Ίσως ανακαλύφθηκε μια μαύρη τρύπα μεσαίου μεγέθους με 500 ηλιακές μάζες

Μερικές μαύρες τρύπες είναι πολύ μεγάλες, άλλες πάλι είναι πολύ μικρές. Τώρα όμως το διαστημικό σκάφος ακτίνων-Χ XMM-Newton της Ευρωπαϊκής Υπηρεσίας Διαστήματος (ESA) ίσως κατάφερε να ανακαλύψει μια μαύρη τρύπα μεσαίου μεγέθους που μέχρι τώρα ήταν άγνωστη.

Οι μικρές μαύρες τρύπες ή αστρικές έχουν μάζα 3 έως 12 φορές τη μάζα του Ήλιου μας. Οι υπερβαρέες μαύρες τρύπες έχουν μάζες που κυμαίνονται από αρκετά εκατομμύρια μέχρι δισεκατομμύρια φορές τη μάζα του Ήλιου. Μέχρι τώρα δεν είχαμε βρει στα σίγουρα μαύρες τρύπες με ενδιάμεση μάζα.

Καλλιτεχνική εικόνα του αντικειμένου HLX-1 (το μπλε άστρο πάνω αριστερά του γαλακτικού εξογκώματος). Το HLX-1 ((Hyper-Luminous X-ray source 1)), που είναι τοποθετημένο στο εξωτερικό μέρος του σπειροειδούς γαλαξία ESO 243-49, είναι μια ισχυρή πηγή ακτίνων-Χ βρίσκεται 290 εκατομμύρια έτη φωτός μακριά μας, έχει μάζα ίση με 500 φορές αυτής του Ήλιου και μάλλον εκεί βρίσκεται μια μαύρη τρύπα μεσαίου μεγέθους.

Σε μια δημοσίευση τους στο περιοδικό Nature Βρετανοί και Γάλλοι αστρονόμοι δεν δηλώνουν ότι έχουν βρει μια μεσαίου βάρους μαύρη τρύπα αλλά ότι έχουν βρει ένα αντικείμενο που οι περισσότερες άλλες εξηγήσεις αποτυγχάνουν να περιγράψουν τη συμπεριφορά του.

Το αντικείμενο HLX-1 είναι μια υπέρλαμπρη πηγή ακτίνων Χ κοντά στον σπειροειδή γαλαξία ESO 243-49. Οι ακτίνες Χ αξιωματικά οφείλονται ή είναι το προϊόν μιας μαύρης τρύπας ενδιάμεσης μάζας, με 100 έως 10.000 ηλιακές μάζες, αλλά μέχρι σήμερα, κανένα τέτοιο υποψήφιο αντικείμενο δεν είχε γίνει ευρέως αποδεκτό σαν μεσαία μαύρη τρύπα.

Το αντικείμενο αρχικά παρατηρήθηκε το Νοέμβριο του 2004, και επανελέγχτηκε το είδωλό του το Νοέμβριο του 2008. Για να κατανοηθεί η φύση της υπέρλαμπρης πηγής ακτίνων Χ οι ερευνητές χρειάστηκε να κατανοήσουν τη σχέση της με τον γαλαξία που βρίσκεται. Κατ’ αρχάς αποπειράθηκαν να δούνε αν οι ακτίνες Χ στο HLX-1 θα μπορούσαν να οφείλεται σε μια τυχαία ευθυγράμμιση ορισμένων γαλαξιών πίσω από τον γαλαξία υποδοχής ESO 243-49, αλλά μια σειρά από 1.000.000 προσομοιώσεις Monte Carlo βρήκαν πως αυτή η πιθανότητα να έχουμε αυτό το αποτέλεσμα είναι μόνο 9%. Οι αστρονόμοι αποκλείουν να οφείλεται σε πηγές του φόντου λόγω του σχήματος του φάσματος των ακτίνων-Χ.

