ενέργειας Ακτινοβολίας|πυκνότητα ενέργειας]].

[[Κατηγορία: Αστροφυσικά Μεγέθη]]

Μέση Ένταση Ακτινοβολίας

2008-12-25T18:41:04Z

Cavas:

Η μέση ένταση, <math>J_\nu</math>, της [[Ηλεκτρομαγνητική Ακτινοβολία|ακτινοβολίας]], είναι το σύνολο των συνεισφορών [[Ένταση Ακτινοβολίας|έντασης]], <math>I_\nu</math>, από όλες της δέσμες ακτινοβολίας που διέρχονται από μια επιφάνεια. Μαθηματικά, ως συνάρτηση της [[Συχνότητα|συχνότητας]], <math>\nu</math>, ορίζεται ως <math>J_\nu = \frac{1}{4\pi}\oint_\omega I_\nu d\omega</math>. Η μέση ένταση είναι χρήσιμη στη μελέτη φυσικών φαινομένων όπου μόνο ο συνολικός αριθμός [[Φωτόνιο|φωτονίων]] είναι σημαντικός, ανεξαρτήτου κατεύθυνσης, όπως για παραδειγμα η [[Φωτοδιέγερση|φωτοδιέγερση]] ή ο [[Φωτοϊονισμός|φωτοϊονισμός]]. Η μέση ένταση δε διατηρείται μετά της απόστασης, αλλά εξασθενεί σύμφωνα με τον παράγοντα γεωμετρικής εξασθένησης, <math>W(r) = \frac{1}{2} \left \{ 1 - \left [1 - \left ( \frac{R}{r} \right )^2 \right ] \right \}</math> , όπου R είναι η ακτίνα σφαιρικής πηγής ακτινοβολίας και r η απόσταση πηγής και επιφάνειας στην οποία μετράται η μέση ένταση. Έτσι, αν <math>J_\nu (R)</math> είναι η μέση ένταση πάνω στην επιφάνεια της πηγής, τότε σε απόσταση r η μέση ένταση θα είναι <math>I_\nu (r) = I_\nu(R) W(r)</math>. Η μέση ένταση μπορεί κατά αντοιστοιχία να οριστεί ως συνάρτηση του [[Μήκος Κύματος|μήκους κύματος]], <math>\lambda</math>, ως <math>J_\lambda = \frac{1}{4\pi}\oint_\omega I_\lambda d\omega</math>. Η συνολική μέση ένταση είναι <math>J = \int_{\nu_1}^{\nu_2}J_\nu\, d\nu = \int_{\lambda_1}^{\lambda_2}J_\lambda\, d\lambda</math>.

[[Κατηγορία: Αστροφυσικά Μεγέθη]]

Ένταση

2008-12-24T20:55:49Z

Cavas:

#REDIRECT [[Ένταση Ακτινοβολίας]]

Ένταση Ακτινοβολίας

2008-12-24T20:54:03Z

Cavas:

Η ένταση της [[Ηλεκτρομαγνητική Ακτινοβολία|ακτινοβολίας]], <math>I_\nu</math>, είναι μια από τις βασικότερες ένοιες που αφορούν τη διάδοσή της. Ο ορισμός της προκύπτει ως εξής : Έστω δέσμη ακτινοβολίας [[Στερεά Γωνία|στερεάς γωνίας]] <math>d\omega</math>, η οποία τέμνει υπό γωνία <math>\theta</math> στοιχειώδη επειφάνεια που περιγράφεται από το διάνυσμα, <math>\vec {dS}</math>, το οποίο είναι κάθετο στην επιφάνεια και έχει μέτρο 1. Η στοιχειώδης ενέργεια, <math>\delta\epsilon</math> της δέσμης μέσα στο διάστημα συχνοτήτων από <math>\nu</math> έως <math>d\nu</math> και σε διάστημα χρόνου <math>dt</math> δίνεται από την εξίσωση
<math>
\delta\epsilon = I_\nu \cos\theta dsd\omega d\nu dt
</math> .

Από την εξίσωση με την οποία ορίζεται η ένταση, προκύπτει ότι πρόκειται για την ενέργεια ανά μοναδες επιφανείας, στερεάς γωνίας, συχνότητας και χρόνου μιας δέσμης ακτινοβολίας. Η μονάδα μέτρησής της στο [[Σύστημα Μονάδων cgs|σύστημα μονάδων cgs]] είναι το <math>erg\quad cm^{-2} ster^{-1} Hz^{-1} sec^{-1}</math>. Η ένταση της ακτινοβολίας είναι αναλλοίωτη μετά της απόστασης γεγονός που δείχνει τη σημαντικότητά της. Αν καταφέρουμε να μετρήσουμε την ένταση μιας πηγής από τη Γη, γνωρίζουμε αυτομάτως την ένταση της ίδιας της πηγής.

Παρόλο που η ένταση είναι πολύ σημαντική ποσότητα, δεν είναι πάντοτε μετρήσιμη στην [[Αστρονομία]], καθώς για να προσδιοριστεί, πρέπει η πηγή να είναι χωρικά προσδιορισμένη, δηλαδή να είναι μετρήσημη η στερεά γωνία υπό την οποία φαίνεται στον ουράνιο θόλο. Αυτό δεν είναι εφικτό για τα περισσότερα άστρα - πλην του [[Ήλιος|Ήλιου]] και μερικών κοντινών [[Υπεργίγαντες|υπεργιγάντων]] - διότι φαίνοντα ( και καταγράφονται) από τα [[Τηλεσκόπιο|τηλεσκόπια]] ως σημειακές πηγές. Η στερεά γωνία είναι μετρήσημη κυρίως για εκτεταμένες πηγές, όπως οι [[Γαλαξίας|γαλαξίες]] και τα [[Νεφέλωμα|νεφελώματα]]. Για το λόγο αυτό έχουν εισαχθεί και άλλες φυσικές ποσότητες της ακτινοβολίας, όπως η [[Μέση Ένταση Ακτινοβολίας|μέση ένταση]], η [[Ροή Ακτινοβολίας|ροή]] και η [[Πυκνότητα Ενέργειας Ακτινοβολίας|πυκνότητα ενέργειας]].

