Σάββατο, 19 Σεπτεμβρίου 2009

Πρακτικές συμβουλές για την παρατήρηση μεταβλητών αστέρων

Πρακτικές συμβουλές:

* Αν δυσκολευόμαστε να αποφασίσουμε αν ο μεταβλητός είναι λαμπρότερος ή όχι από ένα άστρο σύγκρισης απεστιάζουμε. Είναι ευκολότερο να συγκρίνουμε μικρούς δίσκους παρά φωτεινά σημεία.

* Κατασκευάζουμε κύκλους από σύρμα ή τους σχεδιάζουμε σε διαφανές πλαστικό με τα πεδία των προσοφθαλμίων για τους χάρτες διαφόρων κλιμάκων, ώστε να μπορούμε να αναγνωρίσουμε το πεδίο μας πάνω στον χάρτη.

* Ρίχνουμε σύντομες ματιές και δεν κοιτάμε επίμονα και πολλή ώρα τον μεταβλητό αστέρα. Οι περισσότεροι μακροπερίοδοι είναι αρκετά κόκκινοι και στο ανθρώπινο μάτι δημιουργείται η ψευδαίσθηση πως γίνονται λαμπρότεροι με παρατεταμένη παρατήρηση (Φαινόμενο Purkinje).

* Είναι καλύτερα ο μεταβλητός και ο αστέρας σύγκρισης να είναι στην ίδια γραμμή με την γραμμή των ματιών μας.

* Είναι καλό να αποφεύγεται η «προκατάληψη», δηλαδή να γνωρίζουμε εκ των προτέρων την λαμπρότητα του μεταβλητού αστέρα.

* Σχετικά με τη συχνότητα των παρατηρήσεων:

Μακροπερίοδοι: Μια φορά το μήνα
Ημιπεριοδικοί: Μια φορά στις 15 ημέρες ή μια φορά το μήνα
Καινοφανείς νάνοι: Μία φορά κάθε βράδυ, μια φορά κάθε 15 λεπτά αν είναι σε αρχή έκρηξης
R Βορείου Στεφάνου: Μια φορά κάθε βράδυ, μια φορά κάθε ώρα αν βρίσκονται σε αρχή καθόδου


Παρατήρηση με CCD - Διαφορική Φωτομετρία

Η χρήση του CCD αποτελεί πλέον το σημαντικότερο εργαλείο της αστρονομίας στον τομέα της φωτομετρίας. Σήμερα, υπάρχουν διαθέσιμα όργανα διαφόρων αναλύσεων και προδιαγραφών, τα οποία μπορούν να δώσουν εξαιρετικά αποτελέσματα ακόμα και αν χρησιμοποιούνται με μικρά τηλεσκόπια και σε περιβάλλον φωτορύπανσης.

Ο όρος διαφορική, έχει σχέση με τη συγκεκριμένη μέθοδο φωτομετρίας, η οποία συνίσταται στον υπολογισμό των διαφορών λαμπρότητας ανάμεσα στο υπό μελέτη άστρο και ένα άλλο, πρότυπης λαμπρότητας (αστέρας σύγκρισης).


Εξοπλισμός

* Τηλεσκόπιο που θα οδηγεί καλά στην ορθή αναφορά και θα έχει καλό μηχανισμό εστίασης. Η οριακή λαμπρότητα των άστρων που είναι δυνατόν να φωτομετρηθούν, καθορίζεται από τη διάμετρο του τηλεσκοπίου σε συνδυασμό με την ποιότητα της κάμερας και του ουρανού.


* Αστρονομική κάμερα με CCD πρέπει να είναι οπωσδήποτε καλής ποιότητας, 16-bit, κατά προτίμηση χωρίς antiblooming. Ιδιαίτερη σημασία έχει η γραμμικότητα της απόκρισης σε όσο το δυνατόν μεγαλύτερο τμήμα της δυναμικής της περιοχής, ενώ ο χαμηλός θόρυβος σε συνδυασμό με αποτελεσματικό κύκλωμα ψύξης θα διευκολύνουν αρκετά. Για φωτομετρικές παρατηρήσεις δεν μπορούν να χρησιμοποιηθούν web κάμερες κ.α. Η ccd κάμερα αποτελεί τον σημαντικότερο παράγοντα που θα επιρρεάσει τα αποτελέσματα των μετρήσεων.