Δεδομένου ότι το αντικείμενο HLX-1 φαίνεται να είναι μέρος του γαλαξία ESO 243-49, οι αστρονόμοι εξέτασαν κι άλλες πιθανές αιτίες. Σύμφωνα με τη δημοσίευση, ένα Γαλαξιακός λευκός νάνος που συσσωρεύει μάζα από ένα γείτονα του χαμηλής μάζας θα εμφανιζόταν στο φάσμα των ακτίνων Χ, αλλά όχι στο ορατό φάσμα. Επίσης, ένα δυαδικό σύστημα ενός άστρου νετρονίων μικρής μάζας δεν θα μπορούσε να εμφανίζει το ίδιο είδος φάσματος που παρατηρείται – αλλά είναι κάτι που συνάδει με μια μαύρη τρύπα που απορροφάει μάζα.

Ορισμένα blazars (ένα είδος ραδιοπηγών πάλσαρ) θα μπορούσαν να έχουν ένα παρόμοιο φάσμα, αλλά η χαμηλή απορρόφηση εδώ αποκλείει και αυτή την δυνατότητα. Το γεγονός ότι υπάρχει μια διαφορά με τις παρατηρήσεις μεταξύ 2004 και 2008 προκύπτει ότι δεν πρόκειται για μια περίπτωση πολλαπλών πηγών χαμηλής έντασης που αθροίζονται. Τέλος, η κατανομή της φωτεινότητας και το σχήμα του φάσματος δεν είναι συνεπής με την ιδέα ότι αυτό οφείλεται είτε σε σχετικιστική ή είτε σε γεωμετρική ακτινοβολία.

“Με τις περισσότερες άλλες αιτίες να έχουν εξαντληθεί, το μόνο συμπέρασμα που απομένει είναι ότι το αντικείμενο HLX-1 είναι η πιο ισχυρή περίπτωση που έχουμε μέχρι σήμερα να πρόκειται για μια μαύρη τρύπα ενδιάμεση μάζας", λένε οι ερευνητές. Οι υπολογισμοί που βασίζονται γύρω από την φωτεινότητα του αντικειμένου δείχνουν ότι έχει ένα χαμηλό όριο για τη μάζα περίπου στις 500 ηλιακές μάζες, δηλαδή ανήκει στο μέσο εύρος για αυτή την κατηγορία του αντικειμένου. Ωστόσο, οι συντάκτες της δημοσίευσης παραδέχονται ότι πρόκειται για μια συντηρητική εκτίμηση.

Πηγή: Scientific Blogging

ΑΛΥΤΑ ΠΡΟΒΛΗΜΑΤΑ ΤΩΝ ΜΑΘΗΜΑΤΙΚΩΝ: Η εικασία του Γκόλντμπαχ

Η εικασία του Γκόλντμπαχ είναι ένα από τα παλιότερα άλυτα προβλήματα της θεωρίας αριθμών και γενικότερα των μαθηματικών. Εκφράζεται ως εξής:

Κάθε άρτιος θετικός ακέραιος μεγαλύτερος του 2 μπορεί να γραφεί ως άθροισμα δύο πρώτων αριθμών, έτσι ώστε για κάθε n ≧ 2, 2n = p + q, όπου p, q πρώτοι αριθμοί.

Για παράδειγμα,

4 = 2 + 2
6 = 3 + 3
8 = 3 + 5
10 = 3 + 7 = 5 + 5
12 = 5 + 7
14 = 3 + 11 = 7 + 7
κτλ.

Στις 7 Ιουνίου 1742 ο Κρίστιαν Γκόλντμπαχ έστειλε μία επιστολή στον Λέοναρντ Όιλερ, στην οποία έκανε μια πρώτη αναφορά στην εξής εικασία:

Κάθε ακέραιος μεγαλύτερος του 2 μπορεί να γραφεί ως άθροισμα τριών πρώτων.

Θεωρούσε βέβαια ως δεδομένο ότι το 1 είναι πρώτος αριθμός, σύμβαση που μεταγενέστερα εγκαταλείφθηκε. Έτσι σήμερα η αρχική θεωρία του Goldbach θα γραφόταν ως εξής

Κάθε ακέραιος μεγαλύτερος του 5 μπορεί να γραφεί ως άθροισμα τριών πρώτων.