[[Κατηγορία: Αστροφυσικά Μεγέθη]]

Ένταση Ακτινοβολίας

2008-12-24T20:52:37Z

Cavas:

Η ένταση της [[Ηλεκτρομαγνητική Ακτινοβολία|ακτινοβολίας]] είναι μια από τις βασικότερες ένοιες που αφορούν τη διάδοσή της. Ο ορισμός της προκύπτει ως εξής : Έστω δέσμη ακτινοβολίας [[Στερεά Γωνία|στερεάς γωνίας]] <math>d\omega</math>, η οποία τέμνει υπό γωνία <math>\theta</math> στοιχειώδη επειφάνεια που περιγράφεται από το διάνυσμα, <math>\vec {dS}</math>, το οποίο είναι κάθετο στην επιφάνεια και έχει μέτρο 1. Η στοιχειώδης ενέργεια, <math>\delta\epsilon</math> της δέσμης μέσα στο διάστημα συχνοτήτων από <math>\nu</math> έως <math>d\nu</math> και σε διάστημα χρόνου <math>dt</math> δίνεται από την εξίσωση
<math>
\delta\epsilon = I_\nu \cos\theta dsd\omega d\nu dt
</math> .

Από την εξίσωση με την οποία ορίζεται η ένταση, προκύπτει ότι πρόκειται για την ενέργεια ανά μοναδες επιφανείας, στερεάς γωνίας, συχνότητας και χρόνου μιας δέσμης ακτινοβολίας. Η μονάδα μέτρησής της στο [[Σύστημα Μονάδων cgs|σύστημα μονάδων cgs]] είναι το <math>erg\quad cm^{-2} ster^{-1} Hz^{-1} sec^{-1}</math>. Η ένταση της ακτινοβολίας είναι αναλλοίωτη μετά της απόστασης γεγονός που δείχνει τη σημαντικότητά της. Αν καταφέρουμε να μετρήσουμε την ένταση μιας πηγής από τη Γη, γνωρίζουμε αυτομάτως την ένταση της ίδιας της πηγής.

Παρόλο που η ένταση είναι πολύ σημαντική ποσότητα, δεν είναι πάντοτε μετρήσιμη στην [[Αστρονομία]], καθώς για να προσδιοριστεί, πρέπει η πηγή να είναι χωρικά προσδιορισμένη, δηλαδή να είναι μετρήσημη η στερεά γωνία υπό την οποία φαίνεται στον ουράνιο θόλο. Αυτό δεν είναι εφικτό για τα περισσότερα άστρα - πλην του [[Ήλιος|Ήλιου]] και μερικών κοντινών [[Υπεργίγαντες|υπεργιγάντων]] - διότι φαίνοντα ( και καταγράφονται) από τα [[Τηλεσκόπιο|τηλεσκόπια]] ως σημειακές πηγές. Η στερεά γωνία είναι μετρήσημη κυρίως για εκτεταμένες πηγές, όπως οι [[Γαλαξίας|γαλαξίες]] και τα [[Νεφέλωμα|νεφελώματα]]. Για το λόγο αυτό έχουν εισαχθεί και άλλες φυσικές ποσότητες της ακτινοβολίας, όπως η [[Μέση Ένταση Ακτινοβολίας|μέση ένταση]], η [[Ροή Ακτινοβολίας|ροή]] και η [[Πυκνότητα Ενέργειας Ακτινοβολίας|πυκνότητα ενέργειας]].

[[Κατηγορία: Αστροφυσικά Μεγέθη]]

Ένταση Ακτινοβολίας

2008-12-24T20:42:22Z

Cavas:

Η ένταση της [[Ηλεκτρομαγνητική Ακτινοβολία|ακτινοβολίας]] είναι μια από τις βασικότερες ένοιες που αφορούν τη διάδοσή της. Ο ορισμός της προκύπτει ως εξής : Έστω δέσμη ακτινοβολίας [[Στερεά Γωνία|στερεάς γωνίας]] <math>d\omega</math>, η οποία τέμνει υπό γωνία <math>\theta</math> στοιχειώδη επειφάνεια που περιγράφεται από το διάνυσμα, <math>\vec {dS}</math>, το οποίο είναι κάθετο στην επιφάνεια και έχει μέτρο 1. Η στοιχειώδης ενέργεια, <math>\delta\epsilon</math> της δέσμης μέσα στο διάστημα συχνοτήτων από <math>\nu</math> έως <math>d\nu</math> και σε διάστημα χρόνου <math>dt</math> δίνεται από την εξίσωση

<math>
\delta\epsilon = I_\nu \cos\theta dsd\omega d\nu dt
</math>

Από την εξίσωση με την οποία ορίζεται η ένταση, προκύπτει ότι πρόκειται για την ενέργεια ανά μοναδες επιφανείας, στερεάς γωνίας, συχνότητας και χρόνου μιας δέσμης ακτινοβολίας. Η μονάδα μέτρησής της στο [[Σύστημα Μονάδων cgs|σύστημα μονάδων cgs]] είναι το <math>erg\quad cm^{-2} ster^{-1} Hz^{-1} sec^{-1}</math>. Η ένταση της ακτινοβολίας είναι αναλλοίωτη μετά της απόστασης.