* Τα φίλτρα είναι απαραίτητα για τη συλλογή αξιοποιήσιμων δεδομένων, ειδικά όταν καταγράφουμε συστηματικά τη δραστηριότητα κάποιου συγκεκριμένου άστρου. Τα φωτομετρικά φίλτρα έχουν διαφορετικές προδιαγραφές από τα αντίστοιχα φωτογραφικά και συνήθως ανήκουν στους τύπους Johnson-Cousins και Bessel-Cousins. Από τους ερασιτέχνες αστρονόμους χρησιμοποιούνται τα Β, V, R και Ι ( Ιc ή Ιs). Για κάποιον που θέλει να ξεκινήσει με ένα μόνο φίλτρο, το V (πράσινο) είναι το πιο ενδεδειγμένο. Για την εναλλαγή τους υπάρχουν διάφοροι μηχανισμοί, όπως αυτόματα περιστρεφόμενοι δίσκους που δέχονται εντολές από το πρόγραμμα ελέγχου της κάμερας. Υπάρχουν βέβαια και κατηγορίες μεταβλητών, των οποίων η παρατήρηση δεν απαιτεί τη χρήση φίλτρου.


Λογισμικό

* Έλεγχος τηλεσκοπίου

Αν το τηλεσκόπιο επιτρέπει τη σύνδεσή του με υπολογιστή, η αξιοποίηση αυτής της δυνατότητας προσφέρει πολλά στον αυτοματισμό της καταγραφής. Πολλά από τα προγράμματα ελέγχου CCD κάνουν και έλεγχο του τηλεσκοπίου, ενώ υπάρχουν κάποια που παρουσιάζουν ταυτόχρονα και το χάρτη της περιοχής που σκοπεύουμε.


* Έλεγχος κάμερας

Κάθε συσκευή CCD συνοδεύεται από λογισμικό ελέγχου το οποίο τις περισσότερες φορές επιτρέπει και τον προγραμματισμό - αυτοματοποίηση της λειτουργίας της. Μέσω αυτών μπορούμε να καθορίσουμε το πλήθος των εκθέσεων, τη χρονική διάρκεια κάθε μιας από αυτές, το φίλτρο που θα χρησιμοποιηθεί, τη διαδρομή αποθήκευσης κλπ.


* Επεξεργασία εικόνας και φωτομετρία

Υπάρχουν προγράμματα που κυμαίνονται από απλά και φιλικά στον χρήστη, έως πολυσύνθετα πακέτα με πολύ μεγάλες δυνατότητες αλλά και περιπλοκότητα. Το AIP4WIN φαίνεται να είναι ένας πολύ καλός συνδυασμός κόστους και αποτελεσματικότητας. Στα περισσότερα από αυτά η επεξεργασία των εικόνων και η φωτομέτρησή τους είναι μια γρήγορη διαδικασία εφ’ όσον η οδήγηση του τηλεσκοπίου είναι σχετικά ακριβής.

Παρατήρηση Μεταβλητών Αστέρων

Η μελέτη των μεταβλητών αστέρων είναι ουσιαστική για την αστρονομία. Δίνει πληροφορίες για τις φυσικές ιδιότητες και την εξέλιξη των αστέρων. Απόσταση, ακτίνα, μάζα, εξωτερική και εσωτερική δομή, σύσταση, φωτεινότητα και θερμοκρασία των αστέρων μπορούν να γίνουν γνωστές χρησιμοποιώντας τα δεδομένα των παρατηρήσεων.

Το πλήθος των μεταβλητών είναι τεράστιο, ο πολύτιμος χρόνος των αστεροσκοπείων δεν επαρκεί για την συλλογή αρκετών παρατηρήσεων. Η συμβολή των ερασιτεχνών αστρονόμων είναι ουσιαστική αρκεί να είναι μαζική και οι παρατηρήσεις να υποβάλλονται στον κατάλληλο οργανισμό (π.χ. AAVSO)

Οπτική παρατήρηση-Εκτίμηση Λαμπρότητας
Κατηγορίες μεταβλητών αστέρων που προσφέροντα για οπτική παρατήρηση

Κατηγορίες μεταβλητών αστέρων που προσφέρονται για οπτική παρατήρηση (επαρκές εύρος μεταβολής, όχι ανάγκη για ακριβέστατες μετρήσεις):


* Μακράς περιόδου (LPV, Mira variables)

ο Cet, χ Cyg, R Leo, R And

* Ημιπεριοδικοί (semiregular), RV Tau και ανώμαλοι

R Sct, RV Tau, Z Uma, T Tau

* Κατακλυσμιαίοι

Καινοφανείς νάνοι (dwarf novae), SS Cyg, U Gem Επαναληπτικοί καινοφανείς (reccurent novae) T CrB, RS Oph