Ο Όιλερ απάντησε με μία ισοδύναμη εκδοχή της εικασίας:

Κάθε άρτιος ακέραιος μεγαλύτερος του 2 μπορεί να γραφεί ως άθροισμα δύο πρώτων,

προσθέτοντας ότι το δέχεται ως ένα πλήρως ορισμένο θεώρημα (”ein ganz gewisses Theorema”), παρά το γεγονός ότι δεν είναι σε θέση να το αποδείξει. Αυτή η προγενέστερη εικασία είναι σήμερα γνωστή ως “τριαδική” εικασία του Γκόλντμπαχ, ενώ η μεταγενέστερη ως “ισχυρή” ή “δυαδική” εικασία του Γκόλνμπαχ. Η εικασία ότι όλοι οι περιττοί αριθμοί μεγαλύτεροι του 9 μπορούν να γραφτούν ως άθροισμα τριών περιττών πρώτων αριθμών καλείται ως η “αδύναμη” εικασία του Γκόλντμπαχ. Και οι δύο παραμένουν άλυτες μέχρι σήμερα. Για το ξεκινημα τησ λυσης εφαρμοζουμε την εισ ατοπον απαγωγην και.....

Όπως με πολλές άλλες εικασίες των μαθηματικών, υπάρχει ένας μεγάλος αριθμός από διαδεδομένες αποδείξεις της εικασίας του Γκόλντμπαχ, από τις οποίες όμως καμία δεν έχει γίνει ακόμα αποδεκτή από την μαθηματική κοινότητα. Ο εκδοτικός οίκος "Faber and Faber" προσέφερε το βραβείο του ενός εκατομμυρίου δολαρίων σε όποιον αποδείκνυε την εικασία του Γκόλντμπαχ μέσα στο χρονικό διάστημα από τις 10 Μαρτίου 2000 μέχρι τις 20 Μαρτίου 2002, αλλά κανείς δεν τα κατάφερε και έτσι η εικασία παραμένει ακόμα και μέχρι σήμερα ανοιχτή.

Το CERN αρχίζει τον Οκτώβριο τις συγκρούσεις σωματιδίων

Αυτή τη φορά το CERN είναι αποφασισμένο ούτε διακοπές να κάνει τα Χριστούγεννα, ούτε οικονομία στο άφθονο ρεύμα που χαλά. Από τη στιγμή που θα αρχίσει τις πρώτες συγκρούσεις σωματιδίων τον Οκτώβριο, ο μεγάλος επιταχυντής αδρονίων δεν θα σταματήσει ούτε στιγμή να δουλεύει, αν μη τι άλλο για να προλάβει τον ανταγωνιστικό -αλλά λιγότερο ισχυρό- αμερικανικό επιταχυντή Tevatron του εργαστηρίου Fermilab στην σκληρή κούρσα για την αναζήτηση του "σωματιδίου του Θεού" (μποζονίου του Χιγκς) – και όχι μόνο. Αυτό δήλωσε ο επικεφαλής του επιταχυντή δρ Λιν Έβανς στο βρετανικό Τύπο.

Η απόφαση του CERN να μην κάνει καν την καθιερωμένη χειμερινή διακοπή (εν μέρει για διακοπές και εν μέρει για οικονομία ρεύματος!) αποσκοπεί στο να κερδίσει το CERN το χαμένο έδαφος μετά τη σοβαρή βλάβη που ανάγκασε την άδοξη αναστολή του ιστορικού πειράματος εννιά μόλις μέρες μετά την πολυδιαφημισμένη έναρξή του στις 10/9/2008. Η χειμερινή λειτουργία θα κοστίσει περίπου 15 εκατ. ευρώ στο CERN.

Οι επιστήμονες του αμερικανικού Tevatron, εκμεταλλευόμενοι την αναγκαστική αδράνεια του CERN, έκαναν σημαντικές προόδους και δήλωσαν ότι μέσα στο 2010 ελπίζουν να βρουν το σωματίδιο του Χιγκς, που θεωρείται ότι δίνει μάζα στην ύλη. "Εύχομαι πάντα καλή τύχη στο Fermilab, αλλά τώρα πια θα έχουν πολύ δύσκολη δουλειά", δήλωσε ο Έβανς.