Παρόλο που η ένταση είναι πολύ σημαντική ποσότητα, δεν είναι πάντοτε μετρήσιμη στην [[Αστρονομία]], καθώς για να προσδιοριστεί, πρέπει η πηγή να είναι χωρικά προσδιορισμένη, δηλαδή να είναι μετρήσημη η στερεά γωνία υπό την οποία φαίνεται στον ουράνιο θόλο. Αυτό δεν είναι εφικτό για τα περισσότερα άστρα - πλην του [[Ήλιος|Ήλιου]] και μερικών κοντινών υπεργιγάντων - διότι φαίνοντα ( και καταγράφονται) από τα [[Τηλεσκόπιο|τηλεσκόπια]] ως σημειακές πηγές. Η στερεά γωνία είναι μετρήσημη κυρίως για εκτεταμένες πηγές, όπως οι [[Γαλαξίας|γαλαξίες]] και τα [[Νεφέλωμα|νεφελώματα]]. Για το λόγο αυτό έχουν εισαχθεί και άλλες φυσικές ποσότητες της ακτινοβολίας, όπως η {Μέση Ένταση Ακτινοβολίας|μέση ένταση]], η [[Ροή Ακτινοβολίας|ροή]] και η [[Πυκνότητα Ενέργειας Ακτινοβολίας|πυκνότητα ενέργειας]].

[[Κατηγορία: Αστροφυσικά Μεγέθη]]

Ακτινοβολία

2008-12-24T19:21:37Z

Cavas:

#REDIRECT [[Ηλεκτρομαγνητική Ακτινοβολία]]

Σύκoραξ

2008-09-21T07:06:10Z

Cavas:

Ο Σύκοραξ είναι ένας μικρός [[Φυσικός Δορυφόρος|δορυφόρος]] του [[Ουρανός|Ουρανού]]. Ανακαλύφτηκε μαζί με τον [[Καλιμπάν]] στις 6 Σεπτεμβρίου 1997 από τους Brett J. Gladman, Philip D. Nickolson, Joseph A. Burns & John Kavelaars, χρησιμοποιώντας το τηλεσκόπιο Ηale που βρίσκεται στο όρος Πάλομαρ

[[Κατηγορία:Φυσικοί Δορυφόροι]]

Νύχτα

2008-09-18T08:05:42Z

Cavas:

Η Νύχτα είναι ένας πολύ μικρός [[Φυσικός Δορυφόρος|φυσικός δορυφόρος]] του [[Νάνος Πλανήτης|νάνου πλανήτη]] [[Πλούτωνας|Πλούτωνα]].

[[Κατηγορία:Φυσικοί Δορυφόροι]]

Μίμας

2008-09-18T08:03:26Z

Cavas:

Ο 8ος σε απόσταση [[Φυσικός Δορυφόρος|φυσικούς δορυφόρους]] του [[Πλανήτης|πλανήτη]] [[Κρόνος|Κρόνου]]. Ανακαλύφτηκε από τον [[Αστρονόμος|αστρονόμο]] [[Herschel, William|Sir William Herschel]]. Η μέση απόστασή του από τον Κρόνο είναι 185,520 km. Έχει μέση διάμετρο 396.6 km, [[Φαινόμενο Μέγεθος|φαινόμενο οπτικό μέγεθος]] 12.9, περίοδο περιφοράς 22 ώρες και 37 λεπτά κατά την ορθή φορά.

[[Κατηγορία:Φυσικοί Δορυφόροι]]

Ιώ

2008-09-18T07:56:12Z

Cavas:

Πρόκειται για το [[Φυσικός Δορυφόρος| δορυφόρο]] του [[Πλανήτης|πλανήτη]] [[Διας|Δία]], είναι ο πλησιέστερος από τους τέσσερις Γαλιλαικούς δορυφόρους στον πλανήτη. Η επιφάνεια του αποτελείται κυρίως από λάβα πυριτίου λόγω των ηφαιστείων που περιέχει ενώ ο πυρήνας σίδηρο. Είναι ορατός με ένα μικρό τηλεσκόπιο. Ο πλανήτης είναι φυσικά ενεργός.

[[Κατηγορία:Φυσικοί Δορυφόροι]]

Αέριος Γίγαντας

2008-09-01T19:49:45Z

Cavas:

Με τον όρο Αέριο Γίγαντα αναφερόμαστε στους [[Πλανήτης|πλανήτες]] οι οποίοι είναι σε αέρια κατάσταση και συνεπώς, δεν έχουν στερεά ή πετρώδη υλικά. Στο [[Ηλιακό Σύστημα|ηλιακό σύστημα]] υπάρχουν τέσσερις αέριοι γίγαντες. Ο [[Δίας]], ο [[Κρόνος]], ο [[Ουρανός]] και ο [[Ποσειδώνας]]. Πολλές φορές αναφερόμαστε σε αυτούς ως "πλανήτες τύπου Διος" λόγω του ότι ο Δίας είναι ο μεγαλύτερος από τους πλανήτες αυτούς. Οι αέριοι γίγαντες ξεχωρίζουν από τους [[Γήινος Πλανήτης|γήινους πλανήτες]] και από το γεγονός ότι είναι πολύ μεγαλύτεροι. Οι αέριοι γίγαντες του ηλιακού συστήματος έχουν ατμόσφαιρα που αποτελείται κυρίως από υδρογόνο και ήλιο και πυρήνες από τηγμένα μέταλλα σε εξαιρετικά υψηλές θερμοκρασίες (από 7000Κ έως και 20000Κ ). Οι περισσότεροι [[Εξωηλικός Πλανήτης|εξωηλικοί πλανήτες]] που έχουν ανακαλυφθεί είναι αέριοι γίγαντες, διότι είναι μεγαλύτεροι και συνεπώς δημιουργούν πιο έντονες [[Έκλειψη|εκλείψεις]] και ισχυρότερες βαρυτικές επιδράσεις στους [[Αστέρας|αστέρες]] τους.