* R Βορείου Στεφάνου

R CrB, SU Tau


Απαραίτητος Εξοπλισμός

* Γυμνό μάτι
* Κιάλια ή Τηλεσκόπιο
* Κατάλληλοι χάρτες


Εύρεση του μεταβλητού αστέρα

Χάρτες της AAVSO

Η AAVSO εκδίδει χάρτες διαφόρων κλιμάκων τους οποίους μπορεί ο παρατηρητής να χρησιμοποιήσει ανάλογα με το όργανο παρατήρησης που διαθέτει και το πεδίο που αυτό το δίνει. Υπάρχουν 4 βασικές κλίμακες:
Κλίμακα Β (παράδειγμα)
Κλίμακα D (παράδειγμα)


* Κλίμακα a

Για χρήση με μικρά κιάλια

Μέγεθος χάρτη 8”x10”

1 μοίρα= 12 mm

Καλυπτόμενη περιοχή: 15x15 μοίρες


* Κλίμακα b

Για χρήση με μικρά τηλεσκόπια (3” ή μικρότερα)

Μέγεθος χάρτη 8”x10”

1 μοίρα= 60 mm

Καλυπτόμενη περιοχή 3x3 μοίρες


* Κλίμακα c

Για χρήση με τηλεσκόπια (3” – 4”)

Μέγεθος χάρτη 8”x10”

1 μοίρα= 90 mm

Καλυπτόμενη περιοχή 2x2 μοίρες


* Κλίμακα d

Για χρήση με τηλεσκόπια 4” και παραπάνω

Μέγεθος χάρτη 8”x10”

1 μοίρα= 180 mm

Καλυπτόμενη περιοχή 1x1 μοίρες


* Ενώ υπάρχουν ακόμα οι κλίμακες f, g, h για περιορισμένο αριθμό αμυδρών μεταβλητών αστέρων.


Διαφορετική σχεδίαση από τους χάρτες της AAVSO έχουν οι χάρτες της AFOEV (4 κλίμακες: A,B,C,D). Κάθε χάρτης έχει σχεδιασμένο ένα τετράγωνο το οποίο είναι η περιοχή που καλύπτει ο χάρτης της αμέσως επόμενης κλίμακας.


Εκτίμηση της λαμπρότητάς του μεταβλητού αστέρα
R Andromedae

Παράδειγμα: Εκτίμηση λαμπρότητας του μεταβλητού αστέρα μακράς περιόδου R Ανδρομέδας (R And) χρησιμοποιώντας τον αντίστοιχο χάρτη:


Υποθέτουμε ότι ο R And είναι αμυδρότερος από τον αστέρα σύγκρισης 110 και λαμπρότερος από τον 116. Αν χωρίσουμε το διάστημα ανάμεσα στον 110 και στον 116 σε 3 «βήματα» κάθε βήμα αντιστοιχεί σε διαφορά μεγέθους (116-110)/3 = 2 δηλαδή 0.2 μεγέθη. Στους χάρτες της AAVSO η υποδιαστολή παραλείπεται.


Έστω πως ο R And είναι 2 «βήματα» αμυδρότερος από τον 110 και ένα λαμπρότερος από τον 116.Το μέγεθος του θα είναι 11,0+(2x0,2)=11,4 ή 11,6-(1x0,2)=11,4


Αν ο μεταβλητός αστέρας είναι πολύ αμυδρός και δεν είναι ορατός με το τηλεσκόπιο μας καταγράφουμε τον αμυδρότερο αστέρα σύγκρισης που είναι ορατός. Π.χ. 13.0 σημαίνει πως ο μεταβλητός είναι αμυδρότερος από 13 μέγεθος.


Πρακτικές συμβουλές

* Αν δυσκολευόμαστε να αποφασίσουμε αν ο μεταβλητός είναι λαμπρότερος ή όχι από ένα άστρο σύγκρισης απεστιάζουμε. Είναι ευκολότερο να συγκρίνουμε μικρούς δίσκους παρά φωτεινά σημεία.

* Κατασκευάζουμε κύκλους από σύρμα ή τους σχεδιάζουμε σε διαφανές πλαστικό με τα πεδία των προσοφθαλμίων για τους χάρτες διαφόρων κλιμάκων, ώστε να μπορούμε να αναγνωρίσουμε το πεδίο μας πάνω στον χάρτη.

