astronomia.gr - Συνεισφορές χρήστη [el]

Αποστάσεις στην Κοσμολογία

2012-10-04T18:52:45Z

Heal:

Στην [[Κοσμολογία|κοσμολογία]] χρησιμοποιούμε τους εξής ορισμούς αποστάσεων:

* [[Ιδία απόσταση]] (Proper Distance). Η απόσταση δύο γεγονότων σε ένα κατάλληλο [[Σύστημα Αναφοράς|σύστημα αναφοράς]] στο οποίο συμβαίνουν ταυτόχρονα. Σε μικρές αποστάσεις αυτή συμπίπτει με την συνήθη έννοια της απόστασης που γνωρίζουμε από την εμπειρία μας.

* [[Ορίζοντας (Κοσμολογία)|Ορίζοντας]] (Horizon). Πρόκειται για την ιδία απόσταση του πιο μακρινού αντικειμένου που μπορεί να παρατηρηθεί. Δύο παρατηρητές που διαχωρίζονται από απόσταση μεγαλύτερη από αυτήν δεν είναι δυνατόν να βρίσκονται σε αιτιακή επαφή.

* [[Απόσταση Γωνιώδους Διαμέτρου]] (Angular Diameter Distance). Αν θεωρήσουμε ένα αντικείμενο διαμέτρου D σε ιδία απόσταση r από έναν παρατηρητή θα φαίνεται να έχει γωνιώδη διάμετρο δθ. Η απόσταση d=D/δθ είναι η γενική απόσταση γωνιώδους διαμέτρου.

* [[Απόσταση Λαμπρότητας]] (Luminosity Distance). Ορίζεται ως η απόσταση για την οποία ισχύει το ακόλουθο: <math>d_L</math>=(L/4πF)<math>^{1/2}</math> όπου L η [[Λαμπρότητα]] του αντικειμένου και F η παρατηρούμενη ροή της φωτεινής ακτινοβολίας.

Οι τέσσερις αυτοί ορισμοί δεν ταυτίζονται μεταξύ τους και εκφράζουν διαφορετικά είδη απόστασης του αντικειμένου. Η πρακτική τους εφαρμογή βρίσκεται στα διάφορα κοσμολογικά προβλήματα.

[[Κατηγορία:Κοσμολογία]]

Αποστάσεις στην Κοσμολογία

2012-10-04T18:52:22Z

Heal:

Στην [[Κοσμολογία|κοσμολογία]] χρησιμοποιούμε τους εξής ορισμούς αποστάσεων:

* [[Ιδία απόσταση]] (Proper Distance). Η απόσταση δύο γεγονότων σε ένα κατάλληλο [[Σύστημα Αναφοράς|σύστημα αναφοράς]] στο οποίο συμβαίνουν ταυτόχρονα. Σε μικρές αποστάσεις αυτή συμπίπτει με την συνήθη έννοια της απόστασης που γνωρίζουμε από την εμπειρία μας.

* [[Ορίζοντας (Κοσμολογία)|Ορίζοντας]] (Horizon). Πρόκειται για την ιδία απόσταση του πιο μακρινού αντικειμένου που μπορεί να παρατηρηθεί. Δύο παρατηρητές που διαχωρίζονται από απόσταση μεγαλύτερη από αυτήν δεν είναι δυνατόν να βρίσκονται σε αιτιακή επαφή.

* [[Απόσταση Γωνιώδους Διαμέτρου]] (Angular Diameter Distance). Αν θεωρήσουμε ένα αντικείμενο διαμέτρου D σε συνήθη απόσταση r από έναν παρατηρητή θα φαίνεται να έχει γωνιώδη διάμετρο δθ. Η απόσταση d=D/δθ είναι η γενική απόσταση γωνιώδους διαμέτρου.

* [[Απόσταση Λαμπρότητας]] (Luminosity Distance). Ορίζεται ως η απόσταση για την οποία ισχύει το ακόλουθο: <math>d_L</math>=(L/4πF)<math>^{1/2}</math> όπου L η [[Λαμπρότητα]] του αντικειμένου και F η παρατηρούμενη ροή της φωτεινής ακτινοβολίας.

Οι τέσσερις αυτοί ορισμοί δεν ταυτίζονται μεταξύ τους και εκφράζουν διαφορετικά είδη απόστασης του αντικειμένου. Η πρακτική τους εφαρμογή βρίσκεται στα διάφορα κοσμολογικά προβλήματα.

[[Κατηγορία:Κοσμολογία]]

Αποστάσεις στην Κοσμολογία

2012-10-04T18:51:57Z

Heal:

Στην [[Κοσμολογία|κοσμολογία]] χρησιμοποιούμε τους εξής ορισμούς αποστάσεων:

* [[Ιδία απόσταση]] (Proper Distance). Η απόσταση δύο γεγονότων σε ένα κατάλληλο [[Σύστημα Αναφοράς|σύστημα αναφοράς]] στο οποίο συμβαίνουν ταυτόχρονα. Σε μικρές αποστάσεις αυτή συμπίπτει με την συνήθη έννοια της απόστασης που γνωρίζουμε από την εμπειρία μας.

* [[Ορίζοντας (Κοσμολογία)|Ορίζοντας]] (Horizon). Πρόκειται για την συνήθη απόσταση του πιο μακρινού αντικειμένου που μπορεί να παρατηρηθεί. Δύο παρατηρητές που διαχωρίζονται από απόσταση μεγαλύτερη από αυτήν δεν είναι δυνατόν να βρίσκονται σε αιτιακή επαφή.

* [[Απόσταση Γωνιώδους Διαμέτρου]] (Angular Diameter Distance). Αν θεωρήσουμε ένα αντικείμενο διαμέτρου D σε συνήθη απόσταση r από έναν παρατηρητή θα φαίνεται να έχει γωνιώδη διάμετρο δθ. Η απόσταση d=D/δθ είναι η γενική απόσταση γωνιώδους διαμέτρου.

* [[Απόσταση Λαμπρότητας]] (Luminosity Distance). Ορίζεται ως η απόσταση για την οποία ισχύει το ακόλουθο: <math>d_L</math>=(L/4πF)<math>^{1/2}</math> όπου L η [[Λαμπρότητα]] του αντικειμένου και F η παρατηρούμενη ροή της φωτεινής ακτινοβολίας.

Οι τέσσερις αυτοί ορισμοί δεν ταυτίζονται μεταξύ τους και εκφράζουν διαφορετικά είδη απόστασης του αντικειμένου. Η πρακτική τους εφαρμογή βρίσκεται στα διάφορα κοσμολογικά προβλήματα.

[[Κατηγορία:Κοσμολογία]]

Κοσμική Ακτινοβολία Υποβάθρου

2009-11-17T04:40:37Z

Heal:

== Τι παρατηρείται; ==

1. Συνεχές υπόβαθρο ακτινοβολίας μελανού σώματος θερμοκρασίας 2.73Κ.

2. Ανισοτροπίες σε επίπεδο διάφορων πολυπόλων.

3. Μία ελαφρά [[πόλωση]].

1. Το συνεχές αυτό υπόβαθρο παρατηρήθηκε για πρώτη φορά αρκετά νωρίς. Ήδη από τη δεκαετία του '50 υπάρχουν καταγραφές σε ραδιοαστρονομικές παρατηρήσεις, κανείς όμως δεν μπήκε στον κόπο να αναζητήσει την αιτία αυτού του συνεχούς θορύβου. Το 1964-65 και ενώ η επιστημονική ομάδα του Dicke είχε προβλέψει αναλυτικά τις λεπτομέρειες αυτού του φαινομένου οι [[Penzias]] και [[Wilson]] παρατηρούν πρώτοι μια συνεχή, ισότροπη, χωρίς πόλωση, ακτινοβολία, χωρίς εγγενείς εποχιακές μεταβολές που αντιστοιχεί σε ένα [[Μέλαν σώμα|μελανό σώμα]] θερμοκρασίας περίπου 3,5Κ. Παρατηρήσεις στη συνέχεια από τους δορυφόρους [[COBE]] και [[WMAP]] μετρούν με ακρίβεια τη θερμοκρασία στους 2,728Κ (Εικόνα 1α).
Παράλληλα φαίνεται η επίδραση από τον Γαλαξία μας ο οποίος παρουσιάζει μια μεταβολή στο κέντρο της απεικόνισης, μιας και η ακτινοβολία υποβάθρου σκεδάζεται και αναμειγνύεται με τα γαλαξιακά [[ραδιοκύματα]] (Εικόνα 1γ).

2. Στην ακτινοβολία παρατηρούνται διάφορες ανισοτροπίες, δηλαδή μικρές θερμοκρασιακές μεταβολές ανάλογα με τη διεύθυνση στην οποία παρατηρούμε. Συγκεκριμένα:
α) Ανισοτροπία διπόλου (Εικόνα 1β), αν παρατηρήσει κανείς ταυτόχρονα ολόκληρο τον ουρανό θα διαπιστώσει ότι προς τη μία διεύθυνση η ακτινοβολία υπόκειται μετατόπιση προς το ερυθρό ενώ προς την άλλη προς το κυανό, δίνοντας μια χαρακτηριστική διπολική μορφή στην ακτινοβολία.
β) Ανισοτροπίες ανώτερης τάξης. Σε εικόνες ανάλυσης 7 μοιρών που έλαβε κατ' αρχάς ο COBE και 15' που έλαβε ο WMAP φαίνεται ότι σε ανώτερες τάξεις πολυπόλων εμφανίζεται μια ανισοτροπία. Λέγοντας πολύπολο ν-τάξης εννοούμε μια περιοδική μεταβολή η οποία αυξάνεται και μειώνεται ν φορές μέσα στην [[Ουράνια Σφαίρα|ουράνια σφαίρα]] (για παράδειγμα το δίπολο που αναφέραμε παραπάνω περιέχει μέσα στην [[Ουράνια Σφαίρα|ουράνια σφαίρα]] ένα μέγιστο και ένα ελάχιστο).

3. Πρόσφατες μετρήσεις (2002) από το πείραμα-παρατήρηση [[DASI]] στο νότιο πόλο αποκάλυψαν ότι όπως είχε προβλεφθεί από το 1968 από τον M.J. Rees η ακτινοβολία υποβάθρου θα είχε μια ελαφρά πόλωση.

'''Εικόνα 1'''. ''Τρεις λήψεις της κοσμικής ακτινοβολίας.''
''α) Η ακτινοβολία φαίνεται απόλυτα ισότροπη με ακρίβεια 1/1000''
''β) Εμφάνιση διπολικής συμπεριφοράς λόγω της συμμετοχής της Γης σε διάφορα είδη κινήσεων''
''γ) Διάφορες ανισοτροπίες. Η κεντρική κόκκινη γραμμή είναι το γαλαξιακό επίπεδο''

[[Εικόνα:Md53.gif]]

== Επιπτώσεις στην Κοσμολογία ==

1. Η πρώτη παρατήρηση της ύπαρξης ακτινοβολίας υποβάθρου έδωσε τέλος στη διαμάχη μεταξύ του μοντέλου της Σταθερής Κατάστασης και της Μεγάλης Έκρηξης με επιβεβαίωση του δευτέρου. Συγκεκριμένα ενώ το μοντέλο της Σταθερής Κατάστασης δεν έδινε κάποια πρόβλεψη για ενδεχόμενη ακτινοβολία υποβάθρου το μοντέλο της Μεγάλης Έκρηξης ανέμενε κάτι τέτοιο.

Η δημιουργία της ακτινοβολίας υποβάθρου έγινε ως εξής: Τo σύμπαν όταν ήταν ένα εκατομμύριο φορές μικρότερο από ότι σήμερα, είχε θερμοκρασία περίπου 1.000.000 Κ, η θερμοκρασία αυτή αντιστοιχούσε σε φωτόνια υψηλής ενέργειας τα οποία εμπόδιζαν τη συνένωση ηλεκτρονίων και πρωτονίων ώστε να δημιουργηθούν σταθερά άτομα Υδρογόνου. Καθώς όμως η διαστολή προχωρούσε η θερμοκρασία έπεφτε, όπως εύκολα κανείς μπορεί να διαπιστώσει από θερμοδυναμικά επιχειρήματα. Όταν η θερμοκρασία έπεσε στις 50.000Κ η μέση ενέργεια των φωτονίων έφτανε το όριο της ενέργειας ιονισμού για το Υδρογόνο (13,6 eV). Παρόλα αυτά η αναλογία ηλεκτρονίων (ή πρωτονίων μιας και το σύμπαν είναι ηλεκτρικά ουδέτερο) προς τα φωτόνια είναι 1 προς 1 δισεκατομμύριο, επιπλέον τα φωτόνια ακολουθούν μια [[κατανομή Planck]] πράγμα που σημαίνει ότι ακόμη και εάν η μέση ενέργεια τους είναι λίγο μικρότερη από την [[ενέργεια ιονισμού]] ακόμη και τότε ένα μεγάλο μέρος τους θα έχουν αρκετά υψηλότερη ενέργεια ώστε να εμποδίσουν το σχηματισμό ουδετέρων ατόμων. Όταν όμως η θερμοκρασία έπεσε ακόμη περισσότερο και έφτασε τους 3000Κ, τότε η ενέργεια των φωτονίων, σε συνδυασμό με τον λόγο ηλεκτρονίων/φωτονίων και την κατανομή [[Planck, Max|Planck]] ήταν όσα έπρεπε για να μπορέσουν να σχηματιστούν τα πρωτα ουδέτερα άτομα. Έχουμε λοιπόν δύο φαινόμενα: την αποσύζευξη (decoupling) και την επανασύνδεση (recombination). Από αυτή την περίοδο προέρχεται η ακτινοβολία υποβάθρου, δηλαδή τότε σκεδάστηκαν για τελευταία φορά τα φωτόνια της αρχικής ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας του Σύμπαντος και έκτοτε ξεκίνησαν το ταξίδι τους. Το σύμπαν εκείνη την περίοδο είχε περίπου το 1/1000 των σημερινών του διαστάσεων, οπότε μετά τη διαστολή του κατά 1000 φορές εμφανίζεται το κοσμολογικό φαινόμενο Doppler (το οποίο ευθύνεται και για το γεγονός ότι οι απομακρυσμένοι γαλαξίες φαίνονται μετατοπισμένοι προς το ερυθρό) και παρατηρούμε ακτινοβολία χίλιες φορές ψυχρότερη δηλαδη 3Κ περίπου.

2. α) Η ακτινοβολία διπόλου δίνει μια ηχηρή θετική απάντηση στα ερωτήματα που διατύπωνε ο Mαχ και επηρέασαν τον Αϊνστάιν στη διατύπωση της σχετικότητας. Αναφορά γίνεται στο σύστημα "αδρανείας των απλανών αστέρων", προκειμένου να καταλάβουμε την έννοια του παραπάνω ας προσπαθήσουμε να δούμε τις σημαντικότερες κινήσεις που πραγματοποιεί η Γη: Περιστροφή γύρω από τον άξονα της, περιφορά γύρω από τον Ήλιο, κίνηση του Ήλιου ως προς το τοπικό σύστημα αδρανείας που ορίζεται από τα γειτονικά αστέρια, περιφορά των γειτονικών αστέρων γύρω από το κέντρο του Γαλαξία, ταλάντωση ως προς άξονα κάθετο στο επίπεδο του Γαλαξία, κίνηση προς το κέντρο μάζας της Τοπικής Ομάδας (μεταξύ του Γαλαξία και του γαλαξία της Ανδρομέδας), κοκ. Η άθροιση των παραπάνω κινήσεων και ο συνυπολογισμός τους μας δίνει μια ισότροπη εικόνα στην ακτινοβολία υποβάθρου μέχρι ακρίβειας 1/10000.