Ο Tevatron και άλλοι επιταχυντές σωματιδίων έχουν ήδη προσδιορίσει ότι το μποζόνιο του Χιγκς δεν μπορεί να έχει μάζα μεγαλύτερη από 185 GeV (γιγαηλεκτρονιοβόλτ) ή μικρότερη από 114 GeV. Το Μάρτιο, κάνοντας περαιτέρω πρόοδο, οι φυσικοί του αμερικανικού Fermilab απέκλεισαν το σωματίδιο να βρίσκεται στη γκάμα των 160-170 GeV.

"Δεν αμφιβάλλω ότι το Fermilab θα δημοσιεύσει και άλλα όρια (αποκλεισμού) για το (σωματίδιο του) Χιγκς, αλλά θα είναι πολύ δύσκολο γι’ αυτούς να κάνουν κάτι περισσότερο. Αυτή θα είναι δουλειά του επιταχυντή του CERN", δήλωσε με αυτοπεποίθηση ο Έβανς, που πρόσθεσε ότι οι αμερικανοί φυσικοί "μπορεί να βρουν κάποιο ίχνος (του σωματιδίου), αλλά υπάρχει μεγάλη διαφορά ανάμεσα στο ίχνος και την ανακάλυψη".

Οι πρώτες ακτίνες σωματιδίων θα σταλούν στο τεράστιο τούνελ μήκους 27 χλμ., κάτω από τα γαλλο-ελβετικά σύνορα, το Σεπτέμβριο, ενώ οι πρώτες συγκρούσεις πρωτονίων θα αρχίσουν τον επόμενο μήνα, όπως είπε ο δρ Έβανς. Οι συγκρούσεις των σωματιδίων από αντίθετες κατευθύνσεις στον ευρωπαϊκό επιταχυντή θα γίνονται με ασύλληπτη ταχύτητα που θα φτάνει το 99,9999991% της ταχύτητας του φωτός.
Οι μαγνήτες, που θα καθοδηγούν τις ακτίνες στο εσωτερικό του τούνελ, έχουν ήδη ψυχθεί στα τέσσερα από τα οκτώ συνολικά τμήματα του επιταχυντή, στην αναγκαία θερμοκρασία των μείον 271,3 βαθμών Κελσίου (μόλις 1,8 βαθμούς πάνω από το απόλυτο μηδέν) και όλο το τούνελ θα έχει αποκτήσει την ίδια θερμοκρασία μέχρι το τέλος Αυγούστου.

Ο Έβανς εμφανίστηκε καθησυχαστικός ότι, όταν ξαναρχίσει η λειτουργία του επιταχυντή και εμφανιστούν οι πρώτες συναρπαστικές ανακαλύψεις, θα ξεχαστεί αμέσως η καταστροφική βλάβη. Παράλληλα, υπενθύμισε ότι και το διαστημικό τηλεσκόπιο "Χαμπλ" αρχικά υπέστη πρόβλημα, το οποίο όμως ξεχάστηκε μετά την επιδιόρθωσή του και έκτοτε τροφοδοτεί τους επιστήμονες με συναρπαστικά δεδομένα.