* Ρίχνουμε σύντομες ματιές και δεν κοιτάμε επίμονα και πολλή ώρα τον μεταβλητό αστέρα. Οι περισσότεροι μακροπερίοδοι είναι αρκετά κόκκινοι και στο ανθρώπινο μάτι δημιουργείται η ψευδαίσθηση πως γίνονται λαμπρότεροι με παρατεταμένη παρατήρηση (Φαινόμενο Purkinje).

* Είναι καλύτερα ο μεταβλητός και ο αστέρας σύγκρισης να είναι στην ίδια γραμμή με την γραμμή των ματιών μας.

* Είναι καλό να αποφεύγεται η «προκατάληψη», δηλαδή να γνωρίζουμε εκ των προτέρων την λαμπρότητα του μεταβλητού αστέρα.

* Σχετικά με τη συχνότητα των παρατηρήσεων:

Μακροπερίοδοι: Μια φορά το μήνα
Ημιπεριοδικοί: Μια φορά στις 15 ημέρες ή μια φορά το μήνα
Καινοφανείς νάνοι: Μία φορά κάθε βράδυ, μια φορά κάθε 15 λεπτά αν είναι σε αρχή έκρηξης
R Βορείου Στεφάνου: Μια φορά κάθε βράδυ, μια φορά κάθε ώρα αν βρίσκονται σε αρχή καθόδου


Παρατήρηση με CCD - Διαφορική Φωτομετρία

Η χρήση του CCD αποτελεί πλέον το σημαντικότερο εργαλείο της αστρονομίας στον τομέα της φωτομετρίας. Σήμερα, υπάρχουν διαθέσιμα όργανα διαφόρων αναλύσεων και προδιαγραφών, τα οποία μπορούν να δώσουν εξαιρετικά αποτελέσματα ακόμα και αν χρησιμοποιούνται με μικρά τηλεσκόπια και σε περιβάλλον φωτορύπανσης.

Ο όρος διαφορική, έχει σχέση με τη συγκεκριμένη μέθοδο φωτομετρίας, η οποία συνίσταται στον υπολογισμό των διαφορών λαμπρότητας ανάμεσα στο υπό μελέτη άστρο και ένα άλλο, πρότυπης λαμπρότητας (αστέρας σύγκρισης).


Εξοπλισμός

* Τηλεσκόπιο που θα οδηγεί καλά στην ορθή αναφορά και θα έχει καλό μηχανισμό εστίασης. Η οριακή λαμπρότητα των άστρων που είναι δυνατόν να φωτομετρηθούν, καθορίζεται από τη διάμετρο του τηλεσκοπίου σε συνδυασμό με την ποιότητα της κάμερας και του ουρανού.


* Αστρονομική κάμερα με CCD πρέπει να είναι οπωσδήποτε καλής ποιότητας, 16-bit, κατά προτίμηση χωρίς antiblooming. Ιδιαίτερη σημασία έχει η γραμμικότητα της απόκρισης σε όσο το δυνατόν μεγαλύτερο τμήμα της δυναμικής της περιοχής, ενώ ο χαμηλός θόρυβος σε συνδυασμό με αποτελεσματικό κύκλωμα ψύξης θα διευκολύνουν αρκετά. Για φωτομετρικές παρατηρήσεις δεν μπορούν να χρησιμοποιηθούν web κάμερες κ.α. Η ccd κάμερα αποτελεί τον σημαντικότερο παράγοντα που θα επιρρεάσει τα αποτελέσματα των μετρήσεων.


* Τα φίλτρα είναι απαραίτητα για τη συλλογή αξιοποιήσιμων δεδομένων, ειδικά όταν καταγράφουμε συστηματικά τη δραστηριότητα κάποιου συγκεκριμένου άστρου. Τα φωτομετρικά φίλτρα έχουν διαφορετικές προδιαγραφές από τα αντίστοιχα φωτογραφικά και συνήθως ανήκουν στους τύπους Johnson-Cousins και Bessel-Cousins. Από τους ερασιτέχνες αστρονόμους χρησιμοποιούνται τα Β, V, R και Ι ( Ιc ή Ιs). Για κάποιον που θέλει να ξεκινήσει με ένα μόνο φίλτρο, το V (πράσινο) είναι το πιο ενδεδειγμένο. Για την εναλλαγή τους υπάρχουν διάφοροι μηχανισμοί, όπως αυτόματα περιστρεφόμενοι δίσκους που δέχονται εντολές από το πρόγραμμα ελέγχου της κάμερας. Υπάρχουν βέβαια και κατηγορίες μεταβλητών, των οποίων η παρατήρηση δεν απαιτεί τη χρήση φίλτρου.