β) Αν και η Κοσμολογική Αρχή διατείνεται ότι το Σύμπαν είναι ισότροπο και ομογενές, σε μικρές και μεσαίες κλίμακες παρατηρούμε μια ανομοιογένεια, υπάρχουν γαλαξίες, Σμήνη γαλαξιών και Υπερσμήνη. Προφανώς αυτά από κάπου προήλθαν. Αν το σύμπαν ήταν άπειρα ομοιογενές και ισότροπο τότε σήμερα θα έπρεπε να ήταν
απλά ένα αραιό σύννεφο Υδρογόνου, Ηλίου και ιχνών από βαρύτερα στοιχεία. Ο σπόρος αυτής της δομής ενυπάρχει στις ανισοτροπίες της Κοσμικής Ακτινοβολίας (Εικόνα 2). Όπως φαίνεται στην εικόνα που αναλύει δεδομένα από το WMAP σε κλίμακες κάτω των 2 μοιρών η ακτινοβολία παρουσιάζει θερμοκρασιακές μεταβολές. Οι μεταβολές αυτές είναι περίπου στο 1/100000 της θερμοκρασίας, είναι όμως αρκετές για να δώσουν τον σχηματισμό των γαλαξιών. Η ακτινοβολία όμως δεν θα παρουσιάζει συνεχώς τέτοιες διακυμάνσεις, κάτω από διαστάσεις ίσες με τη [[Κλίμακα του Σιλκ]] (Silk Scale). Συγκεκριμένα επειδή η αποσύζευξη και η επανασύνδεση δεν έγιναν στιγμιαία, κατά το χρόνο που μεσολάβησε η ακτινοβολία διήλθε από μια περιοχή του σύμπαντος με διαστάσεις Λ=c δτ, όπου c η ταχύτητα του φωτός και δτ ο χρόνος που χρειάστηκε για να ολοκληρωθεί η επανασύνδεση και η αποσύζευξη. Οπότε σε μικρές περιοχές που αντιστοιχούν σε γωνιώδεις αποστάσεις της τάξεως των λεπτών της μοίρας δε θα παρατηρείται κάποια ανισοτροπία αλλά ο μέσος όρος της θερμοκρασίας της περιοχής στην οποία αντιστοιχεί η παραπάνω γωνιώδης απόσταση, εκεί είναι και τα παρατηρησιακά όρια που τίθενται από την Αστροφυσική. Ο δορυφόρος Planck που πρόκειται να εκτοξευθεί τα προσεχή χρόνια θα έχει διακριτική ικανότητα μέχρι αυτές τις διαστάσεις.

'''Εικόνα 2.''' ''Οι ανισοτροπίες της ακτινοβολίας υποβάθρου. Σε υψηλή ανάλυση, κάτω των 2 μοιρών, είναι φανερή η ύπαρξη διακυμάνσεων. Οι διακυμάνσεις αυτές οδήγησαν στον σχηματισμό της δομής του Σύμπαντος.''

[[Εικόνα:Wmappeaks.jpg]]

3. Η πόλωση της ακτινοβολίας μικροκυμάτων προέρχεται από δύο παρόμοια φαινόμενα που συνέβησαν σε διαφορετικές περιόδους: κατά την αρχική της σκέδαση (εποχή αποσύζευξης και επανασύνδεσης) και κατά την εποχή του επανιονισμού. Και στις δύο περιπτώσεις η ακτινοβολία υφίσταται [[σκέδαση Thomson]] με
αποτέλεσμα να παρουσιάζει κάποιο ποσοστό πόλωσης. Το εντυπωσιακό είναι ότι είχε προβλεφθεί 34 χρόνια πριν παρατηρηθεί.

Συνοψίζοντας η Κοσμική Ακτινοβολία Υποβάθρου είναι ένα από τα ισχυρά θεμέλια της θεωρίας της μεγάλης έκρηξης. Έχει μετρηθεί με ακρίβεια καθώς και οι μικρές μεταβολές της, οι οποίες απαντούν στο πρόβλημα της δομής του σύμπαντος. Το ερώτημα που παραμένει είναι ο ακριβής μηχανισμός των πρωτογενών διαταραχών στο σύμπαν που έδωσαν αυτές τις διακυμάνσεις. Επιπλέον αξίζει να σημειωθεί η σημασία της θεωρητικής έρευνας που προέβλεψε φαινόμενα που έμελλε να παρατηρηθούν πολύ αργότερα.

[[Κατηγορία:Κοσμολογία]]

Μαγνητικό Πεδίο

2007-11-20T23:16:35Z

Heal:

Πρόκειται για πεδίο δυνάμεων που ασκεί δυνάμεις σε κινούμενα ηλεκτρικά φορτία. Μέσω των εξισώσεων του Μάξγουελ είναι αλληλένδετο με το ηλεκτρικό πεδίο. Έχει εξαιρετική σημασία στην αστροφυσική λόγω της έντονης παρουσίας του στα αστροφυσικά σώματα. Σε αντίθεση με το ηλεκτρικό πεδίο, το μαγνητικό πεδίο δεν απαιτεί να υπάρχει περίσσεια ηλεκτρικού φορτίου η πηγή του. Κατά συνέπεια μπορεί να προέρχεται από μια ηλεκτρικά ουδέτερη δομή.

Τα μαγνητικά πεδία παίζουν σημαντικό ρόλο στα επιφανειακά φαινόμενα του [[Ήλιος|Ήλιου]], εκλάμψεις, προεξοχές. Στην επιτάχυνση φορτισμένων σωματιδίων και στην εμφάνιση ακτινοβολίας σύγχροτρο, από πηγές μη θερμικής ακτινοβολίας.

Ιώ

2007-06-04T08:44:17Z

Heal:

Πρόκειται για το δορυφόρο του πλανήτη Δία, είναι ο πλησιέστερος από τους τέσσερις Γαλιλαικούς δορυφόρους στον πλανήτη. Η επιφάνεια του αποτελείται κυριως από λάβα πυριτίου λόγω των ηφαιστείων που περιέχει ενώ ο πυρήνας σίδηρο. Είναι ορατός με ένα μικρό τηλεσκόπιο.

Αστρονόμος

2007-06-04T08:39:06Z

Heal:

Πρόκειται για τον επιστήμονα που ασχολείται με τη μελέτη της Αστρονομίας και των διεργασιών που σχετίζονται με αυτή.

Schwarzschild, Karl

2007-06-02T00:42:41Z

Heal:

Γερμανός Αστρονόμος και Φυσικός (1873-1916). Ιδιαίτερα γνωστός για τη μελέτη των εξισώσεων της Γενικής Σχετικότητας του Einstein σε σφαιρική συμμετρία στο κενό με την οριακή συνθήκη της σύγκλισης με τη Νευτώνεια θεωρία για τη βαρύτητα σε μεγάλες αποστάσεις. Η λύση αυτή που διατυπώθηκε περιγράφει ένα κεντρικό βαρυτικό πεδίο και στην περίπτωση που η φυσική ακτίνα της πηγής του βαρυτικού πεδίου είναι μικρότερη από την χαρακτηριστική ακτίνα Schwarzschild περιγράφει μια μαύρη τρύπα. Ο Schwarzschild πραγματοποίησε αυτή τη μελέτη κατά τη διάρκεια του πρώτου παγκοσμίου πολέμου ενώ πολεμούσε στο ανατολικό μέτωπο και πέθανε λίγους μήνες αργότερα.

Ανάλλημα

2007-06-02T00:33:39Z

Heal:

Πρόκειται για μια ιδιαίτερη φωτογραφία η οποία περιέχει διαδοχικές εικόνες του Ήλιου τραβηγμένες την ίδια ώρα της ημέρας αλλά σε διαφορετικές ημερομηνίες. Λόγω της μη ομαλής κίνησης του Ήλιου στην εκλειπτική οι διαδοχικές εικόνες του Ήλιου σχηματίζουν μια καμπύλη που θυμίζει τον αριθμό 8. Πρόκειται για μια ιδιαίτερα δύσκολη και απαιτητική φωτογραφία, που εκτός άπο άρτια τεχνική απαιτεί καλές καιρικές συνθήκες τις συγκεκριμένες ημερομηνίες, ώστε να ληφθούν όλες οι φωτογραφίες.

Τιτάν

2007-06-02T00:26:29Z

Heal:

Πρόκειται για το μεγαλύτερο δορυφόρο του Κρόνου και το δεύτερο μεγαλύτερο δορυφόρο πλανήτη στο Ηλιακό Σύστημα μετά το Γανυμήδη του Δία. Η ατμόσφαιρά του είναι ιδιαίτερα πυκνή. Οι γνώσεις μας για τον Τιτάνα αυξήθηκαν κατακόρυφα με την πρόσφατη αποστολή του διαστημοπλοίου Cassini και την προσεδάφιση της διαστημοσυσκευής Huygens.

Ευρώπη

2007-06-02T00:21:13Z

Heal:

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

Σταθερά του Ηubble

2007-06-02T00:18:03Z

Heal:

Πρόκειται για τον παράγοντα αναλογίας στο νόμο του Hubble, που εκφράζει την ταχύτητα που φαίνεται ότι απομακρύνεται ένα σώμα, ανά μονάδα αποστασης λόγω της διαστολής του σύμπαντος. Ακριβέστερα αποδίδεται με τον όρο παράμετρος διότι μεταβάλλεται με το χρόνο και δε παραμένει σταθερή. Παρατηρησιακές μετρήσεις συγκλίνουν ότι έχει την τιμή 65km/sec/Mpc. Το αντίστροφο της σταθεράς του Hubble που έχει μονάδες χρόνου δίνει ένα μέτρο της ηλικίας του σύμπαντος, Ηλικία Hubble, που εκφράζει το χρόνο που απαιτείται ωστε το σύμπαν να διασταλεί και να φτάσει στις σημερινές του διαστάσεις, υπό την προϋπόθεση ότι η παράμετρος του Hubble είναι σταθερή.

Κβαντομηχανική

2007-06-02T00:09:29Z

Heal:

Πρόκειται για φυσική θεωρία που αναπτύχθηκε τον 20ο αιώνα με κύριο πεδίο εφαρμογής το μικρόκοσμο. Βασική ιδέα αποτελεί το κβάντο (quantum), που εκφράζει ένα αδιαίρετο πακέτο ενέργειας. Εξηγεί με επιτυχία τα φαινόμενα του μικρόκοσμου, ενώ στην οριακή περίπτωση που διαστάσεις και οι μάζες των υπό μελέτη σωμάτων είναι μεγάλες συμπίπτει με την κλασική φυσική. Δεν μπορεί όμως να συμβιβαστεί σε ένα ενιαίο πλαίσιο με τη θεωρία της γενικής σχετικότητας, πράγμα που αποτελεί μια από τις μεγαλύτερες προκλήσεις της σύγχρονης φυσικής.

Χάροντας

2007-06-02T00:03:56Z

Heal:

Πρόκειται για το δορύφορο του απομακρυσμένου νάνου πλανήτη Πλούτωνα. Ο Χάροντας και ο Πλούτωνας αποτελούν ένα διπλό σύστημα με ιδιαίτερο χαρακτηριστικό τη 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.

Εκλάμψεις Ακτίνων Γάμμα

2007-06-02T00:00:18Z

Heal:

Πρόκειται για εκρήξεις που ελευθερώνουν τεράστιες ποσότητες ενέργειας, της τάξεως <math>10^{51-53}</math>erg/sec κυρίως υπό τη μορφή ακτίνων γάμμα. Ανάλογα με το είδος της ακτινοβολίας που εκπέμπουν και τη διάρκεια τους είναι δυνατόν να χωριστούν σε δύο κατηγορίες: στις μαλακές μακρές και στις σκληρές σύντομες. Η πρώτη κατηγορία περιλαμβάνει τις εκλάμψεις που διαρκούν πάνω από 2 δευτερόλεπτα και εκπέμπουν κυρίως στο φάσμα των μαλακών ακτίνων γάμμα. Η δεύτερη κατηγορία περιλαμβάνει τις εκλάμψεις που διαρκούν λιγότερο από 2 δευτερόλεπτα και εκπέμπουν κυρίως στις σκληρές ακτίνες γάμμα. Οι μαλακές μακρές εικάζεται πως προέρχονται από κατάρρευση του πυρήνα αστέρων μεγάλης μάζας, ενώ το πιθανότερο σενάριο για τις σκληρές σύντομες είναι αυτό της συσσωμάτωσης δύο συμπυκνωμένων σωμάτων, κατά πάσα πιθανότητα αστέρων νετρονίων. Η προέλευση τους είναι κοσμολογική, και οι πιο απομακρυσμένες έχουν παρατηρηθεί σε αποστάσεις που αντιστοιχούν σε ερυθρή μετατόπιση z=6.

Ραδιοαστρονομία

2006-10-17T21:37:28Z

Heal:

Κλάδος της [[Αστρονομία|Αστρονομίας]].

==Ορισμός==
[[Image:Radiotelescope-goog.jpg|thumb|Ραδιοτηλεσκόπιο χρησιμοποιούμενο από την NASA]]
Ασχολείται με την μελέτη των ηλεκτρομαγνητικών ακτινοβολιών, που εκπέμπονται στις συχνότητες των ραδιοκυμάτων απο τον [[Ήλιος|Ήλιο]], τους [[Αστέρας|αστέρες]] τους Γαλαξίες και την διαστρική ύλη και μπορούν να γίνουν αντιληπτές με ραδιοφωνικούς δέκτες.

==Μέθοδος Μελέτης==

Η [[Ηλεκτρομαγνητική Ακτινοβολία|ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία]] που εκπέμπεται από το διάστημα εκτείνεται σε ένα τεράστιο εύρος μήκους κύματος. Το ραδιοφωνικό μέρος του φάσματος αντιστοιχεί σε μήκη κύματος μεγαλύτερα από αυτά των μικροκυμάτων, ενίοτε τα μικροκύματα, με μήκος κύματος της τάξεως των χιλιοστών συμπεριλαμβάνονται στα ραδιοκύματα, και εκτείνεται θεωρητικά μέχρι το άπειρο, στην πράξη όμως τίθενται περιορισμοί λόγω των οργάνων. Η [[Ατμόσφαιρα|ατμόσφαιρα]] είναι διαφανής στις ακτινοβολίες με μήκος κύματος από κλάσματα του χιλιοστόμετρου έως μερικές εκατοντάδες μέτρα. Πρόκειται για το ραδιοφωνικό παράθυρο, δηλαδή τις συχνότητες που κατορθώνουν να φτάσουν μέχρι την επιφάνεια της Γης όπου και συλλέγονται από τα [[Ραδιοτηλεσκόπιο|ραδιοτηλεσκόπια]] για περαιτέρω ανάλυση και μελέτη.

==Ιστορία==
Η ραδιοαστρονομία οφείλει την γέννηση της στις έρευνες του αμερικανού μηχανικού Κάρλ Τζάνσκυ, που το 1932 προσπαθούσε να ανακαλύψει τα αίτια του θορύβου που περιόριζε την έκταση των δεκαμετρικών κυμάτων.