Πηγή: ΑΠΕ ΜΠΕ

Βρέθηκαν δύο νέες μορφές υγρού νερού κάτω από τους -75 βαθμούς Κελσίου

Το νερό μπορεί κάτω από το μηδέν να παγώνει, αλλά φαίνεται πως κάτω από τους -75 βαθμούς μπορεί να ξαναγίνεται υγρό. Έτσι, σε μια μελέτη τους, ο Dino Leporini του Πανεπιστημίου της Πίζας και συνάδελφοί του στο Ινδικό Ινστιτούτο Επιστημών λένε ότι έχουν δει δύο νέες φάσεις υγρού νερού, όταν το νερό έχει ψυχθεί αφενός σε χαμηλές θερμοκρασίες και αφετέρου συμπιεστεί σε υψηλές πιέσεις. Στο χαμηλής πυκνότητας υγρό νερό (LDL), μόρια νερού σχηματίζουν ένα ανοικτό δίκτυο, ενώ σε υγρό νερό υψηλής πυκνότητας (HDL), τα μόρια του νερού είναι κοντά μεταξύ τους και σπάζουν κάποιους δεσμούς υδρογόνου. Οι παρατηρήσεις αυτές επιβεβαιώνουν την πρόβλεψη του Gene Stanley το 1992, που ήταν ο πρώτος που πρότεινε τις δύο νέες φάσεις.

Ο Leporini και οι συνεργάτες του έπρεπε να ξεπεράσουν πολλές τεχνικές προκλήσεις στο πείραμα τους, επειδή το νερό τείνει να παγώσει πριν αυτό μπορέσει να γίνει υπέρψυχρο σε εξαιρετικά χαμηλές θερμοκρασίες. Για να λύσουν τα όποια τεχνικά προβλήματα οι ερευνητές αποφάσισαν να περιορίσουν μικροσκοπικούς θύλακες υγρού νερού στο εσωτερικό του πάγου, και τότε να ψύξουν το υγρό νερό σε θερμοκρασίες μέχρι -183° C. Αντί να μετρήσουν άμεσα το νερό, οι επιστήμονες χρησιμοποίησαν μια μοριακή συσκευή – που ονομάζεται TEMPOL –, και η οποία είναι ευαίσθητη στο ιξώδες του νερού. Η συσκευή κινείται σαν να υπήρχαν δύο είδη υγρού νερού κάτω από τον πάγο: μία μορφή πιο ρευστή HDL , και μια πιο παχύρρευστη μορφή LDL.

Σύμφωνα με ένα άρθρο στο περιοδικό Nature, οι εμπειρογνώμονες διίστανται σχετικά με το αν είναι αληθινά τα πειράματα που αποδεικνύουν πραγματικά τις νέες φάσεις του νερού. Ο Pablo Debenedetti, ειδικός για τη φυσική των υγρών στο πανεπιστήμιο του Princeton, διερωτάται κατά πόσον οι δύο τύποι του νερού στα πειράματα είναι πράγματι δύο διαφορετικές φάσεις, και δείχνει ότι η υγρή μορφή μπορεί να εμφανίζεται σταδιακά και όχι απότομα.

Επίσης, λέει πως το πρόβλημα έγκειται ότι οι δύο νέες υγρές φάσεις είναι δύσκολο να μελετηθούν πειραματικά, καθώς το νερό τείνει να παγώνει πριν μπορέσει να ψυχθεί κάτω από τους -75 βαθμούς Κελσίου, δηλαδή στις θερμοκρασίες όπου οι δύο επίμαχες μορφές του νερού μπορεί να υπάρχουν και να γίνουν αντιληπτές από τους επιστήμονες.

Ένας άλλος ειδικός στο νερό ο Austen Angell στο Πολιτειακό Πανεπιστήμιο της Αριζόνας διερωτάται για την καθαρότητα του νερού στους θύλακες, επισημαίνοντας ότι το θαλασσινό νερό απομακρύνει το αλάτι όταν παγώνει, και οι κινήσεις της συσκευής θα μπορούσαν απλώς να προκαλούνται από τις τυχόν ακαθαρσίες στο νερό.

Το νερό όπως ξέρουμε αντίθετα με τα περισσότερα άλλα υγρά η πυκνότητα του μεταβάλλεται παράξενα. Έτσι, είναι πιο πυκνό όταν βρίσκεται στους μείον 4 βαθμούς Κελσίου. Λόγω αυτής της ιδιότητας του μπορεί να ερμηνευτούν φαινόμενα όπως γιατί οι λίμνες δεν παγώνουν σε όλο το βάθος κατά τον χειμώνα. Αυτή η περίεργη συμπεριφορά πηγάζει από τους ασθενικούς χημικούς δεσμούς ή δεσμούς υδρογόνου που αναπτύσσονται ανάμεσα στα μόρια του υγρού νερού.Στον πάγο όμως αυτοί οι δεσμοί κρατούν τα μόρια σε μεγάλες αποστάσεις μεταξύ τους και έτσι αφήνουν πολύ κενό στον ενδιάμεσο χώρο.