Λογισμικό

* Έλεγχος τηλεσκοπίου

Αν το τηλεσκόπιο επιτρέπει τη σύνδεσή του με υπολογιστή, η αξιοποίηση αυτής της δυνατότητας προσφέρει πολλά στον αυτοματισμό της καταγραφής. Πολλά από τα προγράμματα ελέγχου CCD κάνουν και έλεγχο του τηλεσκοπίου, ενώ υπάρχουν κάποια που παρουσιάζουν ταυτόχρονα και το χάρτη της περιοχής που σκοπεύουμε.


* Έλεγχος κάμερας

Κάθε συσκευή CCD συνοδεύεται από λογισμικό ελέγχου το οποίο τις περισσότερες φορές επιτρέπει και τον προγραμματισμό - αυτοματοποίηση της λειτουργίας της. Μέσω αυτών μπορούμε να καθορίσουμε το πλήθος των εκθέσεων, τη χρονική διάρκεια κάθε μιας από αυτές, το φίλτρο που θα χρησιμοποιηθεί, τη διαδρομή αποθήκευσης κλπ.


* Επεξεργασία εικόνας και φωτομετρία

Υπάρχουν προγράμματα που κυμαίνονται από απλά και φιλικά στον χρήστη, έως πολυσύνθετα πακέτα με πολύ μεγάλες δυνατότητες αλλά και περιπλοκότητα. Το AIP4WIN φαίνεται να είναι ένας πολύ καλός συνδυασμός κόστους και αποτελεσματικότητας. Στα περισσότερα από αυτά η επεξεργασία των εικόνων και η φωτομέτρησή τους είναι μια γρήγορη διαδικασία εφ’ όσον η οδήγηση του τηλεσκοπίου είναι σχετικά ακριβής.


Είδη Μεταβλητών-Συχνότητα Καταγραφών

* Μεταβλητοί βραχείας περιόδου.

Σε πολλές περιπτώσεις η περίοδος του φαινομένου είναι σχετικά μικρή, οπότε απαιτείται συνεχής λήψη εικόνων ώστε να καταγράψουμε την εξέλιξή του. Ενδεικτικά αναφέρονται οι κατηγορίες: γρήγορων εκλειπτικών, κηφειδών, RR Λύρας, δ Scuti, εκρηκτικών άστρων σε φάση δραστηριότητας κλπ. Κατά τη διάρκεια της νύχτας μπορούμε να έχουμε έναν ή το πολύ δύο στόχους, οπότε το σημαντικό μέρος περιορίζεται στην ορθή προετοιμασία, ενώ κατά τη διάρκεια της καταγραφής η συμμετοχή του παρατηρητή αφορά στον περιοδικό έλεγχο της εξέλιξής της.


* Μεταβλητοί μακράς περιόδου – ανώμαλοι μεταβλητοί.

Τέτοια είναι μεταβλητοί τύπου Mira, ημικανονικοί, εκρηκτικοί σε φάση ηρεμίας, R Βορείας Στεφάνου κ.ά. Για κάθε τέτοιο άστρο, αρκούν δύο ή τρεις εικόνες, συνήθως χωρίς φίλτρο, οπότε σε μία νύχτα μπορούμε να συλλέξουμε δεδομένα από ένα μεγάλο πλήθος αντικειμένων. Και αυτή η διαδικασία όμως μπορεί να αυτοματοποιηθεί, αν βέβαια το επιτρέπει η σύνθεση του εξοπλισμού.


Πρακτικές συμβουλές

* Ο υπολογιστής που ελέγχει τον εξοπλισμό, θα πρέπει να είναι συγχρονισμένος στην σωστή ώρα, ιδιαίτερα όταν πρόκειται για παρατηρήσεις βραχυπερίοδων μεταβλητών.


* Ο υπολογιστής που θα υποστηρίξει όλες τις συσκευές που εμπλέκονται στη φωτομετρία, αρκεί να είναι κάποιος μέσης ισχύος αλλά με ικανή χωρητικότητα στο σκληρό δίσκο του.