Μελετώντας με μια απλή κεραία την κατανομή στον χώρο των ραδιοκυμάτων υψηλής συχνότητας, ο Τζάνσκυ ανακάλυψε ένα σταθερό τομές προτίμησης εκπομπής μετρικών κυμάτων στον Τοξότη, στο ύψος του κέντρου του δικού μας Γαλαξία, σε μια ζώνη που κρύβεται απο μικρές οθόνες αδιαφανών αερίων.

Το 1940 ο Αμερικανός μηχανικός Γκράιτ Ρέμπερ κατόρθωσε να παρουσιάσει ένα ραδιοχάρτη του ουρανού, που πέτυχε στα 460ΜΗΖ. Οι τελειοποιήσεις των συσκευών ραντάρ κατα τον Β.ΠΠ , οι τυχαίες ανακαλύψεις των εκπομπών του ραδιοήλιου των πάλσαρ και των κβάσαρ καθώς και άλλες επιτυχίες στον επιστημονικό αυτό τομέα, εδραίωσαν την σημασία του κλάδου αυτού της αστρονομίας.

==Ραδιοκύματα==
Το παράθυρο των ραδιοκυμάτων είναι πολύ ευρύτερο απο το οπτικό και περιλαμβάνει όλες τις ακτινοβολίες υψηλής συχνότητας , που κατορθώνουν να διαπεράσουν την ιονισμένη στοιβάδα και την ατμόσφαιρα της γής, πρακτικά δηλαδή, περιλαμβάνει τα ραδιοκύματα μεταξύ των 30 μέτρων περίπου και μερικών χιλιοστομέτρων.

Επειδή η παρουσία νεφών δεν παρεμποδίζει την κανονική μετάδοση των δεκατομετρικών και εκατοσταμετρικών κυμάτων, οι παρατηρήσεις μπορούν να εκτελούνται τόσο όταν η ημέρα είναι καθαρή όσο και με νεφοσκεπή ουρανό.

Ενώ τα ηλεκτρομαγνητικά κύματα του οπτικού τομέα έχουν θερμική προέλευση, εξαρτώμενη απο τις ατομικές και μοριακές αντιδράσεις, τα ραδιοκύματα, αντίθετα επειδή προέρχονται απο τον κοσμικό χώρο, οφείλονται κυρίως στις μακροσκοπικές κινήσεις των ηλεκτρικώς φορτισμένων σωματιδίων .

==Πηγές Ραδιοκυμάτων==
Οι εκπομπές αυτές των ραδιοκυμάτων, αν είναι συνεχείς προέρχονται
*1) απο τον τρόπο με τον οποίο ανακόπτεται η εκτρέπεται η πορεία των ηλεκτρονίων σε ένα ιονισμένο αέριο
*2) απο τις αιωρήσεις του πλάσματος (ιονισμένο αέριο ) που προέρχεται απο την σύγκρουση των στροβιλοειδώς κινουμένων με πάρα πολύ υψηλές ταχύτητες μαζών, αιωρήσεις που προκαλούν απώλειες ταχύτητας και συνεπώς εκπομπή με μια χαρακτηριστική συχνότητα
*3) απο την γυρομαγνητική και συγχροτρονική ακτινοβολία , που αναπτύσσονται ως συνέπεια της απώλειας ενέργειας , την οποία υφίστανται τα ηλεκτρόνια όταν βρεθούν μέσα σε μαγνητικό πεδίο
*4) απο την ακτινοβολία που προέρχεται απο την συγκράτηση των ηλεκτρονίων κατα την διείσδυση τους σε ένα μέσο με ταχύτητα μεγαλύτερη απο εκείνη που έχει το φώς μέσα στο μέσο αυτό (ακτινοβολία Τσερένκοφ).

==Αντικείμενα Μελέτης της Ραδιοσατρονομίας==
* [[Ραδιοτηλεσκόπιο|Ραδιοτηλεσκόπια]]
*[[Πολωσιμετρία]] ραδιοπηγών
*Ραδιοεκπομπή από το [[Ηλιακό Σύστημα]]
*Ο [[Ουρανός|ουρανός]] σε ραδιοφωνικά μήκη κύματος
*Το κέντρο του [[Milky Way|Γαλαξία]]
*Υπολείμματα [[Supernova|Υπερκαινοφανών]]
*Περιοχές ιονισμένου [[Υδρογόνο|υδρογόνου]]
*Ουδέτερο υδρογόνο στο Γαλαξία
*Μοριακές ενώσεις στο [[Μεσοαστρικός Χώρος|Μεσοαστρικό χώρο]]
*[[Αστέρας Νετρονίων|Αστέρες νετρονίων]] (pulsars)
*[[Ραδιογαλαξίας|Ραδιογαλαξίες]] και [[Ημιαστέρας|ημιαστέρες]] (quasars)

==Ιστογραφία==
*http://users.otenet.gr/~smylo/myrada02.htm
[[Κατηγορία: Αστρονομία]]

Συζήτηση:Ραδιοαστρονομία

2006-10-16T19:38:41Z

Heal:

Eρώτηση προς τον συγγραφέα: Τί εννοείς όταν λες ότι η ραδιοαστρονομία ασχολείται με τη φασματοσκοπική ανάλυση? Στέλιος

Θα συμφωνήσω με τον Στέλιο, νομίζω πως η Ραδιοαστρονομία έχει να κάνει με τη μελέτη του Η/Μ φάσματος που βρίσκεται στην περιοχή των Ραδιοκυμάτων και δεν προέρχεται αποκλειστικά από αστέρια. --[[Χρήστης:Heal|Heal]] 19:38, 16 Οκτωβρίου 2006 (UTC)

Καραθεοδωρή, Κωνσταντίνος

2006-09-21T23:40:04Z

Heal:

Έλληνας μαθηματικός (1873-1950), γόνος επιφανούς οικογένειας της Κωνσταντινούπολης. Διέπρεψε σε Ευρωπαϊκά πανεπιστήμια. Γνωστός για τη συμβολή στη θεωρία μεταβολών, στην ανάλυση και στη θεωρία συναρτήσεων πραγματικής μεταβλητής. Σημαντική είναι η συνεργασία του με τον [[Einstein, Albert|Einstein]] και η συμβολή του στα μαθηματικά της [[Γενική Θεωρία της Σχετικότητας|Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας]].

[[Κατηγορία:Προσωπικότητες]]

Καραθεοδωρή, Κωνσταντίνος

2006-09-21T21:17:54Z

Heal:

Έλληνας μαθηματικός (1873-1950), από επιφανή οικογένεια της Κωνσταντινούπολης. Διέπρεψε σε Ευρωπαϊκά πανεπιστήμια. Γνωστός για τη συμβολή στη θεωρία μεταβολών, στην ανάλυση και στη θεωρία συναρτήσεων πραγματικής μεταβλητής. Σημαντική είναι η συνεργασία του με τον [[Einstein, Albert|Einstein]] και η συμβολή του στα μαθηματικά της [[Γενική Θεωρία της Σχετικότητας|Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας]].

[[Κατηγορία:Προσωπικότητες]]

Συζήτηση:Καραθοδωρής, Κωνσταντίνος

2006-09-21T20:49:46Z

Heal:

το ορθό είναι Καραθεοδωρή, Κωνσταντίνος

Δημιουργήθηκε νέο λήμμα στο οποίο και οδηγήθηκαν οι αναφορές

Γενική Θεωρία της Σχετικότητας

2006-09-21T20:48:14Z

Heal:

Η Γενική Θεωρία της Σχετικότητας προτάθηκε απο τον [[Einstein, Albert|Albert Einstein]] to 1916 και έκτοτε αποτελεί ένα από τα πλέον αγαπημένα πεδία στα οποία διασταυρώνονται τα ξίφη της επιστημονικής διανόησης. Η σημασία της στην Κοσμολογία ειναι πολύ μεγάλη καθόσον έννοιες όπως τα βαρυτικά κύματα αλλά και οι [[Μελανή Οπή|μαύρες τρύπες]] αποτελούν σαφείς προβλέψεις της εν λόγω θεωρίας.

Για την ιστορία αξίζει να αναφερθει η σημαντική βοήθεια που προσέφερε στον Einstein o λαμπρός μαθηματικός [[Καραθεοδωρή, Κωνσταντίνος|Κ. Καραθεοδωρή]].

== Αξιώματα ==

Η βασική αρχή της Γενικής Θεωρίας της σχετικότητας είναι η αρχή της ισοδυναμίας. Ένας παρατηρητής εντός ενός επιταχυνόμενου συστήματος αναφοράς αντιλαμβάνεται ακριβώς τα ίδια πράγματα με έναν παρατηρητή που βρίσκεται εντός ενός βαρυτικού πεδίου.

Η παραπάνω αρχή σχετίζεται με το ότι η [[Μάζα|μάζα]] των σωμάτων εμφανίζει διττή φύση: α) αποτελεί μέτρο της αδράνειας των σωμάτων (αδρανειακή μάζα) και β) εισερχόμενη στο νόμο της παγκόσμιας έλξης, αποτελεί μέτρο των ελκτικών δυνάμεων οι οποίες αναπτύσσονται ανάμεσα στα σώματα (βαρυτική μαζα). Οι δυο αυτές μορφές δεν υποχρεούνται να ταυτίζονται κατ' ανάγκην, όμως τα πειράματα που εκτέλεσε ο Eotvos στα τέλη του 19ου αιώνα αλλά και επόμενα συνηγορούν στη θεώρηση αυτή. Κατά συνέπεια ένας παρατηρητής δεν μπορεί να ξεχωρίσει εάν εκτελεί ελεύθερη πτώση ή βρίσκεται σε ένα αδρανειακό σύστημα αναφοράς. Κατά συνέπεια ένα επιταχυνόμενο σύστημα αναφοράς μπορεί να ταυτισθεί πλήρως με ένα βαρυτικό πεδίο.

Επίσης σημαντική θέση έχει η αρχή του γενικού συναλλοιώτου: οι νόμοι της φυσικής πρέπει να είναι ίδιοι σε όλα ανεξαιρέτως τα συστήματα αναφορας, [[Αδρανειακό Σύστημα Αναφορας|αδρανεικά]] ή μη, και αυτό επιτυγχάνεται μέσω της Γενικής Σχετικότητας.

== Βαρύτητα ==

Η γενική θεωρία της σχετικότητας εκτός του ότι πλέον παρέχει τη δυνατότητα περιγραφής των νόμων της φυσικής σε όλα τα συστήματα αναφοράς, δίνει μια πιο ακριβή περιγραφή της [[Βαρύτητα|βαρύτητητας]]. Η κεντρική ιδέα της είναι ότι η μάζα καμπυλώνει τον χωροχρόνο και η καμπύλωση του χωροχρόνου καθορίζει την κίνηση της μάζας.

== Πειραματικές-Παρατηρησιακές Επιβεβαιώσεις ==

Η γενική θεωρία της σχετικότητας προβλέψεις οι οποίες είναι δυνατόν να επαληθευτούν μέσα από παρατηρήσεις ή πειράματα, μεταξύ αυτών είναι και οι ακόλουθες:

=== Μετάθεση του Περιήλιου του Ερμή ===

H θεση του [[Περιήλιο|περιήλιου]] του πλανήτη [[Ερμής|Ερμή]] μετατίθεται κατά 5599,7 δευτερόλεπτα του τόξου ανά αιώνα. Η Νευτώνεια μηχανική, συνυπολογιζόντας την βαρυτική έλξη των υπολοίπων πλανητών προβλέπει μετάπτωση 5557 δευτετόλεπτα του τόξου ανά αιώνα. Η Γ.Θ.Σ. προβλέπει μια επιπλέον μετάπτωση κατά 43" η οποία δίνει με ακρίβεια τον απαιτούμενο αριθμό. Η παραπάνω επιβεβαίωση ήταν ο πρώτος αλλά όχι ο τελευταίος θρίαμβος της Γ.Θ.Σ.

=== Βαρυτική Καμπύλωση της Τροχιάς του Φωτός ===

Το φως όταν διέρχεται από περιοχές έντονης καμπύλωσης του χωρόχρονου, παύει να ακολουθεί ευθύγραμμη πορεία, αλλά εκτρέπεται. Το παραπάνω παρατηρήθηκε για πρώτη φορά το 1920 απο τον [[Eddington, Arthur|Sir Arthur Eddington]] κατά τη διάρκεια [[Ολική Έκλειψη Ηλίου|ολικής έκλειψης Ηλίου]] και αποτελεί άλλη μια επαλήθευση της Γ.Θ.Σ.

=== Η Βαρυτική Ερυθρή Μετατόπιση του Φωτός ===

Φαινόμενο κατά το οποίο το φως που εκπέμπεται από περιοχή υψηλού βαρυτικού πεδίου και λαμβάνεται από δέκτη σε περιοχή χαμηλότερου βαρυτικού πεδίου, εμφανίζεται μετατοπισμένο προς το ερυθρό. Επιβεβαιώθηκε πειραματικά με την διένεργεια του πειράματος Pound-Rebka στο Πανεπιστήμιο του Harvard.

== Όρια εφαρμογής ==

Η Γ.Θ.Σ. στο όριο των χαμηλών βαρυτικών πεδίων προσεγγίζεται με μεγάλη ακρίβεια από την κλασσική θεωρία. Σε αυτές τις περιπτώσεις χρησιμοποίειται η Νευώνεια μηχανική αφού δίνει ακριβή αποτελέσματα και απαιτεί απλούστερους υπολογισμούς σε σχέση με τη Γ.Θ.Σ.

Επίσης απουσία πηγών βαρυτικού πεδίου η Γ.Θ.Σ. περιλαμβάνει ως υποπερίπτωση την [[Ειδική Θεωρία της Σχετικότητας]].

Η Γ.Θ.Σ. δεν έχει ελεγχθεί στο όριο των μικρών αποστάσεων, λόγω της εξαιρετικής δυσκολίας που παρουσιάζουν αυτά τα πειράματα.

Επίσης δεν έχει ελεγθεί σε περιοχές πολύ υψηλών πεδίων βαρύτητας όπου τα κβαντικά φαινόμενα έχουν καίρια σημασία. Για τέτοια ζητήματα έχουν αναπτυχθεί θεωρίες ενοποίησης αλλά πρόκειται για πεδίο έντονης έρευνας και δεν υπάρχουν ακόμη οριστικές απαντήσεις.

[[Κατηγορία:Βασικές Έννοιες Φυσικής]]
[[Κατηγορία:Κοσμολογία]]

Γενική Θεωρία της Σχετικότητας

2006-09-21T20:12:54Z

Heal:

Η Γενική Θεωρία της Σχετικότητας προτάθηκε απο τον [[Einstein, Albert|Albert Einstein]] to 1916 και έκτοτε αποτελεί ένα από τα πλέον αγαπημένα πεδία στα οποία διασταυρώνονται τα ξίφη της επιστημονικής διανόησης. Η σημασία της στην Κοσμολογία ειναι πολύ μεγάλη καθόσον έννοιες όπως τα βαρυτικά κύματα αλλά και οι [[Μελανή Οπή|μαύρες τρύπες]] αποτελούν σαφείς προβλέψεις της εν λόγω θεωρίας.