{{Solar System}}

[[Κατηγορία:Πλανήτες]]

Πλανήτης-Νάνος

2008-09-01T12:59:13Z

Cavas:

Πλανήτης-Νάνος είναι ένα ουράνιο σώμα που βρίσκεται σε τροχιά γύρω από τον [[Ήλιος|Ήλιο]], έχει επαρκή μάζα ώστε να αποκτήσει σχήμα [[Υδροστατική Ισορροπία|υδροστατικής ισορροπίας]] (σχεδόν σφαιρικό) αλλά δεν είναι το κυρίαρχο σώμα στην τροχιά του και δεν είναι δορυφόρος. Ο ορισμός αυτός καθιερώθηκε τον Αύγουστο του 2006 από την [[Διεθνής Αστρονομική Ένωση|IAU]]. Σύμφωνα με αυτό τον ορισμό το [[Ηλιακό Σύστημα]] έχει τέσσερις Νάνους-Πλανήτες: τη [[Δήμητρα]], τον [[Πλούτωνας|Πλούτωνα]] , την [[Έριδα]] και τον [[Μακεμάκε]].

[[Κατηγορία:Ηλιακό Σύστημα]]
[[Κατηγορία:Αστρονομία]]

Έριδα

2008-09-01T12:49:15Z

Cavas:

[[Εικόνα:Eris and dysnomia.jpg|thumb|Έριδα και Δυσνομία (Keck Observatory)]]

Η Έριδα (επίσημο όνομα 136199 Eris), είναι ο μεγαλύτερος [[Πλανήτης-Νάνος|νάνος πλανήτης]] στο [[Ηλιακό Σύστημα|ηλιακό μας σύστημα]]. Βρίσκεται στην [[Ζώνη Kuiper]] και συνοδεύεται από έναν τουλάχιστον δορυφόρο, τη [[Δυσνομία]]. Η διάμετρός της, στηριζόμενη σε μετρήσεις του [[Τηλεσκόπιο Hubble|τηλεσκοπίου Hubble]] είναι περίπου 2400 km, δηλαδή μεγαλύτερη από τη διάμετρο του [[Πλούτωνας|Πλούτωνα]].

Σύμφωνα με τον ορισμό της της [[IAU]] που καθιερώθηκε τον Αύγουστο του 2006, το [[Ηλιακό Σύστημα]] έχει, εκτός από την Έριδα, άλλους τρεις Νάνους-Πλανήτες: Τη [[Δήμητρα]], τον [[Πλούτωνας|Πλούτωνα]] και τον [[Μακεμάκε]].

{{Solar System}}

[[Κατηγορία:Νάνοι Πλανήτες]]

Έριδα

2008-09-01T12:44:23Z

Cavas:

[[Εικόνα:Eris and dysnomia.jpg|thumb|Έριδα και Δυσνομία (Keck Observatory)]]

Η Έριδα (επίσημο όνομα 136199 Eris), είναι ο μεγαλύτερος [[Πλανήτης-Νάνος|νάνος πλανήτης]] στο [[Ηλιακό Σύστημα|ηλιακό μας σύστημα]]. Βρίσκεται στην [[Ζώνη Kuiper]] και συνοδεύεται από έναν τουλάχιστον δορυφόρο, τη [[Δυσνομία]]. Η διάμετρός της, στηριζόμενη σε μετρήσεις του [[Τηλεσκόπιο Hubble|τηλεσκοπίου Hubble]] είναι περίπου 2400 km, δηλαδή μεγαλύτερη από τη διάμετρο του [[Πλούτωνας|Πλούτωνα]].

Σύμφωνα με τον ορισμό της της [[IAU]] που καθιερώθηκε τον Αύγουστο του 2006, το [[Ηλιακό Σύστημα]] έχει τέσσερις Νάνους-Πλανήτες: Τη [[Δήμητρα]], τον [[Πλούτωνας|Πλούτωνα]] την [[Έριδα]] και τον [[Μακεμάκε]].

{{Solar System}}

[[Κατηγορία:Νάνοι Πλανήτες]]

Ύδρα

2008-08-12T19:03:00Z

Cavas:

Είναι ένας από τους τρεις [[Φυσικός Δορυφόρος|δορυφόρους]] του [[Πλανήτης|πλανήτη]] [[Πλούτωνας|Πλούτωνα]] και είναι πολύ μικρός . Ανακαλύφτηκε το 2006 μαζί με την [[Νύχτα]], έναν άλλο μικρό δορυφόρο του Πλούτωνα.

[[Κατηγορία:Φυσικοί Δορυφόροι]]

astronomia.gr:FAQ

2008-08-10T20:06:11Z

Cavas: /* Πώς κάνω εσωτερικό σύνδεσμο σε λήμμα όταν στο κείμενο αυτό εμφανίζεται διαφορετικά από ότι η ονομασία του λήμματος; */

== Πώς μπορώ να βρίσκω πληροφορίες στο astronomia.gr; ==

Μπορείτε να χρησιμοποιήσετε την αναζήτηση στο αριστερό τμήμα της σελίδας, να περιηγηθείτε στις [[Ειδικό:Categories|κατηγορίες άρθρων]] ή να ανατρέξετε στο [[Αρχική σελίδα|αλφαβητικό ευρετήριο]].