* Οι εικόνες πρέπει να απαλλαγούν από κάθε παρεμβολή ηλεκτρονικής ή φυσικής προέλευσης, ώστε να αποτελούνται, όσο είναι δυνατόν, από καθαρό σήμα. Έτσι πρέπει να λαμβάνονται bias frames, dark frames και flat fields, τα οποία θα αξιοποιηθούν από το λογισμικό ώστενα επιτρέψουν την όσο δυνατόν αξιόπιστη φωτομέτρηση.


* Πολύ σημαντικό είναι να υπάρχει όσο το δυνατόν μεγαλύτερος λόγος σήματος προς θόρυβο (S/N ratio), αλλά ταυτόχρονα να βρισκόμαστε στη γραμμική περιοχή της κάμερας (να μην υπερφωτίζουμε τα αντικείμενα που μας ενδιαφέρουν). Αυτό σημαίνει ότι πρέπει να γίνεται βαθμονόμισης της κάμερας ανάλογα με τη λαμπρότητα του άστρου αλλά και τις καιρικές συνθήκες της συγκεκριμένης νύχτας.


* Αν το τηλεσκόπιό μας έχει μεγάλη εστιακή απόσταση και η επιφάνεια του ccd είναι μικρή, θα χρειαστεί η χρησιμοποίηση ενός focal reducer για να έχουμε στη διάθεσή μας μεγαλύτερο πεδίο αλλά και να μειώσουμε το χρόνο έκθεσης. Το βινιετάρισμα που προκαλεί εξαλείφεται εύκολα κατά την επεξεργασία των εικόνων και χρησιμοποιώντας flat fields.


Καμπύλες Φωτός

Οι φωτομετρικές παρατηρήσεις μας δίνουν τις καμπύλες φωτός, δηλαδή τις γραφικές παραστάσεις της φωτεινότητας του μεταβλητού άστρου συναρτήσει του χρόνου. Από αυτές εξακριβώνεται το είδος του μεταβλητού αστέρα και τα λοιπά χαρακτηριστικά του. Παρακάτω βλέπετε ένα παράδειγμα:

Εικόνα:NJL220plot.gif


πηγή: astronomy.gr

Το πιο ψυχρό μέρος στο ηλιακό μας σύστημα βρίσκεται στο νότιο πόλο της Σελήνης.

Οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ότι η πιο ψυχρή περιοχή του ηλιακού μας συστήματος βρίσκεται πιο κοντά από ό,τι μπορούσαμε να φανταστούμε. Το νέο διαστημικό σκάφος Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO), που δημιουργεί τον πρώτο πλήρη χάρτη θερμοκρασιών του δορυφόρου της Γης, ανακάλυψε ήδη ότι στο νότιο πόλο της Σελήνης, μέσα σε κρατήρες που ποτέ δεν τις βλέπει ο ήλιος, η θερμοκρασία είναι πιο χαμηλή και από τον μακρινό Πλούτωνα.

Οι χαμηλότερες θερμοκρασίες που μετρήθηκαν στη Σελήνη, είναι περίπου 203 βαθμοί Κελσίου κάτω από το μηδέν. Ο Πλούτων είναι τουλάχιστον ένα βαθμό πιο ζεστός, αν και απέχει 40 φορές περισσότερο από τον ήλιο.

"Ακριβώς στο κατώφλι μας υπάρχουν με βεβαιότητα τα πιο κρύα πράγματα που έχουμε ποτέ μετρήσει", δήλωσε ο Ντέηβιντ Πέιτζ του πανεπιστημίου της Καλιφόρνιας-Λος Άντζελες, ερευνητής της NASA, ο οποίος πάντως δεν απέκλεισε, αλλού στο ηλιακό μας σύστημα να υπάρχουν ακόμα πιο κρύα μέρη, που ακόμα δεν έχουν βρεθεί.

Οι πιο κρύες θερμοκρασίες εντοπίστηκαν σε μικρούς κρατήρες που βρίσκονταν μέσα σε άλλους μεγαλύτερους, ιδίως στους κρατήρες Φαουστίνι, Σουμέικερ και Χάγουορθ. Μερικά από τα πιο κρύα μέρη στο φεγγάρι είναι τόσο μακρινά και ανεξερεύνητα, που ακόμα δεν έχουν όνομα.

Οι πολύ χαμηλές θερμοκρασίες στη Σελήνη έχουν επιστημονική σημασία, επειδή μπορούν να παγιδέψουν πτητικές χημικές ουσίες, όπως τον νερό και το μεθάνιο, σύμφωνα με τον επιστήμονα Ρίτσαρντ Βόντρακ του διαστημικού κέντρου Γκόνταρντ της NASA.