Για την ιστορία αξίζει να αναφερθει η σημαντική βοήθεια που προσέφερε στον Einstein o λαμπρός μαθηματικός [[Καραθοδωρής, Κωνσταντίνος|Κ. Καραθοδωρής]].

== Αξιώματα ==

Η βασική αρχή της Γενικής Θεωρίας της σχετικότητας είναι η αρχή της ισοδυναμίας. Ένας παρατηρητής εντός ενός επιταχυνόμενου συστήματος αναφοράς αντιλαμβάνεται ακριβώς τα ίδια πράγματα με έναν παρατηρητή που βρίσκεται εντός ενός βαρυτικού πεδίου.

Η παραπάνω αρχή σχετίζεται με το ότι η [[Μάζα|μάζα]] των σωμάτων εμφανίζει διττή φύση: α) αποτελεί μέτρο της αδράνειας των σωμάτων (αδρανειακή μάζα) και β) εισερχόμενη στο νόμο της παγκόσμιας έλξης, αποτελεί μέτρο των ελκτικών δυνάμεων οι οποίες αναπτύσσονται ανάμεσα στα σώματα (βαρυτική μαζα). Οι δυο αυτές μορφές δεν υποχρεούνται να ταυτίζονται κατ' ανάγκην, όμως τα πειράματα που εκτέλεσε ο Eotvos στα τέλη του 19ου αιώνα αλλά και επόμενα συνηγορούν στη θεώρηση αυτή. Κατά συνέπεια ένας παρατηρητής δεν μπορεί να ξεχωρίσει εάν εκτελεί ελεύθερη πτώση ή βρίσκεται σε ένα αδρανειακό σύστημα αναφοράς. Κατά συνέπεια ένα επιταχυνόμενο σύστημα αναφοράς μπορεί να ταυτισθεί πλήρως με ένα βαρυτικό πεδίο.

Επίσης σημαντική θέση έχει η αρχή του γενικού συναλλοιώτου: οι νόμοι της φυσικής πρέπει να είναι ίδιοι σε όλα ανεξαιρέτως τα συστήματα αναφορας, [[Αδρανειακό Σύστημα Αναφορας|αδρανεικά]] ή μη, και αυτό επιτυγχάνεται μέσω της Γενικής Σχετικότητας.

== Βαρύτητα ==

Η γενική θεωρία της σχετικότητας εκτός του ότι πλέον παρέχει τη δυνατότητα περιγραφής των νόμων της φυσικής σε όλα τα συστήματα αναφοράς, δίνει μια πιο ακριβή περιγραφή της [[Βαρύτητα|βαρύτητητας]]. Η κεντρική ιδέα της είναι ότι η μάζα καμπυλώνει τον χωροχρόνο και η καμπύλωση του χωροχρόνου καθορίζει την κίνηση της μάζας.

== Πειραματικές-Παρατηρησιακές Επιβεβαιώσεις ==

Η γενική θεωρία της σχετικότητας προβλέψεις οι οποίες είναι δυνατόν να επαληθευτούν μέσα από παρατηρήσεις ή πειράματα, μεταξύ αυτών είναι και οι ακόλουθες:

=== Μετάθεση του Περιήλιου του Ερμή ===

H θεση του [[Περιήλιο|περιήλιου]] του πλανήτη [[Ερμής|Ερμή]] μετατίθεται κατά 5599,7 δευτερόλεπτα του τόξου ανά αιώνα. Η Νευτώνεια μηχανική, συνυπολογιζόντας την βαρυτική έλξη των υπολοίπων πλανητών προβλέπει μετάπτωση 5557 δευτετόλεπτα του τόξου ανά αιώνα. Η Γ.Θ.Σ. προβλέπει μια επιπλέον μετάπτωση κατά 43" η οποία δίνει με ακρίβεια τον απαιτούμενο αριθμό. Η παραπάνω επιβεβαίωση ήταν ο πρώτος αλλά όχι ο τελευταίος θρίαμβος της Γ.Θ.Σ.

=== Βαρυτική Καμπύλωση της Τροχιάς του Φωτός ===

Το φως όταν διέρχεται από περιοχές έντονης καμπύλωσης του χωρόχρονου, παύει να ακολουθεί ευθύγραμμη πορεία, αλλά εκτρέπεται. Το παραπάνω παρατηρήθηκε για πρώτη φορά το 1920 απο τον [[Eddington, Arthur|Sir Arthur Eddington]] κατά τη διάρκεια [[Ολική Έκλειψη Ηλίου|ολικής έκλειψης Ηλίου]] και αποτελεί άλλη μια επαλήθευση της Γ.Θ.Σ.

=== Η Βαρυτική Ερυθρή Μετατόπιση του Φωτός ===

Φαινόμενο κατά το οποίο το φως που εκπέμπεται από περιοχή υψηλού βαρυτικού πεδίου και λαμβάνεται από δέκτη σε περιοχή χαμηλότερου βαρυτικού πεδίου, εμφανίζεται μετατοπισμένο προς το ερυθρό. Επιβεβαιώθηκε πειραματικά με την διένεργεια του πειράματος Pound-Rebka στο Πανεπιστήμιο του Harvard.

== Όρια εφαρμογής ==

Η Γ.Θ.Σ. στο όριο των χαμηλών βαρυτικών πεδίων προσεγγίζεται με μεγάλη ακρίβεια από την κλασσική θεωρία. Σε αυτές τις περιπτώσεις χρησιμοποίειται η Νευώνεια μηχανική αφού δίνει ακριβή αποτελέσματα και απαιτεί απλούστερους υπολογισμούς σε σχέση με τη Γ.Θ.Σ.

Επίσης απουσία πηγών βαρυτικού πεδίου η Γ.Θ.Σ. περιλαμβάνει ως υποπερίπτωση την [[Ειδική Θεωρία της Σχετικότητας]].

Η Γ.Θ.Σ. δεν έχει ελεγχθεί στο όριο των μικρών αποστάσεων, λόγω της εξαιρετικής δυσκολίας που παρουσιάζουν αυτά τα πειράματα.

Επίσης δεν έχει ελεγθεί σε περιοχές πολύ υψηλών πεδίων βαρύτητας όπου τα κβαντικά φαινόμενα έχουν καίρια σημασία. Για τέτοια ζητήματα έχουν αναπτυχθεί θεωρίες ενοποίησης αλλά πρόκειται για πεδίο έντονης έρευνας και δεν υπάρχουν ακόμη οριστικές απαντήσεις.

[[Κατηγορία:Βασικές Έννοιες Φυσικής]]
[[Κατηγορία:Κοσμολογία]]

Γενική Θεωρία της Σχετικότητας

2006-09-21T20:12:21Z

Heal:

Η Γενική Θεωρία της Σχετικότητας προτάθηκε απο τον [[Einstein, Albert|Albert Einstein]] to 1916 και έκτοτε αποτελεί ένα από τα πλέον αγαπημένα πεδία στα οποία διασταυρώνονται τα ξίφη της επιστημονικής διανόησης. Η σημασία της στην Κοσμολογία ειναι πολύ μεγάλη καθόσον έννοιες όπως τα βαρυτικά κύματα αλλά και οι [[Μελανή Οπή|μαύρες τρύπες]] αποτελούν σαφείς προβλέψεις της εν λόγω θεωρίας.

Για την ιστορία αξίζει να αναφερθει η σημαντική βοήθεια που προσέφερε στον Einstein o λαμπρός μαθηματικός [[Καραθοδωρής, Κωνσταντίνος|Κ. Καραθοδωρής]].

== Αξιώματα ==

Η βασική αρχή της Γενικής Θεωρίας της σχετικότητας είναι η αρχή της ισοδυναμίας. Ένας παρατηρητής εντός ενός επιταχυνόμενου συστήματος αναφοράς αντιλαμβάνεται ακριβώς τα ίδια πράγματα με έναν παρατηρητή που βρίσκεται εντός ενός βαρυτικού πεδίου.

Η παραπάνω αρχή σχετίζεται με το ότι η [[Μάζα|μάζα]] των σωμάτων εμφανίζει διττή φύση: α) αποτελεί μέτρο της αδράνειας των σωμάτων (αδρανειακή μάζα) και β) εισερχόμενη στο νόμο της παγκόσμιας έλξης, αποτελεί μέτρο των ελκτικών δυνάμεων οι οποίες αναπτύσσονται ανάμεσα στα σώματα (βαρυτική μαζα). Οι δυο αυτές μορφές δεν υποχρεούνται να ταυτίζονται κατ' ανάγκην, όμως τα πειράματα που εκτέλεσε ο Eotvos στα τέλη του 19ου αιώνα αλλά και επόμενα συνηγορούν στη θεώρηση αυτή. Κατά συνέπεια ένας παρατηρητής δεν μπορεί να ξεχωρίσει εάν εκτελεί ελεύθερη πτώση ή βρίσκεται σε ένα αδρανειακό σύστημα αναφοράς. Κατά συνέπεια ένα επιταχυνόμενο σύστημα αναφοράς μπορεί να ταυτισθεί πλήρως με ένα βαρυτικό πεδίο.

Επίσης σημαντική θέση έχει η αρχή του γενικού συναλλοιώτου: οι νόμοι της φυσικής πρέπει να είναι ίδιοι σε όλα ανεξαιρέτως τα συστήματα αναφορας, [[Αδρανειακό Σύστημα Αναφορας|αδρανεικά]] ή μη, και αυτό επιτυγχάνεται μέσω της Γενικής Σχετικότητας.

== Βαρύτητα ==

Η γενική θεωρία της σχετικότητας εκτός του ότι πλέον παρέχει τη δυνατότητα περιγραφής των νόμων της φυσικής σε όλα τα συστήματα αναφοράς, δίνει μια πιο ακριβή περιγραφή της [[Βαρύτητα|βαρύτητητας]]. Η κεντρική ιδέα της είναι ότι η μάζα καμπυλώνει τον χωροχρόνο και η καμπύλωση του χωροχρόνου καθορίζει την κίνηση της μάζας.

== Πειραματικές-Παρατηρησιακές Επιβεβαιώσεις ==

Η γενική θεωρία της σχετικότητας προβλέψεις οι οποίες είναι δυνατόν να επαληθευτούν μέσα από παρατηρήσεις ή πειράματα, μεταξύ αυτών είναι και οι ακόλουθες:

=== Μετάπτωση του Περιήλιου του Ερμή ===

H θεση του [[Περιήλιο|περιήλιου]] του πλανήτη [[Ερμής|Ερμή]] μετατίθεται κατά 5599,7 δευτερόλεπτα του τόξου ανά αιώνα. Η Νευτώνεια μηχανική, συνυπολογιζόντας την βαρυτική έλξη των υπολοίπων πλανητών προβλέπει μετάπτωση 5557 δευτετόλεπτα του τόξου ανά αιώνα. Η Γ.Θ.Σ. προβλέπει μια επιπλέον μετάπτωση κατά 43" η οποία δίνει με ακρίβεια τον απαιτούμενο αριθμό. Η παραπάνω επιβεβαίωση ήταν ο πρώτος αλλά όχι ο τελευταίος θρίαμβος της Γ.Θ.Σ.

=== Βαρυτική Καμπύλωση της Τροχιάς του Φωτός ===

Το φως όταν διέρχεται από περιοχές έντονης καμπύλωσης του χωρόχρονου, παύει να ακολουθεί ευθύγραμμη πορεία, αλλά εκτρέπεται. Το παραπάνω παρατηρήθηκε για πρώτη φορά το 1920 απο τον [[Eddington, Arthur|Sir Arthur Eddington]] κατά τη διάρκεια [[Ολική Έκλειψη Ηλίου|ολικής έκλειψης Ηλίου]] και αποτελεί άλλη μια επαλήθευση της Γ.Θ.Σ.

=== Η Βαρυτική Ερυθρή Μετατόπιση του Φωτός ===

Φαινόμενο κατά το οποίο το φως που εκπέμπεται από περιοχή υψηλού βαρυτικού πεδίου και λαμβάνεται από δέκτη σε περιοχή χαμηλότερου βαρυτικού πεδίου, εμφανίζεται μετατοπισμένο προς το ερυθρό. Επιβεβαιώθηκε πειραματικά με την διένεργεια του πειράματος Pound-Rebka στο Πανεπιστήμιο του Harvard.

== Όρια εφαρμογής ==

Η Γ.Θ.Σ. στο όριο των χαμηλών βαρυτικών πεδίων προσεγγίζεται με μεγάλη ακρίβεια από την κλασσική θεωρία. Σε αυτές τις περιπτώσεις χρησιμοποίειται η Νευώνεια μηχανική αφού δίνει ακριβή αποτελέσματα και απαιτεί απλούστερους υπολογισμούς σε σχέση με τη Γ.Θ.Σ.

Επίσης απουσία πηγών βαρυτικού πεδίου η Γ.Θ.Σ. περιλαμβάνει ως υποπερίπτωση την [[Ειδική Θεωρία της Σχετικότητας]].

Η Γ.Θ.Σ. δεν έχει ελεγχθεί στο όριο των μικρών αποστάσεων, λόγω της εξαιρετικής δυσκολίας που παρουσιάζουν αυτά τα πειράματα.

Επίσης δεν έχει ελεγθεί σε περιοχές πολύ υψηλών πεδίων βαρύτητας όπου τα κβαντικά φαινόμενα έχουν καίρια σημασία. Για τέτοια ζητήματα έχουν αναπτυχθεί θεωρίες ενοποίησης αλλά πρόκειται για πεδίο έντονης έρευνας και δεν υπάρχουν ακόμη οριστικές απαντήσεις.

[[Κατηγορία:Βασικές Έννοιες Φυσικής]]
[[Κατηγορία:Κοσμολογία]]

Γενική Θεωρία της Σχετικότητας

2006-09-21T20:11:11Z

Heal:

Η Γενική Θεωρία της Σχετικότητας προτάθηκε απο τον [[Einstein, Albert|Albert Einstein]] to 1916 και έκτοτε αποτελεί ένα από τα πλέον αγαπημένα πεδία στα οποία διασταυρώνονται τα ξίφη της επιστημονικής διανόησης. Η σημασία της στην Κοσμολογία ειναι πολύ μεγάλη καθόσον έννοιες όπως τα βαρυτικά κύματα αλλά και οι [[Μελανή Οπή|μαύρες τρύπες]] αποτελούν σαφείς προβλέψεις της εν λόγω θεωρίας.

Για την ιστορία αξίζει να αναφερθει η σημαντική βοήθεια που προσέφερε στον Einstein o λαμπρός μαθηματικός [[Καραθοδωρής, Κωνσταντίνος|Κ. Καραθοδωρής]].

== Αξιώματα ==

Η βασική αρχή της Γενικής Θεωρίας της σχετικότητας είναι η αρχή της ισοδυναμίας. Ένας παρατηρητής εντός ενός επιταχυνόμενου συστήματος αναφοράς αντιλαμβάνεται ακριβώς τα ίδια πράγματα με έναν παρατηρητή που βρίσκεται εντός ενός βαρυτικού πεδίου.