Το 1992, ο Gene Stanley χρησιμοποιώντας προσομοιώσεις σε υπολογιστές πρότεινε ότι αυτοί οι δεσμοί υδρογόνου μπορούν να παράγουν δύο διαφορετικές μορφές υγρού νερού, αν το νερό κρύωνε πολύ και συμπιεζόταν σε υψηλές πιέσεις.

Και μόνο τώρα ο Dino Leporini με τους συνεργάτες του λένε πως είδαν αυτές τις δύο μορφές του υπέρψυχρου νερού με τον εξής τρόπο: κατάφεραν να περιορίσουν το υγρό νερό μέσα στον ίδιο τον πάγο χρησιμοποιώντας μια νέα τεχνική που ονομάζεται αντήχηση περιστροφής ηλεκτρονίων.

Η μελέτη των νέων φάσεων του υγρού νερού θα μπορούσε να έχει ενδιαφέρουσες συνέπειες για τη ζωή. Όπως εξηγεί ι Leporini, οι θύλακες του υπέρψυχρου νερού στον πάγο θα μπορούσαν να φιλοξενήσουν ζωή σε ψυχρές περιοχές ή σε άλλους πλανήτες, όπου δεν είχαμε σκεφτεί ποτές πως θα μπορούσε να υπάρχει η ζωή.

Πηγή: Nature News – Softpedia

Οι αστερισμοί

Ο έναστρος νυχτερινός ουρανός όχι μόνο γοήτευε πάντα τους λαούς της γης σε όλες τις εποχές αλλά και ερέθιζε την φαντασία τους. Ετσι οι αρχαίοι λαοί άρχισαν να αναζητούν στον ουρανό σχήματα και μορφές ενώνοντας με νοητές γραμμές τα λαμπρότερα αστέρια. Χρησιμοποιώντας την φαντασία τους παρομοίασαν τις μορφές που σχηματίζονταν στον ουρανό με θεότητες, μυθικούς ήρωες, ζώα και αντικείμενα. Ετσι γεννήθηκαν οι αστερισμοί, δηλαδή ομάδες αστεριών στον ουρανό που βρίσκονται κοντά μεταξύ τους.

Ολοι οι λαοί είχαν τα δικά τους ονόματα για τους αστερισμούς ενώ οι πρώτες γραπτές αναφορές εμφανίζονται από τους Βαβυλώνιους και ύστερα από τους Ελληνες και τους Αραβες. Μεγάλες προσωπικότητες της Αρχαίας Ελλάδας όπως ο Ερατοσθένης, ο Ιππαρχος και ο Πτολεμαίος κατέγραψαν σε κείμενά τους καταλόγους με τους αστερισμούς όπως τους είχαν χωρίσει στην εποχή εκείνη μαζί με τους μύθους που τους συνόδευαν.

Στη πορεία της ιστορίας τα αστέρια του ουρανού χωρίστηκαν σε αστερισμούς με πολλές παραλλαγές ανάλογα με την εποχή και το μέρος της γης, με διαφορους αστερισμούς να προστίθενται ή να αφαιρούνται, να αλλάζουν οι μορφές ή τα όρια τους. Ετσι σε διαφορετικά σημεία της γης υπήρχαν διαφορετικές εκδοχές του ουρανού ενώ και ο κάθε ουρανογράφος έβαζε και την δική του πινελιά στους χάρτες του και σχημάτιζε αστερισμούς με την δική του φαντασία. Για να μπει μια τάξη στους αστερισμούς, το 1932 η Παγκόσμια Αστρονομική Ενωση συνεδρίασε και αποφάσισε να υιοθετήσει σαν παγκόσμια αποδεκτή την εκδοχή για τους αστερισμούς του Eugene Delporte ο οποίος είχε χωρίσει τον ουρανό σε 88 αστερισμούς με σαφώς καθορισμένα σύνορα. Ετσι, σήμερα αναγνωρίζουμε στον ουρανό 88 αστερισμούς οι πιο πολλοί από τους οποίους έχουν τα ονόματα ηρώων της ελληνικής μυθολογίας. Για να μάθετε να εντοπίζετε τους αστερισμούς πηγαίνετε εδώ.