Οι παγιδευμένες αυτές ουσίες θα μπορούσαν να αξιοποιηθούν από τις μελλοντικές αποστολές των αστροναυτών, αλλά και να βοηθήσουν τους επιστήμονες να καταλάβουν καλύτερα την προέλευση του ηλιακού μας συστήματος. Η επιστημονική αποστολή του σκάφους LCO, σε εξέλιξη εδώ και μια μόλις εβδομάδα, έχει επίσης βρει αρκετές ενδείξεις υδρογόνου στη Σελήνη, μια πιθανή ένδειξη για παγιδευμένους πάγους κάτω από την επιφάνεια του φεγγαριού.

Η αποστολή εστιάζει στο νότιο πόλο της Σελήνης, που ουσιαστικά είναι ανεξερεύνητος μέχρι τώρα και παρουσιάζει τις καλύτερες πιθανότητες για εύρεση υπόγειων πάγων.

Πηγή: ΑΠΕ

Ο μαγνητισμός βοηθά τη βαρύτητα στη δημιουργία των άστρων

Τα μαγνητικά πεδία παίζουν πολύ μεγαλύτερο ρόλο στο σχηματισμό ενός άστρου από όσο προηγουμένως νομίζαμε. Η απλή εικόνα που έχουμε για τον σχηματισμό ενός άστρου μέσα στα τεράστια νέφη της σκόνης και των αερίων που υπάρχουν διάχυτα στο σύμπαν, είναι αυτά να συγκρούονται λόγω της βαρύτητας και να γίνονται ολοένα πυκνότερα και θερμότερα μέχρι να ξεκινήσει η πυρηνική σύντηξη. Στην πραγματικότητα κι άλλες δυνάμεις εκτός της βαρύτητας παίζουν ρόλο στη γέννηση των άστρων.

stars_formation

Νέες έρευνες δείχνουν ότι κάποια κοσμικά μαγνητικά πεδία παίζουν ένα πολύ σπουδαίο ρόλο. Αν η θεωρία αυτή επαληθευτεί, τότε θα λύσει ένα μακρόχρονο μυστήριο σχετικά με τη διαδικασία σχηματισμού των άστρων, γιατί οι αστρονόμοι, εδώ και καιρό, διαφωνούν σχετικά με τον τρόπο που τα άστρα προκύπτουν από τα νεφελώματα της σκόνης και των αερίων.

Ένα μοριακό νέφος είναι ένα νέφος αερίων που δρα σαν ένα αστρικό βρεφοκομείο. Όταν ένα τέτοιο νέφος συμπιέζεται μόνο ένα μικρό τμήμα του υλικού του νεφελώματος σχηματίζει άστρα, Και οι επιστήμονες δεν ξέρουν το γιατί; Δηλαδή, αναρωτιούνται γιατί τα γιγάντια νέφη, διαμέτρου χιλιάδων ετών φωτός, δεν «καταρρέουν» πλήρως λόγω της βαρύτητας για να σχηματίσουν σούπερ-άστρα. Άρα κάποια άλλη δύναμη αντισταθμίζει τη βαρύτητα, σύμφωνα με τις εκτιμήσεις των επιστημόνων.

Η βαρύτητα ευνοεί το σχηματισμό των άστρων αναγκάζοντας το υλικό να συσσωρευτεί μαζί, ως εκ τούτου κάποια επιπλέον δύναμη πρέπει να παρεμποδίζει αυτή την διαδικασία. Τα μαγνητικά πεδία και οι αναταράξεις είναι οι δύο μεγαλύτεροι υποψήφιοι γι’ αυτό το ζήτημα. (Ένα μαγνητικό πεδίο παράγεται από την κίνηση των ηλεκτρικών φορτίων. Τα άστρα και οι περισσότεροι πλανήτες, συμπεριλαμβανομένης και της Γης, παρουσιάζουν ένα μαγνητικά πεδία). Τα μαγνητικά πεδία αναγκάζουν το αέριο να βρίσκεται σε ‘κανάλια΄, γεγονός που καθιστά δύσκολο να σύρεται το αέριο από όλες τις κατευθύνσεις προς ένα σημείο, ενώ οι αναταράξεις ανακατεύουν το αέριο και προκαλείται μία προς τα έξω πίεση που αντιδρά στην βαρύτητα.