Η παραπάνω αρχή σχετίζεται με το ότι η [[Μάζα|μάζα]] των σωμάτων εμφανίζει διττή φύση: α) αποτελεί μέτρο της αδράνειας των σωμάτων (αδρανειακή μάζα) και β) εισερχόμενη στο νόμο της παγκόσμιας έλξης, αποτελεί μέτρο των ελκτικών δυνάμεων οι οποίες αναπτύσσονται ανάμεσα στα σώματα (βαρυτική μαζα). Οι δυο αυτές μορφές δεν υποχρεούνται να ταυτίζονται κατ' ανάγκην, όμως τα πειράματα που εκτέλεσε ο Eotvos στα τέλη του 19ου αιώνα αλλά και επόμενα συνηγορούν στη θεώρηση αυτή. Κατά συνέπεια ένας παρατηρητής δεν μπορεί να ξεχωρίσει εάν εκτελεί ελεύθερη πτώση ή βρίσκεται σε ένα αδρανειακό σύστημα αναφοράς. Κατά συνέπεια ένα επιταχυνόμενο σύστημα αναφοράς μπορεί να ταυτισθεί πλήρως με ένα βαρυτικό πεδίο.

Επίσης σημαντική θέση έχει η αρχή του γενικού συναλλοιώτου: οι νόμοι της φυσικής πρέπει να είναι ίδιοι σε όλα ανεξαιρέτως τα συστήματα αναφορας, [[Αδρανειακό Σύστημα Αναφορας|αδρανεικά]] ή μη, και αυτό επιτυγχάνεται μέσω της Γενικής Σχετικότητας.

== Βαρύτητα ==

Η γενική θεωρία της σχετικότητας εκτός του ότι πλέον παρέχει τη δυνατότητα περιγραφής των νόμων της φυσικής σε όλα τα συστήματα αναφοράς, δίνει μια πιο ακριβή περιγραφή της [[Βαρύτητα|βαρύτητητας]]. Η κεντρική ιδέα της είναι ότι η μάζα καμπυλώνει τον χωροχρόνο και η καμπύλωση του χωροχρόνου καθορίζει την κίνηση της μάζας.

== Πειραματικές-Παρατηρησιακές Επιβεβαιώσεις ==

Η γενική θεωρία της σχετικότητας προβλέψεις οι οποίες είναι δυνατόν να επαληθευτούν μέσα από παρατηρήσεις ή πειράματα, μεταξύ αυτών είναι και οι ακόλουθες:

=== Μετάπτωση του Περιήλιου του Ερμή ===

H θεση του [[Περιήλιο|περιήλιου]] του πλανήτη [[Ερμής|Ερμή]] μετατίθεται κατά 5599,7 δευτερόλεπτα του τόξου ανά αιώνα. Η Νευτώνεια μηχανική, συνυπολογιζόντας την βαρυτική έλξη των υπολοίπων πλανητών προβλέπει μετάπτωση 5557 δευτετόλεπτα του τόξου ανά αιώνα. Η Γ.Θ.Σ. προβλέπει μια επιπλέον μετάπτωση κατά 43" η οποία δίνει με ακρίβεια τον απαιτούμενο αριθμό. Η παραπάνω επιβεβαίωση ήταν ο πρώτος αλλά όχι ο τελευταίος θρίαμβος της Γ.Θ.Σ.

=== Βαρυτική Καμπύλωση της Τροχιάς του Φωτός ===

Το φως όταν διέρχεται από περιοχές έντονης καμπύλωσης του χωρόχρονου, παύει να ακολουθεί ευθύγραμμη πορεία, αλλά εκτρέπεται. Το παραπάνω παρατηρήθηκε για πρώτη φορά το 1920 απο τον [[Eddington Arthur|Sir Arthur Eddington]] κατά τη διάρκεια [[Έκλειψη Ηλίου|ολικής έκλειψης Ηλίου]]. Και αποτελεί άλλη μια επαλήθευση της Γ.Θ.Σ.

=== Η Βαρυτική Ερυθρή Μετατόπιση του Φωτός ===

Φαινόμενο κατά το οποίο το φως που εκπέμπεται από περιοχή υψηλού βαρυτικού πεδίου και λαμβάνεται από δέκτη σε περιοχή χαμηλότερου βαρυτικού πεδίου, εμφανίζεται μετατοπισμένο προς το ερυθρό. Επιβεβαιώθηκε πειραματικά με την διένεργεια του πειράματος Pound-Rebka στο Πανεπιστήμιο του Harvard.

== Όρια εφαρμογής ==

Η Γ.Θ.Σ. στο όριο των χαμηλών βαρυτικών πεδίων προσεγγίζεται με μεγάλη ακρίβεια από την κλασσική θεωρία. Σε αυτές τις περιπτώσεις χρησιμοποίειται η Νευώνεια μηχανική αφού δίνει ακριβή αποτελέσματα και απαιτεί απλούστερους υπολογισμούς σε σχέση με τη Γ.Θ.Σ.

Επίσης απουσία πηγών βαρυτικού πεδίου η Γ.Θ.Σ. περιλαμβάνει ως υποπερίπτωση την [[Ειδική Θεωρία της Σχετικότητας]].

Η Γ.Θ.Σ. δεν έχει ελεγχθεί στο όριο των μικρών αποστάσεων, λόγω της εξαιρετικής δυσκολίας που παρουσιάζουν αυτά τα πειράματα.

Επίσης δεν έχει ελεγθεί σε περιοχές πολύ υψηλών πεδίων βαρύτητας όπου τα κβαντικά φαινόμενα έχουν καίρια σημασία. Για τέτοια ζητήματα έχουν αναπτυχθεί θεωρίες ενοποίησης αλλά πρόκειται για πεδίο έντονης έρευνας και δεν υπάρχουν ακόμη οριστικές απαντήσεις.

[[Κατηγορία:Βασικές Έννοιες Φυσικής]]
[[Κατηγορία:Κοσμολογία]]

Συζήτηση:Αρνητική Μάζα

2006-09-15T18:18:18Z

Heal:

Υπάρχουν πηγές για αυτό το άρθρο; Επειδή έχω την αίσθηση ότι δεν υπάρχουν στοιχεία που να επιβεβαιώνουν αυτή την άποψη αν κάποιος μπορεί να επιληφθεί του ζητήματος και είτε να προσθέσει πηγές και αναφορές είτε να αφαιρέσει τα αμφισβητούμενα κομμάτια.

Κώστας

Μελανή Οπή

2006-09-10T23:36:17Z

Heal:

Πρόκειται για υπέρπυκνο αντικείμενο που προβλέπεται απο τη [[Γενική Θεωρία της Σχετικότητας]]. Τρεις είναι οι βασικοί τρόποι που έχουν προταθεί για τη δημιουργία των μελανών οπών.

Από αστρική κατάρρευση. Όταν ένα [[Αστέρι|αστέρι]] φτάσει στα τελευταία στάδια της [[Αστρική Εξέλιξη|εξέλιξης]] του και η μάζα που απομένει ξεπερνάει τις 3.5 [[Ηλιακή Μάζα|Ηλιακές Μάζες]] τότε η πίεση εκφυλισμένων σωματιδίων δεν μπορεί να συγκρατήσει τη βαρυτική κατάρρευση με αποτέλεσμα το αντικείμενο θεωρητικά να συστέλλεται στο διηνεκές. Όταν η φυσική διάσταση του σώματος γίνει μικρότερη της ακτίνας [[Schwarzschild, Karl|Schwarzschild]] που ισούται με <math>2GM/c^2</math> τότε η ταχύτητα διαφυγής εξισώνεται με την ταχύτητα του φωτός με συνέπεια τίποτα να μην μπορεί να διαφύγει από το αντικείμενο. Αυτό πρόκειται για μια εξήγηση με βάση της κλασική φυσική. Στην Γενική Θεωρία της Σχετικότητας|σχετικιστική περιγραφή αυτό που συμβαίνει είναι ότι ο χώρος στρεβλώνεται σε τέτοιο βαθμό με αποτέλεσμα η μετατόπιση προς το ερυθρό να απειρίζεται και κανένα φωτόνιο να μη μπορεί να διαφύγει.

Στους πυρήνες [[Γαλαξίας|γαλαξιών]]: Έχει διαπιστωθεί ότι στους περισσότερους γαλαξίες βρίσκεται μια γιγαντιαία μελανή οπή, με μάζα αρκετά εκατομμύρια [[Ηλιακή Μάζα|Ηλιακές Μάζες]]. Η μελανή οπή αυτή δημιουργήθηκε παράλληλα με τη δημιουργία του [[Γαλαξίας|γαλαξία]].

Αρχέγονες Μελανές οπές: Δημιουργήθηκαν στα πρώτα στάδια της δημιουργιας του [[Σύμπαν|Σύμπαντος]], έχουν απειροελάχιστη μάζα και διαστάσεις. Ακόμη δεν έχουν επιβεβαιωθεί παρατηρησιακά, αλλά παρουσιάζουν ιδιαίτερο ενδιαφέρον.

Γενικά, η [[Παρατήρηση Μελανής Οπής|παρατήρηση μελανής οπής]] είναι μια δύσκολη υπόθεση.

[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]

Βοήθεια:Περιεχόμενα

2006-09-08T00:16:25Z

Heal:

Επίσης δείτε: [[astronomia.gr:FAQ|FAQ]]



Εδώ θα βρείτε μερικές '''οδηγίες''' ως προς την '''επεξεργασία''' και συγγραφή των άρθρων. Μπορείτε να έχετε αυτή τη σελίδα ανοιχτή σε ένα παράθυρο όταν γράφετα τα πρώτα σας άρθρα, ως βοήθεια και μέσο αναφοράς σε θέματα που αφορούν στην συγγραφή ενός καλά δομημένου και ευκολοδιάβαστου άρθρου.

==Γενικά==
Η συγγραφή ενός άρθρου στο astronomia.gr γενικά είναι κάτι εύκολο. Δε χρειάζεται ιδιαίτερες γνώσεις υπολογιστών και έτσι ο καθένας μπορεί να συμβάλλει στην ανάπτυξη της εγκυκλοπαίδειας. Στην πραγματικότητα, αυτό είναι και το νόημα μιας σελίδας ''wiki'', όπως ονομάζονται οι σελίδες τέτοιου είδους.

Ας δούμε όμως μερικά βασικά στοιχεία δημιουργίας και επεξεργασίας άρθρων.

==Δημιουργία - Επεξεργασία==

=== Δημιουργία νέου άρθρου ===
Για να δημιουργήσουμε ένα νέο άρθρο τα πράγματα είναι πολύ απλά. Κάνουμε μια αναζήτηση με το όνομα του άρθρου που θέλουμε να δημιουργήσουμε και αν η αναζήτηση δε φέρει αποτελέσματα έχουμε την επιλογή από το σύστημα να ξεκινήσουμε εμείς αυτό το άρθρο. Το μόνο που πρέπει να προσέξουμε είναι μήπως το άρθρο υπάρχει ήδη με μια άλλη, εναλλακτική ονομασία που μας έχει διαφύγει. Αλλά και κάτι τέτοιο να γίνει δεν υπάρχει λόγος ανησυχίας, κάποιος θα βρει και θα διορθώσει το διπλό άρθρο.

Συνήθως, όταν δημιουργούμε ένα νέο άρθρο το κατατάσσουμε και στην αντίστοιχη [[Ειδικό:Categories|κατηγορία]], απλά προσθέτοντας τη γραμμή ''<nowiki>[[Κατηγορία:Τάδε]]</nowiki>''

=== Βασικά στοιχεία επεξεργασίας ===
Αφού έχουμε δημιουργήσει το άρθρο μας -ή έχουμε πατήσει '''''επεξεργασία''''' σε κάποιο ήδη υπάρχον - έρχεται η ώρα να περάσουμε στο ουσιαστικό κομμάτι, να προσθέσουμε το κείμενο! Αρχικά τα πράγματα είναι πολύ εύκολα: Απλά γράφουμε! Για νέα παράγραφο αφήνουμε μια κενή σειρά (δεν πάμε απλά στην απο κάτω γραμμή). Αν θέλουμε να "σπάσουμε" τη γραμμή χωρίς να αλλάξουμε παράγραφο, μπορούμε να χρησιμοποιήσουμε το <nowiki> </nowiki>, κάτι που πρέπει γενικά να αποφεύγεται. Για '''έντονα''' γράμματα απλά περικλείουμε τη λέξη με <nowiki>'''</nowiki>, ενώ για ''πλαγιαστά'' με <nowiki>''</nowiki>. Για '''''έντονα και πλαγιαστά''''', όπως κάποιος μπορεί να φανταστεί βάζουμε <nowiki>'''''</nowiki> δεξιά και αριστερά από τη λέξη.

'''Παράδειγμα'''
{| border="1" cellpadding="2" cellspacing="0"
|-
| width=50% | '''Πως φαίνεται'''
| width=50% | '''Πως το γράφετε'''
|-valign="top"
|'''bold'''
|<pre>'''bold'''</pre>
|}

Επίσης, μπορούμε να εισάγουμε ένα περιθώριο στην αρχή της γραμμής, απλά με ένα <nowiki>:</nowiki> στην αρχή της. Ακόμα, μπορούμε να παραθέσουμε λόγια κάποιου, ή απόσπασμα από κάποιο κείμενο με τη μορφή <nowiki><blockquote></blockquote></nowiki>, όπως στο

'''Παράδειγμα'''
{| border="1" cellpadding="2" cellspacing="0"
|-
| width=50% | '''Πως φαίνεται'''
| width=50% | '''Πως το γράφετε'''
|-valign="top"
|
:Με άνω και κάτω τελεία βάζουμε ένα περιθώριο στην αρχή της παραγράφου.
Συνεχίζοντας στην επόμενη σειρά δημιουργείται νέα παράγραφος. Και για να παραθέσουμε τα λόγια του επιστήμονα:
<blockquote>Δύο πράγματα στον κόσμο είναι άπειρα, το σύμπαν και η ανθρώπινη βλακεία. Και δεν είμαι απόλυτα σίγουρος για το πρώτο.</blockquote>
|
<pre>
:Με άνω και κάτω τελεία βάζουμε ένα περιθώριο στην αρχή της παραγράφου.
Συνεχίζοντας στην επόμενη σειρά δημιουργείται νέα παράγραφος.
Και για να παραθέσουμε τα λόγια του επιστήμονα:
<blockquote>Δύο πράγματα στον κόσμο είναι άπειρα,
το σύμπαν και η ανθρώπινη βλακεία.
Και δεν είμαι απόλυτα σίγουρος για το πρώτο.</blockquote>
</pre>
|}

=== Ενότητες ===

Για καλύτερη δόμηση του κειμένου και πιο ευχάριστο διάβασμα αλλά και ευκολότερη εύρεση πληροφοριών, ειναί καλό να χωρίζουμε το κείμενό μας σε ενότητες, όπως αυτές του παρόντος άρθρου. Ένα κείμενο με τέσσερις ή παραπάνω ενότητες αποκτά αυτόματα ένα Πίνακα Περιεχομένων. Ίσως να νομίζετε πως να δημιουργήσετε ενότητες είναι δύσκολο, στην πραγματικότητα δεν είναι! Με <nowiki>==Ενότητα==</nowiki> αρχίζεται μια νέα ενότητα, με <nowiki>===Υποενότητα===</nowiki> και με <nowiki>===Υπο-υπόενότητα===</nowiki>. Για παράδειγμα

'''Παράδειγμα'''
{| border="1" cellpadding="2" cellspacing="0"
|-
| width=50% | '''Πως φαίνεται'''
| width=50% | '''Πως το γράφετε'''
|-valign="top"
|<div style="font-size:150%;border-bottom:1px solid #aaa;padding-top:0.5em;padding-bottom:0.17em;">New section</div>

<div style="font-size:132%;font-weight:bold;padding-top:0.5em;padding-bottom:0.17em;">Subsection</div>

<div style="font-size:116%;font-weight:bold;padding-top:0.5em;padding-bottom:0.17em;">Sub-subsection</div>

|<pre><nowiki>== Nέα Ενότητα ==
=== Υποενότητα ===
==== Υπο-υποενότητα====</nowiki></pre>
|}

*Καλό θα ήταν να αρχίζουμε τις ενότητες πάντα με ενότητα δέυτερου επιπέδου <nowiki>== Ενότητα ==</nowiki> και όχι με πρώτου <nowiki>= Ενότητα = </nowiki>.