== Πώς μπορώ να προσθέσω/επεξεργαστώ νέα λήμματα; ==

Για να προσθέσετε ένα άρθρο με συγκεκριμένο τίτλο γράψτε τον τίτλο στο πεδίο αναζήτησης και πατήστε "Μετάβαση". Αν το άρθρο δεν υπάρχει θα σας δοθεί η ευκαιρία να το δημιουργήσετε! Ενας άλλος τρόπος είναι να ακολουθήσετε κάποιο σύνδεσμο (κόκκινου χρώματος) προς άρθρο που δεν έχει ακόμα δημιουργηθεί. Σύνδεσμοι προς άρθρα μπορούν να γίνουν πριν αυτά δημιουργηθούν, ενθαρρύνοντας τη δημιουργία τους ή δινοντας νέες ιδέες.

== Συλλογική Εργασία ==

Το astronomia.gr είναι μια συλλογική προσπάθεια. Ως εκ τούτου από τη στιγμή που ανεβάζετε ένα άρθρο, μία εικόνα σας, ένα αρχείο πολυμέσων δε προσθέτε την υπογραφή σας ή κάποιο άλλο διακριτικό που να παραπέμπει σε εσάς ή σε κάποιο φορέα με τον οποίο συνδέεστε. Αυτό φυσικά δε σχετίζεται με την αναφορά στις πηγές, πράγμα απόλυτα θεμιτό.

== Διαφημίσεις ==

Καμία διαφήμιση δεν επιτρέπεται. Τα άρθρα πρέπει να είναι από ουδέτερη οπτική γωνία και να δεν επιτρέπεται να αποσκοπούν σε άμεση ή έμμεση, θετική η αρνητική διαφήμιση. To astronomia.gr δεν αποτελεί χώρο προώθησης των προσωπικών κρίσεων ή προτιμήσεων για οποιοδήποτε θέμα.

== Πρωτότυπες Εργασίες ==

Δεν γίνονται δεκτές για δημοσίευση πρωτότυπες εργασίες. Σε περίπτωση που έχετε να προτείνετε κάτι νέο, δημοσιεύστε το στα σχετικά επιστημονικά περιοδικά και όταν γίνει μέρος της αστρονομικής γνώσης μπορεί να προστεθεί εδώ.

== Πως σημειώνω ότι ένα λήμμα χρειάζεται επέκταση; ==

Όταν ένα λήμμα δεν είναι ολοκληρωμένο και ο συγγραφέας κρίνει ότι χρειάζεται επέκταση μπορούμε να το σημειώσουμε εισάγοντας το πρότυπο:

{{ }} όπου ανάμεσα στις αγκύλες γράφουμε τη λέξη '''επέκταση'''

Έτσι θα εμφανίζεται μέσα στο λήμμα το εξής μήνυμα: [[Πρότυπο:Επέκταση]]

Μπορείτε να βρείτε όλα τα άρθρα που χρειάζονται επέκταση στην [[:Κατηγορία:Άρθρα για επέκταση]]

== Γλώσσα ==

Η γλώσσα των άρθρων είναι η Ελληνική. Για ορισμένα αντικείμενα ή φαινόμενα παρόλα αυτά χρησιμοποιούνται ευρέως ξένοι όροι. Στην περίπτωση αυτή είναι αποδεκτό να δημιουργούνται λήμματα με τίτλο σε γλώσσα άλλη από την Ελληνική, το άρθρο όμως πρέπει να είναι γραμμένο στα Ελληνικά.

== Με τί μορφή να εισάγω λήμματα με πολλές λέξεις; ==

Για λόγους ομοιομορφίας τα λήμματα που αποτελούνται από δύο (ή περισσότερες) λέξεις θα εισάγονται με κεφαλαίο το πρώτο γράμμα της κάθε λέξης εκτός αν πρόκειται για άρθρο ή σύνδεσμο, για παράδειγμα: [[Αστρικός Χρόνος]] ενώ [[Εταιρεία Αστρονομίας και Διαστήματος]], ο σύνδεσμος "και" γράφεται με μικρό. Οι λέξεις θα χωρίζονται από κενό μεταξύ τους εκτός από τα κύρια ονόματα, βλέπε επόμενη ερώτηση. Εξαίρεση αποτελούν τα αστερια όταν γράφονται "γράμμα ελληνικού αλφαβητου Όνομα Αστερισμού στα Λατινικά στη Γενική". Το γράμμα του ελληνικού αλφαβητου πρέπει να είναι μικρό. Έτσι θα έχουμε: "α Corona Borealis" και όχι "A Corona Borealis".

== Με τι μορφή εισάγω τα ονόματα προσωπικοτήτων; ==

Για να υπάρχει ομοιομορφία στο χειρισμό των κύριων ονομάτων αλλά και να διευκολύνουμε την αλφαβητική ταξινόμηση τα ονόματα θα πρέπει να εισάγονται με τον εξής τρόπο στον τίτλο ενός άρθρου:

'''Ξένα ονόματα:''' Επίθετο (με λατινικά), Όνομα (με λατινικά). π.χ. το σωστό θα ήταν "Einstein, Albert" και όχι "Albert Einstein", "Άλμπερτ Άινσταιν" κτλ. Αποδεκτά είναι και τα εξελληνισμένα ονόματα όπως '"Γαλιλαίος", "Νεύτωνας", "Καρτέσιος", αλλά σαν συμπλήρωμα στο κανονικό τύπο ονόματος.

'''Ελληνικά ονόματα:''' Επίθετο, Όνομα. π.χ. "Πλακίδης, Σταύρος". Εξαιρούνται τα αρχαία ελληνικά ονόματα τα οποία μπορούν να γραφούν απλά μόνα τους π.χ. "Αρίσταρχος", είτε με το επωνύμιο π.χ. "Αρίσταρχος ο Σάμιος".

Προς το παρόν, θα πρέπει να αποφεύγουμε άρθρα για Έλληνες εν ζωή.