Οι αναταράξεις των αερίων μέσα στα νεφελώματα διαταράσσουν την ομοιομορφία τους και επιτρέπουν στη βαρύτητα να έλκει την αραιή ύλη σε πυκνότερες συσσωματώσεις, οι οποίες τελικά θα συμπιεστούν περαιτέρω, ώσπου να πάρουν την τελική μορφή των άστρων, χωρίς να χρειάζεται καθόλου η βοήθεια του μαγνητισμού.

Από την άλλη τα νέφη της σκόνης και των αερίων είναι υπερβολικά διάχυτα, για να μπορέσει μόνη της η βαρύτητα να τα μετατρέψει σε τόσο μεγάλα ουράνια σώματα όπως τα άστρα, συνεπώς ο μαγνητισμός πρέπει να παίζει ρόλο.

Σύμφωνα με τη θεωρία αυτή η κίνηση των φορτισμένων ατόμων στα νεφελώματα σχηματίζει ένα μαγνητικό πεδίο που αμβλύνει τις αναταράξεις εντός των νεφών και αντισταθμίζει εν μέρει την ελκτική δύναμη της βαρύτητας. Όπως το γήινο μαγνητικό πεδίο εμποδίζει τα σωματίδια του ηλιακού ανέμου να προσκρούσουν στον πλανήτη μας, έτσι και ο μαγνητισμός στα νεφελώματα ρυθμίζει την μερική – και όχι ολική – βαρυτική κατάρρευσή τους σε άστρα. Το πρόβλημα όμως είναι ότι τα νέφη είναι τόσο μακρινά που δεν παρατηρηθούν με μεγάλη λεπτομέρεια, με συνέπεια το μεγαλύτερο μέρος της εργασίας των επιστημόνων σε αυτό τον τομέα, μέχρι σήμερα, να είναι θεωρητικό και να μην μπορεί να αποδειχτεί εμπειρικά.

“Η σχετική σημασία των μαγνητικών πεδίων έναντι των αναταράξεων είναι ένα θέμα μεγάλης συζήτησης", δήλωσε ο αστρονόμος Hua-bai Li του Κέντρου Αστροφυσικής στο Χάρβαρντ. “Η ανακάλυψη μας χρησιμεύει ως η πρώτη παρατηρησιακή δέσμευση για το θέμα αυτό."

Ο Li και η ομάδα του μελέτησε 25 πυκνά σμήνη, ή πυρήνες νεφελωμάτων, που το καθένα είναι διαμέτρου περίπου ένα έτος φωτός. Οι πυρήνες, που δρουν ως σπόροι από τους οποίους σχηματίζονται τα αστέρια, βρίσκονταν μέσα σε μοριακό νέφη σε απόσταση 6.500 ετών φωτός από τη Γη.

Οι ερευνητές μελέτησαν πολωμένο φως (ως γνωστόν έχει ένα ηλεκτρικό και ένα μαγνητικό ορισμένης διεύθυνσης). Από την πόλωση, οι ερευνητές μέτρησαν τα μαγνητικά πεδία μέσα σε κάθε πυρήνα του νέφους και τα σύγκριναν με τα πεδία στα περιβάλλοντα ισχνά νέφη.

Στις περισσότερες περιπτώσεις το πολωμένο φως από τα πυκνότερα τμήματα των νεφελωμάτων ευθυγραμμίστηκε απόλυτα με το πολωμένο φως από όλο το νεφέλωμα και άρα με τις γραμμές του μαγνητικού πεδίου. Αν οι αναταράξεις ήσαν η κυρίαρχη δύναμη, όπως συμπέραναν οι επιστήμονες, θα προέκυπτε μια πολύ πιο χαοτική εικόνα, συνεπώς ο μαγνητισμός πρέπει όντως να παίζει καθοριστικό ρόλο στο σχηματισμό των άστρων.

“Τα αποτελέσματά μας δείχνουν ότι οι πυρήνες στο μοριακό νέφος που βρίσκονται κοντά μεταξύ τους, δεν συνδέονται μόνο με τη βαρύτητα, αλλά και μέσω του μαγνητικού πεδίου”, δήλωσε ο Li. "Αυτό δείχνει ότι οι προσομοιώσεις σε υπολογιστή για τον σχηματισμό των άστρων πρέπει να λάβουν υπόψη τους ισχυρά μαγνητικά πεδία."

Η έρευνα αυτή έχει γίνει δεκτή για δημοσίευση στο Astrophysical Journal και είναι διαθέσιμη σε απευθείας σύνδεση στην http://arxiv.org/abs/0908.1549

Πηγή: ScienceNow