=== Λίστες ===
==== Μη αριθμημένες ====
Πολλές φορές θέλουμε να παρουσιάσουμε κάποια στοιχεία σε μορφή λίστας, χωρίς αρίθμηση, απλά με μια τελεία στην αρχή του κάθε αντικειμένου. Κάτι τέτοιο γίνεται πολύ εύκολα με τη χρήση ενός '''<nowiki>*</nowiki>''' πριν από κάθε αντικείμενο της λίστας. Επίσης μπορούμε να "εμφωλεύσουμε" αντικείμενα μέσα σε αντικείμενα, δημιουργώντας επίπεδα. Το επόμενο παράδειγμα θα κάνει τα πράγματα πιο σαφή.

'''Παράδειγμα'''
{| border="1" cellpadding="2" cellspacing="0"
|-
| width=50% | '''Πως φαίνεται'''
| width=50% | '''Πως το γράφετε'''
|-valign="top"
| Το ηλιακό σύστημα περιέχει:
* Τον ήλιο
* Πλανήτες
**Ερμής
**Αφροδίτη
***Γη
****Σελήνη
*Αστεροειδής
* ...
|<pre>Το ηλιακό σύστημα περιέχει:
* Τον ήλιο
* Πλανήτες
**Ερμής
**Αφροδίτη
***Γη
****Σελήνη
*Αστεροειδείς
* ...</pre>
|}

Η παρεμβολή μιας νέας σειράς ξεκινάει καινούρια λίστα.

==== Αριθμημένες ====
Επίσης μπορούμε να αριθμήσουμε δεδομένα μέσα σε μια λίστα, σχεδόν όμοια με τη μη αριθμημένη λίστα. Μόνη διαφορά: Αντί για '''<nowiki>*</nowiki>''' χρησιμοποιούμε '''<nowiki>#</nowiki>'''.

'''Παράδειγμα'''
{| border="1" cellpadding="2" cellspacing="0"
|-
| width=50% | '''Πως φαίνεται'''
| width=50% | '''Πως το γράφετε'''
|-valign="top"
|
#Πρώτον
#Δεύτερον
## Που χωρίζεται σε πρώτο και
## δεύτερο
#Τρίτον
|<pre>
#Πρώτον
#Δεύτερον
## Που χωρίζεται σε πρώτο και
## δεύτερο
#Τρίτον
</pre>
|}

==== Λίστες ορισμών ====

Ένα άλλο είδος λίστας είναι η '''λίστα ορισμών''' (ή '''definition list'''). Η μορφή αυτή μας επιτρέπει να παρουσιάσουμε κάποια πράγματα υπό μορφή ορισμού. Ξανά η μόνη διαφορά είναι ότι χρησιμοποιούμε στην αρχή το '''<nowiki>;</nowiki>''', όπως στο ακόλουθο παράδειγμα.

'''Παράδειγμα'''
{| border="1" cellpadding="2" cellspacing="0"
|-
| width=50% | '''Πως φαίνεται'''
| width=50% | '''Πως το γράφετε'''
|-valign="top"
|
;Αστρονομία : Η επιστήμη που μελετάει τα άστρα και τα ουράνια αντικείμενα.
;Τηλεσκόπιο : Όργανο για την παρατήρηση του ουρανού.
|
<pre>
;Αστρονομία : Η επιστήμη που μελετάει τα άστρα και τα ουράνια αντικείμενα.
;Τηλεσκόπιο : Όργανο για την παρατήρηση του ουρανού.
</pre>
|}

==== Μικτές λίστες ====

Τέλος, ο συνδυασμός των παραπάνω μπορεί να μας δώσει μικτές λίστες.

'''Παράδειγμα'''
{| border="1" cellpadding="2" cellspacing="0"
|-
| width=50% | '''Πως φαίνεται'''
| width=50% | '''Πως το γράφετε'''
|-valign="top"
|
*Οι μικτές λίστεις είναι
*#Εύκολες στην κατασκευή
*#στην κατανόηση
*#*για μικρούς
*#*και μεγάλους
*Τι μπορώ να κάνω;
*;Μπορώ να προσθέσω πολλές μαζί; :Ναι!
*;Και λίστες ορισμών; :Εννοείται, είναι πανεύκολο!
|
<pre>
*Οι μικτές λίστεις είναι
*#Εύκολες στην κατασκευή
*#στην κατανόηση
*#*για μικρούς
*#*και μεγάλους
*Τι μπορώ να κάνω;
*;Μπορώ να προσθέσω πολλές μαζί; :Ναι!
*;Και λίστες ορισμών; :Εννοείται, είναι πανεύκολο!
</pre>
|}

Να σημειώσουμε εδώ πως οι λίστες γενικά είναι για να ομαδοποιούν δεδομένα και να κάνουν ευκολότερη την ανάγνωση και κατανόησή τους από τον αναγνώστη. Υπερβολική χρήση τους όμως θα μπορούσε να κάνει το άρθρο βαρετό και ανούσιο και να το μετατρέψει σε μια απλή παράθεση στοιχείων, γι'αυτό και πρέπει να χρησιμοποιούνται με προσοχή.

===Σύνδεσμοι===

====Εσωτερικοί σύνδεσμοι====
====Εξωτερικοί σύνδεσμοι====

Σφαιρωτό Σμήνος

2006-09-07T17:27:12Z

Heal:

Πρόκειται για μεγάλες ομάδες [[Αστέρι|αστεριών]] οι οποίες δημιουργούνται και συντηρούνται λόγω της [[Βαρύτητα|βαρυτικής έλξης]] των μελών τους. Αποτελούνται από μερικές δεκάδες χιλιάδες έως και ένα εκατομμύριο [[Αστέρι|αστέρια]], τα οποία ανήκουν στον [[Αστρικός Πληθυσμός|πληθυσμό ΙΙ]] και είναι φτωχά σε [[Μέταλλο|μέταλλα]]. Απαντώνται κυρίως στη [[Γαλαξίας|γαλαξιακή άλω]]. Τα μεγάλα σφαιρωτά σμήνη θα μπορούσαν να θεωρηθούν μικροί αποτυχημένοι στην ανάπτυξή τους [[Γαλαξίας|γαλαξίες]] παρόλα αυτά υπάρχει σαφής διαχωρισμός, διότι οι [[Γαλαξίας|γαλαξίες]] περιέχουν ικανή ποσότητα [[Σκοτεινή Υλη|σκοτεινής ύλης]] σε αντίθεση με τα σφαιρωτά σμήνη για τα οποία δεν υπάρχει τέτοια ένδειξη. Τα πιο εντυπωσιακά σφαιρωτά σμήνη είναι το [[M13]] στον [[Αστερισμός|αστερισμό]] του [[Ηρακλης|Ηρακλή]] στο βόρειο ημισφαίριο και το [[ω Κενταύρου]] ορατό από το νότιο ημισφαίριο.

[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]

Αστρικός Πληθυσμός

2006-09-07T17:06:57Z

Heal:

Τα [[Αστέρι|αστέρια]] ανάλογα με το ποσοστό [[Μέταλλο|μετάλλων]] που περιέχουν κατατάσσονται σε κατηγορίες. Με αυτό το τον τρόπο τα [[Αστέρι|αστέρια]] του [[Ο Γαλαξίας|Γαλαξία μας]] κατατάσσονται σε δύο πληθυσμούς: [[Αστέρι|αστέρια]] Πληθυσμού Ι και [[Αστέρι|αστέρια]] Πληθυσμού ΙΙ.

== Πληθυσμός Ι ==

Πρόκειται για τα [[Αστέρι|αστέρια]] τα οποία έχουν υψηλό ποσοστό [[Μέταλλο|μετάλλων]]. Βρίσκονται κατά κύριο λόγο στο [[Ο Γαλαξίας|γαλαξιακό επίπεδο]]. Τα [[Αστέρι|αστέρια]] αυτά εμπλουτίζονται με [[Μέταλλο|μέταλλα]] που κυρίως προέρχονται από εκρήξεις [[Υπερκαινοφανής|υπερκαινοφανών]].

== Πληθυσμός ΙΙ ==

Πρόκειται για τα [[Αστέρι|αστέρια]] τα οποία είναι φτωχά σε [[Μέταλλο|μέταλλα]]. Απαντώνται στις παρυφές του [[Ο Γαλαξίας|Γαλαξία μας]] στα [[Σφαιρωτό Σμήνος|σφαιρωτά σμήνη]] ή σε [[Γαλαξίας|ελλειπτικούς ηλικιωμένους γαλαξίες]]. Είναι μεγάλης ηλικίας και δημιουργήθηκαν λίγο μετά τη [[Μεγάλη Έκρηξη]] όταν το [[Σύμπαν]] ακόμη δεν περιείχε πολλά [[Μέταλλο|μέταλλα]].

== Πληθυσμός ΙΙΙ ==

Είναι μια υποθετική κατηγορία, η οποία δεν έχει ακόμη επιβεβαιωθεί παρατηρησιακά, πρόκειται ακριβώς για τα αρχαιότερα [[Αστέρι|αστέρια]] στο [[Σύμπαν]] που δημιουργήθηκαν αμέσως μετά τη [[Μεγάλη Έκρηξη]] και δεν περιέχουν καθόλου [[Μέταλλο|μέταλλα]].

[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]

Αστρικός Πληθυσμός

2006-09-07T17:06:10Z

Heal:

Τα [[Αστέρι|αστέρια]] ανάλογα με το ποσοστό [[Μέταλλό|μετάλλων]] που περιέχουν κατατάσσονται σε κατηγορίες. Με αυτό το τον τρόπο τα [[Αστέρι|αστέρια]] του [[Ο Γαλαξίας|Γαλαξία μας]] κατατάσσονται σε δύο πληθυσμούς: [[Αστέρι|αστέρια]] Πληθυσμού Ι και [[Αστέρι|αστέρια]] Πληθυσμού ΙΙ.

== Πληθυσμός Ι ==

Πρόκειται για τα [[Αστέρι|αστέρια]] τα οποία έχουν υψηλό ποσοστό [[Μέταλλο|μετάλλων]]. Βρίσκονται κατά κύριο λόγο στο [[Ο Γαλαξίας|γαλαξιακό επίπεδο]]. Τα [[Αστέρι|αστέρια]] αυτά εμπλουτίζονται με [[Μέταλλο|μέταλλα]] που κυρίως προέρχονται από εκρήξεις [[Υπερκαινοφανής|υπερκαινοφανών]].

== Πληθυσμός ΙΙ ==

Πρόκειται για τα [[Αστέρι|αστέρια]] τα οποία είναι φτωχά σε [[Μέταλλο|μέταλλα]]. Απαντώνται στις παρυφές του [[Ο Γαλαξίας|Γαλαξία μας]] στα [[Σφαιρωτό Σμήνος|σφαιρωτά σμήνη]] ή σε [[Γαλαξίας|ελλειπτικούς ηλικιωμένους γαλαξίες]]. Είναι μεγάλης ηλικίας και δημιουργήθηκαν λίγο μετά τη [[Μεγάλη Έκρηξη]] όταν το [[Σύμπαν]] ακόμη δεν περιείχε πολλά [[Μέταλλο|μέταλλα]].

== Πληθυσμός ΙΙΙ ==

Είναι μια υποθετική κατηγορία, η οποία δεν έχει ακόμη επιβεβαιωθεί παρατηρησιακά, πρόκειται ακριβώς για τα αρχαιότερα [[Αστέρι|αστέρια]] στο [[Σύμπαν]] που δημιουργήθηκαν αμέσως μετά τη [[Μεγάλη Εκρηξη]] και δεν περιέχουν καθόλου [[Μέταλλο|μέταλλα]].

[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]

Ηλιακή Μάζα

2006-09-07T12:06:02Z

Heal:

H '''Ηλιακή Μάζα''' είναι μάζα του Ήλιου του ηλιακού μας συστήματος. Στην αστρονομία, είναι ένα συνηθισμένο μέτρο για την περιγραφή των μαζών άλλων άστρων, γαλαξιών κλπ. Η τιμή της και ο συνηθισμένος συμβολισμός είναι

:<math>M_{\odot}=1.9891\times10^{30}\hspace{4mm}kg</math>

Η ηλιακή μάζα είναι 333.000 φορές τη μάζα της γης και μπορεί να υπολογιστεί από τον τύπο

:<math>M_{\odot}=\frac{4 \pi^2 \times (1{\rm AU})^3}{G\times(1{\rm yr})^2}</math>,

όπου [[AU]] είναι μία [[AU|αστρονομική μονάδα]] και G η σταθερά της βαρύτητας.
[[Κατηγορία:Ηλιακό Σύστημα]]

Ηλιακή Μάζα

2006-09-07T12:05:43Z

Heal:

H '''Ηλιακή Μάζα''' είναι μάζα του Ήλιου του ηλιακού μας συστήματος. Στην αστρονομία, είναι ένα συνηθισμένο μέτρο για την περιγραφή των μαζών άλλων άστρων, γαλαξιών κλπ. Η τιμή της και ο συνηθισμένος συμβολισμός είναι

:<math>M_{\odot}=1.9891\times10^{30}\hspace{4mm}kg</math>

Η ηλιακή μάζα είναι 333.000 φορές τη μάζα της γης και μπορεί να υπολογιστεί από τον τύπο

:<math>M_\odot=\frac{4 \pi^2 \times (1{\rm AU})^3}{G\times(1{\rm yr})^2}</math>,

όπου [[AU]] είναι μία [[AU|αστρονομική μονάδα]] και G η σταθερά της βαρύτητας.
[[Κατηγορία:Ηλιακό Σύστημα]]

Μέταλλο

2006-09-07T09:18:20Z

Heal:

Με αυτό τον όρο αναφερόμαστε στην [[Αστροφυσική]] σε οποιοδήποτε στοιχείο εκτός από το [[Υδρογόνο|υδρογόνο]] και το [[Ήλιο|ήλιο]], χωρίς κατ' ανάγκη να πρόκειται μόνο για τα μέταλλα με βάση τον χημικό ορισμό. Αυτά τα στοιχεία υπάρχουν σε πολύ μικρές περιεκτικότητες στο [[Σύμπαν]]. Τα [[Αστέρι|αστέρια]] [[Αστρικός Πληθυσμός|πληθυσμού Ι]] χαρακτηρίζονται από υψηλή περιεκτικότητα σε μέταλλα τα οποία παρήχθηκαν στα διάφορα στάδια της [[Αστρική Εξέλιξη|αστρικής εξέλιξης]]. Στον Ήλιος|Ήλιο το ποσοστό των μετάλλων είναι περίπου 2%. Το σύμβολο που χρησιμοποιούνται ευρέως για την αναλογία μετάλλων σε ένα Αστέρι|αστέρι είναι το Ζ, στην περίπτωση του Ήλιου Ζ=0.02, επίσης για συγκριτικούς λόγους χρησιμοποιείται ο λογάριθμος του λόγου των μετάλλων προς το Υδρογόνο|υδρογόνο και συμβολίζεται: <math>[Fe/H]=\log\frac{Fe}{H}}</math>.