== Πώς βάζω μια εικόνα; ==

Κατά τη συγγραφή ενός άρθρου μπορείτε να χρησιμοποιήσετε το κουμπί της εικόνας, ή εισάγοντας μόνοι σας τον κώδικα εικόνας ως εξής:
<nowiki>[[Εικόνα:onoma.jpg]]</nowiki>. Μετά τη δημοσίευση του άρθρου, πατώντας πάνω στον κόκκινο σύνδεσμο της εικόνας, θα μπορέσετε να οδηγηθείτε στη σελίδα μεταφόρτωσης εικόνας. Οι εικόνες στο wiki είναι επαναχρησιμοποιήσιμες σε πολλά άρθρα. Με την εντολή <nowiki>[[Εικόνα:onomakapoiasekonas.jpg]]</nowiki> μπορείτε να χρησιμοποιήσετε οποιαδήποτε εικόνα υπάρχει ήδη στη βάση δεδομένων. Επίσης πρέπει να αναφέρεται στη λεζάντα ο ιδιοκτήτης του copyright.

== Πώς κάνω εσωτερικό σύνδεσμο σε λήμμα; ==

Απλά εισάγεται το όνομα του λήμματος σε διπλές αγκύλες. Για παράδειγμα για να κάνετε ένα σύνδεσμο στο άρθρο "αστρονομία" θα γράφατε <nowiki>[[αστρονομία]]</nowiki> στο αντίστοιχο σημείο του κειμένου που εμφανίζεται η λέξη.

== Πώς κάνω εσωτερικό σύνδεσμο σε λήμμα όταν στο κείμενο αυτό εμφανίζεται διαφορετικά από ότι η ονομασία του λήμματος; ==

Πολλές φορές, και ειδικα στα ελληνικά, το άρθρο στο οποίο θέλετε να κάνετε σύνδεσμο εμφανίζεται στο κείμενο λίγο διαφορετικά από τον τίτλο του άρθρου. Για παράδειγμα θέλετε η φράση "Ο Αρίσταρχος ήταν από τους σπουδαιότερους αρχαίους Έλληνες αστρονομους" να έχει ενεργοποιημένο σύνδεσμο προς το άρθρο "Αστρονόμος". Απλά βάζοντας τη λέξη "αστρονόμους" σε διπλή αγκύλη δε θα το πετύχετε καθώς θα οδηγηθεί στο άρθρο με τίτλο "αστρονόμους". Στην περίπτωση αυτή μπορείτε να χρησιμοποιήσετε την εξής σύνταξη: <nowiki>[[όνομα λήμματος|εμφάνιση στο κείμενο]]</nowiki>. Στη συγκεκριμένη περίπτωση θα γράφατε <nowiki>[[Αστρονόμος|αστρονόμους]]</nowiki> ώστε και η λέξη στο κείμενο να εμφανίζεται σωστά αλλά και να κάνει σύνδεσμο προς το σωστό άρθρο.

== Πώς αντιμετωπίζω τα λήματα που έχουν πολλές εναλλακτικές γραφές; ==

Πρέπει να διαλέξετε την καλύτερη γραφή για κύρια. Οι άλλες γραφές μπορούν να έχουν άρθρα με το εξής περιεχόμενο στην πρώτη γραμμή:

<nowiki>#REDIRECT [[ΟΝΟΜΑ-ΚΥΡΙΟΥ-ΛΗΜΜΑΤΟΣ]]</nowiki>

Η εντολή αυτή κάνει προώθηση στην κύρια γραφή.

== Ποιες κατηγορίες είναι διαθέσιμες και πώς εντάσσω τα θέματα σε κατηγορίες; ==

Δείτε [[Ειδικό:Categories|τις διαθέσιμες κατηγορίες άρθρων]]. Για να εντάξετε ένα άρθρο σε κατηγορία απλά γράψτε τον εξής κώδικα στο τέλος του άρθρου:

<nowiki>[[Κατηγορία:Τίτλος Κατηγορίας]]</nowiki>.

Είναι πιθανό ορισμένα θέματα που ανήκουν στη φυσική να συμπεριληφθούν (π.χ. [[Ηλεκτρόνιο]]) μόνο όταν είναι απολύτως απαραίτητες για την κατανόηση αντίστοιχων εννοιών της αστροφυσικής ή της αστρονομίας. Η εγκυκλοπαίδεια δεν έχει σκοπό να παρέχει γνώσεις στοιχειώδους φυσικής ή μαθηματικών.

== Πώς μπορώ να εισαγάγω μαθηματικούς τύπους; ==

Οι μαθηματικοί τύποι θα εισάγονται μόνο με το πρότυπο latex η σε html. Από τα παραπάνω προτιμητέο είναι το latex. Για την εισαγωγή μαθηματικού τύπου κάνετε χρήση της εξής εντολής: <nowiki><math>Κώδικας τύπου</math></nowiki> όπου στον κώδικα βάζετε κωδικοποίηση TeX.

[http://meta.wikimedia.org/wiki/Math Εξωτερικό link βοήθειας μαθηματικών τύπων]

== Γιατί κάποια άρθρα είναι κλειδωμένα; ==

Κλειδωμένα είναι συνήθως τα άρθρα που περιέχουν πληροφορίες σχετικές με τη λειτουργία του site. Κλειδωμένα μπορεί να είναι καμιά φορά και άρθρα στα οποία είτε παρατηρήθηκε πρόβλημα από κακόβουλη χρήση είτε για στόχο αποφυγής κακόβουλης χρήσης.

== Πού μπορώ να βρω περισσότερες πληροφορίες για το κώδικα και τη λειτουργία Wiki; ==

[http://meta.wikimedia.org/wiki/Main_Page MediWiki homepage]

== Σε τί διαφέρει από τη wikipedia; ==

Θέλουμε το astronomia.gr να είναι κάτι παραπάνω από εγκυκλοπαίδεια, να αποκτήσει σειρά άρθρων, τεχνικών, προτάσεων και να αποτελέσει σημείο αναφοράς για τους φίλους της αστρονομίας στην Ελλάδα. Επίσης, σαν πιο εξειδικευμένη σελίδα, στοχεύουμε κάποια στιγμή να έχουμε πληροφορίες που δεν υπάρχουν πάντα στις γενικές εγκυκλοπαίδειες αλλά και να υπάρχει ένα μέρος γεμάτο αποκλειστικά από αστρονομία.

== Υπάρχει κάποιο πρόβλημα με τον internet explorer; ==

Κάποιοι χρήστες ίσως παρατηρήσουν ότι ο συγκεκριμένος browser βγάζει μηνύματα σφάλματος. Για να το αντιμετωπίσετε μπορείτε να απενεργοποιήσετε την εμφάνιση των μηνυμάτων από τις επιλογές. Σε κάθε περίπτωση, συστήνουμε τον Mozilla Firefox ως τον αποδεδειγμένα συμβατό browser με το site μας.

== Τί γίνεται με τα πνευματικά δικαιώματα των άρθρων; Μπορώ να πάρω κάποιο άρθρο από το site; ==

Το site είναι δημόσιο και φυσικά μπορείτε να χρησιμοποιήσετε άρθρα του site εφόσον όμως υπάρχει αναφορά στην πηγή και δεν πρόκειται για κερδοσκοπικό λόγο. Αυτό που απαγορεύεται είναι η μαζική αντιγραφή περιεχομένων του site που μπορεί να θεωρηθεί κακόβουλη. Ο σκοπός του site είναι η παροχή γνώσης και σε αυτό συμβάλλουν όλοι οι χρήστες που συμμετέχουν. Οι χρήστες που συνεισφέρουν άρθρα αποδέχονται τη δημόσια χρήση αυτών των πληροφοριών. Το site και το περιεχόμενό του θα παραμείνει για πάντα δημόσιο και δωρεάν.

Τελεστώ

2008-08-10T19:43:46Z

Cavas:

Η Τελεστώ είναι ένας μικρός [[Φυσικός Δορυφόρος|φυσικός δορυφόρος]] του [[Πλανήτης|πλανήτη]] [[Κρόνος|Κρόνου]].

[[Κατηγορία:Φυσικοί Δορυφόροι]]

Μίμας

2008-08-10T19:41:44Z

Cavas:

Ο 8ος σε απόσταση [[Φυσικός Δορυφόρος|φυσικούς δορυφόρους]] του [[Πλανήτης|πλανήτη]] [[Κρόνος|Κρόνου]]. Ανακαλύφτηκε από τον [[Αστρονόμος|αστρονόμο]] [[Herschel, William|Sir William Herschel]]. Η μέση απόστασή του από τον Κρόνο είναι 185,520 km. Έχει διάμετρο 520 km, μέγεθος 12.1, χρόνο περιφοράς 22 ώρες και 37 λεπτά κατά την ορθή φορά.

[[Κατηγορία:Φυσικοί Δορυφόροι]]

Άτλας

2008-08-10T19:25:56Z

Cavas:

Ο Άτλας είναι ένας από τους δορυφόρους του [[Κρόνος|Κρόνου]]. Έχει διάμετρο 31 km και απέχει από τον Κρόνο 137.670 km. Περιστρέφεται λίγο απώτερα του Α δακτυλίου του [[Αέριος Γίγαντας|αέριου γίγαντα]]. Ανακαλύφθηκε το 1980 από φωτογραφίες που έστειλε πίσω στη [[Γη]] η διαστημοσυσκευή [[Voyager]]. Ονομάστηκε έτσι γιατί "κρατά στους ώμους του" τους δακτυλίους του Κρόνου.

Ιμαλία

2008-08-10T19:20:19Z

Cavas:

Η Ιμαλία είναι 11ος σε απόσταση [[Φυσικός Δορυφόρος|φυσικός δορυφόρος]] του [[Δίας|Δία]]. Περιφέρεται σε τροχιά με μέση απόσταση 11,480,000 km από τον Δία. Έχει μάζα 9.56×1018 kg και διάμετρος 186 km. Ανακαλύφτηκε το 1904 από τον Αργεντινό [[Αστρονόμος|αστρονόμο]] Charles Dillon Perrine. Κατά την ελληνική Μυθολογία, η Ιμαλία ήταν μια Νύμφη.

[[Κατηγορία:Φυσικοί Δορυφόροι]]

Ιμαλία

2008-08-10T19:15:12Z

Cavas:

Η Ιμαλία είναι 11ος σε απόσταση [[Φυσικός Δορυφόρος|φυσικός δορυφόρος]] του [[Δίας|Δία]]. Περιφέρεται σε τροχιά με μέση απόσταση 11,480,000 km από τον Δία. Έχει μάζα 9.56e18 kg και διάμετρος 186 km. Ανακαλύφτηκε το 1904 από τον Αργεντινό [[Αστρονόμος|αστρονόμο]] Charles Dillon Perrine. Κατά την ελληνική Μυθολογία, η Ιμαλία ήταν μια Νύμφη.

[[Κατηγορία:Φυσικοί Δορυφόροι]]

Υμαλία

2008-08-10T19:08:36Z

Cavas: Η Υμαλία μετονομάστηκε σε Ιμαλία: Ορθογραφία

#REDIRECT [[Ιμαλία]]

Ιμαλία

2008-08-10T19:08:36Z

Cavas: Η Υμαλία μετονομάστηκε σε Ιμαλία: Ορθογραφία

Η Ιμαλία είναι 10ος φυσικός δορυφόρος του Δία.