[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]

Μεσοαστρικό Υλικό

2006-09-07T09:03:50Z

Heal:

Πρόκειται για την [[Ύλη|ύλη]] και την [[Ενέργεια|ενέργεια]] η οποία βρίσκεται μεταξύ των [[Αστέρι|αστεριών]] μέσα σε ένα [[Γαλαξίας|γαλαξία]], στην αγγλική βιβλιογραφία χρησιμοποιείται η συντομογραφία ''ISM''. Η σημασία της είναι μεγάλη. Τα [[Νέφος Μοριακού Υδρογόνου|μοριακά νέφη]] αποτελούν τις περιοχές γέννησης των [[Αστέρι|αστεριών]], ενώ τα [[Πλανητικό Νεφέλωμα|πλανητικά νεφελώμετα]] οι [[Αστρικός Άνεμος|αστρικοί άνεμοι]] και οι [[Υπερκαινοφανής|υπερκαινοφανείς]], εμπλουτίζουν το μεσοαστρικό υλικό.

Αποτελείται από πολύ αραιό [[Πλάσμα|πλάσμα]], [[Αέριο|αέριο]] και [[Σκόνη|σκόνη]]. Η πυκνότητα του είναι εξαιρετικά χαμηλή. Σε αναλογία μάζας το 99% είναι αέριο ή πλάσμα ενώ μολις το 1% είναι σκόνη. Περίπου τα 3/4 είναι [[Υδρογόνο|υδρογόνο]] το 1/4 [[Ήλιο|ήλιο]] ενώ υπάρχουν ίχνη [[Μέταλλο|μετάλλων]].

{|align=center cellpadding=1 cellspacing=0 border=1
|+align=center colspan=5|'''Οι Φάσεις του Μεσοαστρικού Υλικού'''
|- align=center bgcolor=#eeeeee
!Component||Fractional Όγκος||Θερμοκρασία (K)||Πυκνότητα (σωμάτια/cm³)||Κατάσταση
|- align=center
|[[Νέφος Μοριακού Υδρογόνου|Μοριακό Νέφος]]|| < 1 % ||20 - 50||103 - 106|| hydrogen molecules
|- align=center
|Ψυχρό Ουδέτερο Υλικό (CNM) || 1-5% ||50 - 100||1 - 103||Ουδέτερα Άτομα Υδρογόνου
|- align=center
|Θερμό Ουδέτερο Υλικό (WNM) ||10-20% ||1000 - 5000||10-1 - 10||Ουδέτερα Άτομα Υδρογόνου
|- align=center
|Θερμό Ιονισμένο Υλικό (WIM)||20-50%||103 - 104||0.01|| Ιονισμένα Άτομα Υδρογόνου
|- align=center
|[[Περιοχές Η ΙΙ]]||~10% ||104||102 - 104|| Ιονισμένο Υδρογόνο
|- align=center
|[[Στέμμα|Στεμματικό Αέριο]] Θερμό Ιονισμένο Υλικό (HIM)||30-70% ||106 - 107||10-4 - 10-2||Έντονα Ιονισμένο (Υδρογόνο και ίχνη μετάλλων )
|}

[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]

Μεσοαστρικό Υλικό

2006-09-07T09:02:15Z

Heal:

Πρόκειται για την Ύλη|ύλη και την Ενέργεια|ενέργεια η οποία βρίσκεται μεταξύ των Αστέρι|αστεριών μέσα σε ένα Γαλαξίας|γαλαξία, στην αγγλική βιβλιογραφία χρησιμοποιείται η συντομογραφία ''ISM''. Η σημασία της είναι μεγάλη. Τα Νέφος Μοριακού Υδρογόνου|μοριακά νέφη αποτελούν τις περιοχές γέννησης των Αστέρι|αστεριών, ενώ τα Πλανητικό Νεφέλωμα|πλανητικά νεφελώμετα οι Αστρικός Άνεμος|αστρικοί άνεμοι και οι Υπερκαινοφανής|υπερκαινοφανείς, εμπλουτίζουν το μεσοαστρικό υλικό.

Αποτελείται από πολύ αραιό Πλάσμα|πλάσμα, Αέριο|αέριο και Σκόνη|σκόνη. Η πυκνότητα του είναι εξαιρετικά χαμηλή. Σε αναλογία μάζας το 99% είναι αέριο ή πλάσμα ενώ μολις το 1% είναι σκόνη. Περίπου τα 3/4 είναι Υδρογόνο|υδρογόνο το 1/4 Ήλιο|ήλιο ενώ υπάρχουν ίχνη Μέταλλο|μετάλλων.

{|align=center cellpadding=1 cellspacing=0 border=1
|+align=center colspan=5|'''Οι Φάσεις του Μεσοαστρικού Υλικού'''
|- align=center bgcolor=#eeeeee
!Component||Fractional Όγκος||Θερμοκρασία (K)||Πυκνότητα (σωμάτια/cm³)||Κατάσταση
|- align=center
|[[Νέφος Μοριακού Υδρογόνου|Μοριακό Νέφος]]|| < 1 % ||20 - 50||103 - 106|| hydrogen molecules
|- align=center
|Ψυχρό Ουδέτερο Υλικό (CNM) || 1-5% ||50 - 100||1 - 103||Ουδέτερα Άτομα Υδρογόνου
|- align=center
|Θερμό Ουδέτερο Υλικό (WNM) ||10-20% ||1000 - 5000||10-1 - 10||Ουδέτερα Άτομα Υδρογόνου
|- align=center
|Θερμό Ιονισμένο Υλικό (WIM)||20-50%||103 - 104||0.01|| Ιονισμένα Άτομα Υδρογόνου
|- align=center
|[[Περιοχές Η ΙΙ]]||~10% ||104||102 - 104|| Ιονισμένο Υδρογόνο
|- align=center
|[[Στέμμα|Στεμματικό Αέριο]] Θερμό Ιονισμένο Υλικό (HIM)||30-70% ||106 - 107||10-4 - 10-2||Έντονα Ιονισμένο (Υδρογόνο και ίχνη μετάλλων )
|}

[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]

Μεσοαστρικό Υλικό

2006-09-07T09:01:29Z

Heal:

Πρόκειται για την Ύλη|ύλη και την Ενέργεια|ενέργεια η οποία βρίσκεται μεταξύ των Αστέρι|αστεριών μέσα σε ένα Γαλαξίας|γαλαξία, στην αγγλική βιβλιογραφία χρησιμοποιείται η συντομογραφία ''ISM''. Η σημασία της είναι μεγάλη. Τα Νέφος Μοριακού Υδρογόνου|μοριακά νέφη αποτελούν τις περιοχές γέννησης των Αστέρι|αστεριών, ενώ τα Πλανητικό Νεφέλωμα|πλανητικά νεφελώμετα οι Αστρικός Άνεμος|αστρικοί άνεμοι και οι Υπερκαινοφανής|υπερκαινοφανείς, εμπλουτίζουν το μεσοαστρικό υλικό.

Αποτελείται από πολύ αραιό Πλάσμα|πλάσμα, Αέριο|αέριο και Σκόνη|σκόνη. Η πυκνότητα του είναι εξαιρετικά χαμηλή. Σε αναλογία μάζας το 99% είναι αέριο ή πλάσμα ενώ μολις το 1% είναι σκόνη. Περίπου τα 3/4 είναι Υδρογόνο|υδρογόνο το 1/4 Ήλιο|ήλιο ενώ υπάρχουν ίχνη Μέταλλο|μετάλλων.

{|align=center cellpadding=1 cellspacing=0 border=1
|+align=center colspan=5|'''Οι Φάσεις του Μεσοαστρικού Υλικού'''
|- align=center bgcolor=#eeeeee
!Component||Fractional Όγκος||Θερμοκρασία (K)||Πυκνότητα (σωμάτια/cm³)||Κατάσταση
|- align=center
|[[Molecular cloud]]s|| < 1 % ||20 - 50||103 - 106|| hydrogen molecules
|- align=center
|Ψυχρό Ουδέτερο Υλικό (CNM) || 1-5% ||50 - 100||1 - 103||Ουδέτερα Άτομα Υδρογόνου
|- align=center
|Θερμό Ουδέτερο Υλικό (WNM) ||10-20% ||1000 - 5000||10-1 - 10||Ουδέτερα Άτομα Υδρογόνου
|- align=center
|Θερμό Ιονισμένο Υλικό (WIM)||20-50%||103 - 104||0.01|| Ιονισμένα Άτομα Υδρογόνου
|- align=center
|[[Περιοχές Η ΙΙ]]||~10% ||104||102 - 104|| Ιονισμένο Υδρογόνο
|- align=center
|[[Στέμμα|Στεμματικό Αέριο]] Θερμό Ιονισμένο Υλικό (HIM)||30-70% ||106 - 107||10-4 - 10-2||Έντονα Ιονισμένο (Υδρογόνο και ίχνη μετάλλων )
|}

[[Κατηγορία:Αστοφυσική]]

Φαινόμενο Doppler

2006-09-06T23:46:01Z

Heal:

Πρόκειται για ένα από τα πλέον ενδιαφέροντα φαινόμενα που βρίσκει εφαρμογή σε πάρα πολλούς κλάδους της [[Αστροφυσική|αστροφυσικής]] και της [[Κοσμολογία|κοσμολογίας]]. Μπορεί να έχει δύο αιτίες: την ακτινική κίνηση μιας πηγής [[Ηλεκτρομαγνητική Ακτινοβολία|ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας]] ή της [[Κοσμολογική Διαστολή|κοσμολογική διαστολη]].

== Κινηματικό Φαινόμενο Doppler ==

== Κοσμολογικό Φαινόμενο Doppler ==

== Εφαρμογές ==

=== Μέτρηση Ακτινικών Ταχυτήτων ===

=== Μέτρηση Αποστάσεων ===

[[Κατηγορία:Βασικές Έννοιες Φυσικής]]
[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]
[[Κατηγορία:Κοσμολογία]]

Φαινόμενο Doppler

2006-09-06T23:17:35Z

Heal:

Πρόκειται για ένα από τα πλέον ενδιαφέροντα φαινόμενα που βρίσκει εφαρμογή σε πάρα πολλούς κλάδους της [[Αστροφυσική|αστροφυσικής]] και της [[Κοσμολογία|κοσμολογίας]]. Μπορεί να έχει δύο αιτίες: την ακτινική κίνηση μιας πηγής [[Ηλεκτρομαγνητική Ακτινοβολία|ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας]] ή της [[Κοσμολογική Διαστολή|κοσμολογική διαστολη]].

== Κινητικό Φαινόμενο Doppler ==

== Κοσμολογικό Φαινόμενο Doppler ==

== Εφαρμογές ==

=== Μέτρηση Ακτινικών Ταχυτήτων ===

=== Μέτρηση Αποστάσεων ===

[[Κατηγορία:Βασικές Έννοιες Φυσικής]]
[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]
[[Κατηγορία:Κοσμολογία]]

Ερυθρή Μετατόπιση

2006-09-06T23:11:42Z

Heal:

Φαινόμενο κατά το οποίο το [[Φάσμα|φάσμα]] μίας πηγής [[Ηλεκτρομαγνητική Ακτινοβολία|ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας]] φαίνεται να μετατοπίζεται προς το ερυθρό, σχετίζεται με το [[Φαινόμενο Doppler|φαινόμενο Doppler]]. Μπορεί να οφείλεται σε δύο αιτίες: στην απομάκρυνση της φωτεινής πηγής ή στην κοσμολογική διαστολή.

[[Κατηγορία:Βασικές Έννοιες Φυσικής]]

Μετατόπιση προς ερυθρό

2006-09-06T23:06:20Z

Heal:

#REDIRECT[[Ερυθρή Μετατόπιση]]

Πρότυπο:Galaxy

2006-09-06T23:04:59Z

Heal:

{| class="toccolours" style="float: right; clear:right; margin: 0 0 1em 1em;"
|+ '''{{{name}}}'''
|-
! style="background-color: #30D5C8;" |[[Γαλαξίας]]
| align="center" |[[:Κατηγορία:Γαλαξίες]]
|-
| colspan="2" style="text-align: center; font-size: smaller;" | [[Image:{{{name}}}_photo.png|300px|{{{name}}}]] κάντε κλικ για μεγαλύτερη εικόνα
|-
! colspan="2" style="background-color: #30D5C8; text-align: center;" | Observation data ([[Epoch (astronomy)|Epoch]] {{{epoch}}})
|-
! style="text-align:left;" | [[Γαλαξίας|Τύπος]]
| {{{type}}}
|-
! style="text-align:left;" | [[Ορθή Αναφορά]]
| {{{ra}}}
|-
! style="text-align:left;" | [[Απόκλιση]]
| {{{dec}}}
|-
! style="text-align:left;" | Απόσταση
| {{{dist_ly}}}
|-
! style="text-align:left;" | [[Μετατόπιση προς ερυθρό]]
| {{{z|?}}}
|-
! style="text-align:left;" | [[Φαινόμενο Μέγεθος]] (V)
| {{{appmag_v}}}
|-
! style="text-align:left;" | Φαινόμενες Διαστάσεις (V)
| {{{size_v}}}
|-
! style="text-align:left;" | [[Αστερισμός]]
| {{{constellation name}}}
|-
! colspan="2" style="background-color: #30D5C8; text-align: center;" | Φυσικά χαρακτηριστικά
|-
! style="text-align:left;" | [[Ακτίνα]]
| {{{radius_ly}}}
|-
! style="text-align:left;" | [[Απόλυτο Οπτικό Μέγεθος|Απόλυτο Μέγεθος]] (V)
| {{{absmag_v}}}
|-
! style="text-align:left;" | Αξιοσημείωτα χαρακτηριστικά
| {{{notes|-}}}
|-
! colspan="2" style="text-align:left;" | Άλλοι συμβολισμοί
|-
| colspan="2" | {{{names|}}}
|}<noinclude>

Βάλτε τον εξής κώδικα σε κάθε σελίδα γαλαξία για ομοιόμορφη παρουσίαση και αλλάξτε ό,τι έχει κεφαλαία!! Για την ορθή αναφορά και την απόκλιση, χρησιμοποιήστε τα [[Πρότυπο:RA]] και [[Πρότυπο:DEC]].