Τροχιά 11,480,000 km. απ'τον Δία
Διάμετρος 186 km.
Μάζα 9.56e18 kg.
Η Ιμαλία ,κατά την ελληνική Μυθολογία,ήταν μια Νύμφη.
Ανακαλύφτηκε απ'τον Περρινέ το 1904

Σύκoραξ

2008-08-10T19:05:27Z

Cavas:

Ο Συκόραξ είναι ένας μικρός [[Φυσικός Δορυφόρος|δορυφόρος]] του [[Ουρανός|Ουρανού]]. Ανακαλύφτηκε μαζί με τον [[Καλιμπάν]] στις 6 Σεπτεμβρίου 1997 από τους Brett J. Gladman, Philip D. Nickolson, Joseph A. Burns & John Kavelaars, χρησιμοποιώντας το τηλεσκόπιο Ηale που βρίσκεται στο όρος Πάλομαρ

[[Κατηγορία:Φυσικοί Δορυφόροι]]

Χάροντας

2008-08-10T19:01:40Z

Cavas:

[[Εικόνα:Pluto&Moons.jpg|thumb|Ο Πλούτωνας και οι δορυφόροι του]]

Πρόκειται για το [[Φυσικός Δορυφόρος|δορυφόρο]] του απομακρυσμένου [[Πλανήτης-Νάνος|νάνου πλανήτη]] [[Πλούτωνας|Πλούτωνα]]. Ο Χάροντας και ο Πλούτωνας αποτελούν ένα διπλό σύστημα με ιδιαίτερο χαρακτηριστικό τη [[σύγχρονη Περιστροφή|σύγχρονη περιστροφή]] των δύο σωμάτων. Επίσης το κέντρο μάζας του διπλού αυτού συστήματος δε βρίσκεται εντός του Πλούτωνα, κατά συνέπεια ο όρος διπλό σύστημα νάνων πλανητών περιγράφει ακριβέστερα την κατάσταση παρά ο χαρακτηρισμός του ως δορυφόρος. Ανακαλύφτηκε το 1978.

[[Κατηγορία:Φυσικοί Δορυφόροι]]

Χρήστης:Cavas

2008-08-09T22:16:42Z

Cavas:

*'''Oνοματεπώνυμο:''' Καβαλιέρο Ρικάρδο Νικόλας

*'''Ιδιότητα:''' Φυσικός

*'''Σύλλογος αστρονομίας που ανήκω:''' [[Αστρονομική Εταιρεία Πάτρας Ωρίων|Αστρονομική Εταιρεία Πάτρας "Ωρίων"]]

*'''email''': cavasrnc(at)yahoo(dot)com

Τρίτων

2008-08-09T22:00:49Z

Cavas:

Ο μεγαλύτερος φυσικός δορυφόρος του [[Ποσειδώνας|Ποσειδώνα]]. Έχει διάμετρο 3.800 km, είναι λίγο μεγαλύτερος από τη [[Σελήνη]] και περιφέρεται ανάδρομα εντός 5 ημερών και 21 ωρών. Η επιφανειακή του θερμοκρασία είναι από τις χαμηλότερες του Ηλιακού μας Συστήματος(μόλις -235 βαθμούς κελσίου). Ο Τρίτων ανακαλύφτηκε το 1846 από τον Άγγλο [[Αστρονόμος|αστρονόμο]] [[Lassel William|William Lassell]]. O Τρίτων είναι καλυμμένος από χιόνι και πάγο.

[[Κατηγορία:Φυσικοί Δορυφόροι]]

Νηρηίδα

2008-08-09T21:52:47Z

Cavas:

Η Νηρηίδα, με διάμετρο 340 km, είναι ένας [[Φυσικός Δορυφόρος|φυσικός δορυφόρος]] του [[Ποσειδώνας|Ποσειδώνα]] , ο οποίος ανακαλύφτηκε το 1949 από τον Ολλανδό [[Αστρονόμος|αστρονόμο]] [[Kuiper, Gerard|Gerard Kuiper]].

[[Κατηγορία:Φυσικοί Δορυφόροι]]

Ευρώπη

2008-08-09T21:48:53Z

Cavas:

Πρόκειται για δορυφόρο του Δία, το μικρότερο από τα τέσσερα φεγγάρια του Δία που ανακαλύφθηκαν από το Γαλιλαίο και το έκτο κοντινότερο σε απόσταση από τον πλανήτη συνολικά. Η μελέτη της Ευρώπης έχει ιδιαίτερο ενδιαφέρον λόγω της πιθανότητας φιλοξενίας ζωής στους ωκεανούς που εικάζεται ότι υπάρχουν κάτω από τη παγωμένη επιφάνειά της.Στην γαλάζια επιφάνεια της υπάρχουν πάρα πολλές γραμμώσεις.

[[Κατηγορία:Φυσικοί Δορυφόροι]]

Μιράντα

2008-08-09T21:46:00Z

Cavas:

Ο 5ος σε απόσταση φυσικός δορυφόρος του πλανήτη [[Ουρανός|Ουρανού]]. Ανακαλύφτηκε το 1948 από τον Ολλανδό [[Αστρονόμος|αστρονόμο]] [[Kuiper, Gerard|Gerard Kuiper]]. Απέχει από τον Ουρανό 235.8 km, έχει μέγεθος 17 και διαμετρο 200 km. Περιφέρεται κατά την ορθή φορά με χρόνο περιφοράς 1 ημέρα, 9 ώρες και 56 λεπτά.

[[Κατηγορία:Φυσικοί Δορυφόροι]]