{{Galaxy
name = ΟΝΟΜΑ ΓΑΛΑΞΙΑ <nowiki>|</nowiki>
epoch = EPOCH<nowiki>|</nowiki>
type = ΤΥΠΟΣ ΓΑΛΑΞΙΑ<nowiki>|</nowiki>
ra = ΟΡΘΗ ΑΝΑΦΟΡΑ <nowiki>|</nowiki>
dec = ΑΠΟΚΛΙΣΗ<nowiki>|</nowiki>
dist_ly = ΑΠΟΣΤΑΣΗ (ΕΤΗ ΦΩΤΟΣ) <nowiki>|</nowiki>
z = ΜΕΤΑΤΟΠΙΣΗ ΠΡΟΣ ΤΟ ΕΡΥΘΡΟ <nowiki>|</nowiki>
appmag_v = ΦΑΙΝΟΜΕΝΟ ΜΕΓΕΘΟΣ <nowiki>|</nowiki>
size_v =ΦΑΙΝΟΜΕΝΕΣ ΔΙΑΣΤΑΣΕΙΣ<nowiki>|</nowiki>
constellation name =ΑΣΤΕΡΙΣΜΟΣ <nowiki>|</nowiki>
radius_ly =ΑΚΤΙΝΑ <nowiki>|</nowiki>
absmag_v =ΑΠΟΛΥΤΟ ΜΕΓΕΘΟΣ
notes =ΑΞΙΟΣΗΜΕΙΩΤΑ ΧΑΡΑΚΤΗΡΙΣΤΙΚΑ
names =ΑΛΛΟΙ ΣΥΜΒΟΛΙΣΜΟΙ / ΟΝΟΜΑΣΙΕΣ
}}

</noinclude>

Ταχύτητα του Φωτός

2006-09-06T22:25:03Z

Heal:

H ταχύτητα διάδοσης του φωτός στο κενό είναι θεμελιώδης σταθερά σύμφωνα με την [[Ειδική Θεωρία της Σχετικότητας|ειδική θεωρία της σχετικότητας]] και αντιστοιχεί ακριβώς σε <math>299792458 m/sec</math>. Είναι σημαντικό το γεγονός ότι πρόκειται για ορισμό με βάση τον οποίο ορίζεται η μονάδα μήκους μέτρο, όπου ένα μέτρο είναι η απόσταση που διανύει το [[Φως|φως]] σε <math>1/299792458</math> δευτερόλεπτα.

[[Κατηγορία:Βασικές Έννοιες Φυσικής]]

Ηλιακή Ακτίνα

2006-09-06T22:19:24Z

Heal:

Μονάδα μήκους που χρησιμοποιείται συχνά για συγκριτικούς λόγους στην [[Αστροφυσική|αστροφυσική]] και αναφέρεται στο μέσο μήκος της ακτίνας του [[Ήλιος|Ήλιου]]. Συμβολιζεται: <math>R_{\odot}</math> αντιστοιχεί σε: <math>R_{\odot} = 6.960\times 10^8 m = 0.00464912633 AU</math>.

Είναι 110 φορές μεγαλύερη από την ακτίνα της [[Γη|Γης]], και αντιστοιχεί σε 2.3 δευτερόλεπτα [[Ταχύτητα του Φωτός|φωτός]]

[[Κατηγορία:Ηλιακό Σύστημα]]
[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]

Μποζόνιο

2006-09-06T22:12:47Z

Heal:

Οποιοδήποτε στοιχειώδες ωματίδιο με ακέραιο αριθμό spin. Εν γένει τα σωματίδια φορείς των δυνάμεων είναι μποζόνια όπως τα ενδιάμεσα διανυσματικά μποζόνια φορείς των [[Ασθενής Αλληλεπίδραση|ασθενών αλληλεπιδράσεων]] <math>W^{+}</math>, <math>W^{-}</math> και <math>Z</math>.

[[Κατηγορία:Βασικές Έννοιες Φυσικής]]

Μποζόνιο

2006-09-06T22:12:31Z

Heal:

Οποιοδήποτε στοιχειώδες ωματίδιο με ακέραιο αριθμό spin. Εν γένει τα σωματίδια φορείς των δυνάμεων είναι μποζόνια όπως τα ενδιάμεσα διανυσματικά μποζόνια φορείς των Ασθενής Αλληλεπίδραση|ασθενών αλληλεπιδράσεων <math>W^{+}</math>, <math>W^{-}</math> και <math>Z</math>.

[[Κατηγορία:Βασικές Έννοιες Φυσικής]]

Φερμιόνιο

2006-09-06T22:08:16Z

Heal:

Οποιοδήποτε στοιχειώδες σωματίδιο με ημιακέραιο κβαντικό αριθμό του spin (1/2, 3/2...). Τα σωματίδια που αποτελούν την ύλη είναι εν γένει φερμίονια: [[Πρωτόνιο|πρωτόνια]], [[Νετρόνιο|νετρόνια]], [[Ηλεκτρόνιο|ηλεκτρόνια]], σε αντιδιαστολή με τα [[Μποζόνιο|Μποζόνια]].

[[Κατηγορία:Βασικές Έννοιες Φυσικής]]

Λευκός Νάνος

2006-09-06T22:04:29Z

Heal:

Είναι το τελικό στάδιο της ζωής ενός [[Αστέρι|αστέρα]], εφόσον η τελική του μάζα δεν ξεπερνά τις <math>1.4M_{\odot}</math>, το [[Όριο Chandrasekhar|όριο Chandrasekhar]]. Μετά τη φάση της [[Κύρια Ακολουθία|κύριας ακολουθίας]], τη φάση του [[Ερυθρος Γίγαντας|γίγαντα]] και ενδεχόμενη απώλεια υλικού από το περίβλημα του αστέρα, παραμένει ο πυρήνας ο οποίος όμως δεν έχει τη δυνατότητα θερμοπυρηνικών συντήξεων. Συνήθως αποτελείται από [[Ήλιο|ήλιο]], [[Άνθρακας|άνθρακα]] και [[Οξυγόνο|οξυγόνο]] ή συνδυασμούς αυτών των υλικών. Λόγω της εξαιρετικά υψηλής του [[Θερμοκρασία|θερμοκρασίας]] (της τάξεως των 10000Κ), ακτινοβολεί αλλά ταυτόχρονα ψύχεται, με αποτέλεσμα να εκπέμπει σε χαμηλότερες συχνότητες και να καταλήξει σε ένα αδρανές ψυχρό σώμα, ένα [[Καφέ Νάνος|καφέ νάνο]]. Η πυκνότητα του λευκού νάνου αγγίζει τα <math>10^{9}kg \cdot m^{-3}</math>. Η ισορροπία του επιτυγχάνεται μέσω της πίεσης των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων λόγω της [[Απαγορευτική Αρχή του Pauli|απαγορευτικής αρχής του Pauli]]. Η πίεση αυτή εξισορροπεί την ελκτική δύναμη της βαρύτητας που τείνει να συνθλίψει το άστρο.

[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]

Όριο Chandrasekhar

2006-09-06T22:03:44Z

Heal:

Πρόκειται για την μέγιστη δυνατή μάζα που μπορεί να έχει ένας [[Λευκός Νάνος|λευκος νάνος]] και είναι <math>1,44 M_{\odot}</math>. Το όριο αυτό προκύπτει από την [[Κβαντομηχανική|κβαντομηχανική]] μελέτη ενός αερίου [[Φερμιόνιο|φερμιονίων]]. Δύο ή περισσότερα φερμιόνια δεν μπορούν να βρίσκονται ακριβώς στην ίδια κβαντική κατάσταση λόγω της [[Απαγορευτική Αρχή του Pauli|απαγορευτικής αρχής του Pauli]]. Κατά συνέπεια ακόμη και σε μηδενική θερμοκρασία τα φερμιόνια θα καταλβάνουν υψηλές ενεργειακές στάθμες με αποτέλεσμα να αναπτύσσεται [[Πίεση|πίεση]] η οποία θα αντίκειται στην συγκέντρωση των φερμιονίων στην ίδια κατάσταση. Σε μια μεγάλη συγκέντρωση φερμιονίων όπως είναι για παράδειγμα ένας λευκός νάνος, το αέριο [[Ηλεκτρόνιο|ηλεκτρονίων]] θα υφίσταται την παραπάνω [[Πίεση|πίεση]] η οποία θα ανθίσταται στη [[Βαρύτητα|βαρυτική]] [[Δύναμη|δύναμη]]. Μετά από όμως απο μια κρίσιμη τιμή μάζας η βαρυτική έλξη υπερνικά την πίεση εκφυλισμένων [[Ηλεκτρόνιο|ηλεκτρονίων]]. Αυτή ακριβώς η κρισιμη τιμή της [[Μάζα|μάζας]] είναι το όριο του [[Chandrasekhar, Subrahmanyan|Chandrasekhar]].

[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]

Kelvin

2006-09-06T15:13:04Z

Heal:

#REDIRECT[[Κέλβιν]]

Αστρική Εξέλιξη

2006-09-05T22:16:26Z

Heal:

Τα [[Μεσοαστρικό Νέφος|μεσοαστρικά νέφη]] αερίου και σκόνης δεν χαρακτηρίζονται απο ιδιαίτερη ομοιογένεια.Αρκετές περιοχές τους είναι πυκνότερες από τις γειτονικές περιέχουν δε πολύ μεγαλύτερες ποσότητες [[Μάζα|μάζας]].Με τη μέθοδο της προσαύξησης(accretion)οι περιοχές αυτές αυξάνουν σε μέγεθος και μάζα έως ότου συγκεντρώσουν ποσότητα ύλης ίση με μερικές ηλιακές μάζες σε χώρο μεγαλύτερο από αυτόν που καταλαμβάνει το ηλιακό σύστημα.Το γεγονός αυτό σηματοδοτεί και τη γένεση ενός [[Πρωτοαστέρας|πρωτοαστέρα]](protostar). Οι [[Βαρύτητα|βαρυτικές δυνάμεις]] οι οποίες τον δημιούργησαν συνεχίζουν να δρούν με αποτέλεσμα τη διαρκή συστολή του.Η [[Πίεση|πίεση]] στο εσωτερικό του αυξάνει αλλά όχι τόσο ώστε να ανασταλεί η συρρίκνωση διότι συνεχίζει να ακτινοβολεί γεγονός που εμποδιζει την ανάλογη αύξηση της [[Θερμοκρασία|θερμοκρασίας]]. Η κατάρρευση συνεχίζεται γία εκατομμύρια χρόνια. Στο [[Διάγραμμα Hertzpurg-Russel|διάγραμμα Hertzpurg-Russel]] οι πρωτοαστέρες διανύουν τα [[Μονοπάτια Hayashi|μονοπάτια Hayashi]] που είναι σχεδόν κατακόρυφες γραμμές πριν καταλήξουν στην [[Κύρια Ακολουθία|κύρια ακολουθία]].

Κάποια στιγμή η [[Θερμοκρασία|θερμοκρασία]] του φτάνει τους [[10^7]] βαθμούς Kelvin η δε [[Πυκνότητα|πυκνότητά]] του τα 10gr/cm3.Οι πυρηνικές αντιδρασεις ξεκινάνε με τον [[Κύκλος Πρωτονίου-Πρωτονίου|κύκλο πρωτονίου-πρωτονίου]], το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο, οι απώλειες ενέργειας λόγω ακτινοβόλησης αναπληρώνονται και ο αστέρας σταθεροποιείται.Εχει πλέον εισέλθει στο στάδιο της [[Κύρια Ακολουθία|Κύριας Ακολουθίας]] και θα παραμείνει σ'αυτή τη κατάσταση αυξημένης σταθερότητας για αρκετά δισεκατομμύρια χρόνια,χρονικό διάστημα το οποίο εξαρτάται αποκλειστικά από τη μάζα του.
Θα πρέπει να τονιστεί δε ότι αστέρες μεγάλης μάζας και άρα και μεγάλης λαμπρότητας εξελίσσονται πολύ πιο γρήγορα.

Τελικά το υδρογόνο του πυρήνα εξαντλείται και δημιουργείται ένας πυρήνας ηλιου(He) στην επιφάνεια του οποίου η καύση του υδρογόνου συνεχίζεται. Ο πυρήνας αυξάνει διαρκώς τη μάζα του,συστέλλεται λόγω βαρυτικών δυνάμεων και η θερμοκρασία του αυξάνεται. Συμπέρασμα: ο πυρήνας γίνεται μικρότερος, πυκνότερος και θερμότερος.

Τα υπερκείμενα στρώματα υδρογόνου όμως, θερμαινόμενα απo τον πυρήνα διαστέλλονται και ψύχονται. Ετσι, ο υπόλοιπος αστέρας γίνεται αραιότερος και ψυχρότερος. Μόλις προέκυψε ένας [[Ερυθρός Γίγαντας|ερυθρός γίγαντας ]] με διάμετρο σαράντα περίπου φορές την ηλιακή, χαμηλή επιφανειακή θερμοκρασία (3000-4000 Kelvin) και μεγάλη λαμπρότητα.

Κατά τη διάρκεια της συστολής του πυρήνα η θερμοκρασία του φτάνει πλέον τους 10^8 Kelvin με αποτέλεσμα να ξεκινήσει η μετατροπή του ηλίου σε άνθρακα μεσω της [[Αντίδραση Τριπλού Ηλίου|αντίδρασης του τριπλού ηλίου]]. Το ολο φαινόμενο είναι τελικά εξώθερμο και μάλιστα έντονα!Η ύπαρξη των [[Αστέρας Ανθρακα|αστέρων άνθρακα]] επιβεβαιώνει την ως άνω προτεινόμενη θεώρηση.Ειδικότερα η ύπαρξη των αστέρων άνθρακα που ειναι ταυτόχρονα και φτωχοί σε υδρογόνο αποτελεί μία σοβαρότατη θετική ένδειξη όσον αφορά την ορθότητα του προτεινόμενου μοντέλου εξέλιξης.Οι αστέρες αυτοί απώλεσαν τα πλούσια σε υδρογόνο κελύφη τους με αποτέλεσμα το εσώτερο στρώμα ηλίου να αποτελεί πλέον την επιφάνειά τους.

Η συνεχής αύξηση της πυκνότητας του πυρήνα του ερυθρου γίγαντα, προκαλεί μια μορφή εκφυλισμού στην ύλη του,ο΄ποπυ πλέον η πίεση εξαρταται αποκλειστικά απο την πυκνότητα και όχι απο τη θερμοκρασία.Εν τω μεταξύ με τον διαρκή σχηματισμό όλο και βαρύτερων στοιχείων ο πυρήνας συμπιέζεται και θερμαίνεται ενω η πίεση ελαττώνεται ασταμάτητα.Η όλη πορεία είναι ασταθής και επιταχυνόμενη ,τελειώνει δε με τη πυρηνική αντίδραση εκτόνωσης που ειναι γνωστή ως [[Λάμψη ηλίου|λάμψη ηλίου]].

Κι εδώ συμβαίνει το εξής "παράδοξο":η ύλη του πυρήνα λόγω υπερβολικής αύξησης της θερμοκρασίας μεταπίπτει απο την εκφυλισμενη κατάσταση στη συνήθη,όπυ η πίεση εξαρτάται από τη θερμοκρασία.Το εσωτερικό του διαστέλλεται, η θερμοκρασία του μειώνεται,οι πυρηνικές αντιδράσεις επιβραδύνονται και τελικά σταθεροποιούνται.Μόλις γεννήθηκε ένας [[Υπεργίγαντας|υπεργίγαντας]].

Ουσιαστικά έχουμε έναν supergiant η εσωτερική δομή του οποίου αποτελείται από δύο ανεξάρτητα μεταξύ τους κελύφη καύσης:το εσωτερικό κέλυφος όπου το ήλιο μεταστοιχειώνεται σε άνθρακα και το εξωτερικό όπου συνεχίζει να λαμβάνει χώρα μετατροπή υδρογονου σε ήλιο...

[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]