Στην Ελλάδα δεν είναι ορατοί όλοι οι αστερισμοί (αυτό συμβαίνει μόνο στον ισημερινό) αλλά οι περισσότεροι από αυτούς. Οι αστερισμοί που είναι κοντά στον βόρειο ουράνιο πόλο (που δείχνει ο Πολικός Αστέρας) είναι αειφανείς δηλαδή είναι ορατοί οποιαδήποτε στιγμή καθόλη την διάρκεια του έτους. Τέτοιοι αστερισμοί είναι η Μικρή Αρκτος, η Μεγάλη Αρκτος και η Κασσιόπη. Αφανείς αστερισμοί είναι εκείνοι που βρίσκονται κοντά στον νότιο ουράνιο πόλο (ο οποίος ποτέ δεν είναι ορατός στην Ελλάδα) και δεν μπορεί να τους δει κανείς απο την χώρα μας. Τέλος, υπάρχουν οι αμφιφανείς αστερισμοί, που είναι και οι περισσότεροι, και οι οποίοι είναι ορατοί σε ορισμένες εποχές και αόρατοι σε άλλες. Ας δούμε τώρα έναν συνοπτικό κατάλογο που περιγράφει χονδρικά σε ποια εποχή ο κάθε αστερισμός είναι καλύτερα ορατός.

Αειφανείς αστερισμοί (ορατοί σε όλες τις εποχές)		Χειμερινοί αστερισμοί
		Ταύρος
Μεγάλη Αρκτος		Ηνίοχος
Μικρή Αρκτος		Δίδυμοι
Κηφεύς		Ωρίων
Κασσιόπη		Ηριδανός
Δράκων		Μέγας Κύων
Καμηλοπάρδαλις		Μικρός Κύων
		Λαγωός
		Πρύμνη
Εαρινοί αστερισμοί		Θερινοί αστερισμοί
		Κύκνος
Παρθένος		Αετός
Λέων		Λύρα
Βοώτης		Σκορπιός
Θηρευτικοί Κύνες		Οφιούχος
Καρκίνος		Τοξότης
Κόμη Βερενίκης		Ζυγός
		Ηρακλής
	Φθινοπωρινοί αστερισμοί
Πήγασος
Ανδρομέδα
Υδροχόος
Κριός
Κασσιόπη
Περσέας
Ιχθείς

Σας παραθέτουμε τώρα την πλήρη λίστα με όλους τους αστερισμούς, το ελληνικό τους όνομα, το λατινικό όνομα και την συντομογραφία τους.

Οι 88 Αστερισμοί

Ονομα	Λατινικό όνομα	Συντομογραφία
Αετός	Aquila	Aql
Αιγόκερως	Capricornus	Cap
Αλώπηξ	Vulpecula	Vul
Ανδρομέδα	Andromeda	And
Αντλία	Antlia	Ant
Αρκτος Μεγάλη	Ursa Major	UMa
Αρκτος Μικρή	Ursa Minor	UMi
Ασπίς	Scutum	Sct
Βέλος	Sagita	Sge
Βοώτης	Bootes	Boo
Βωμός	Ara	Ara
Γερανός	Grus	Gru
Γλύπτης	Sculptor	Scu
Γλυφείον	Caelum	Cae
Γνώμων	Norma	Nor
Δελφίνι	Delphinus	Del
Διαβήτης	Circinus	Cir
Δίδυμοι	Gemini	Gem
Δίκτυον	Reticulum	Ret
Δοράς	Dorado	Dor
Δράκων	Draco	Dra
Εξάς	Sextans	Sex
Ζυγός	Libra	Lib
Ηνίοχος	Auriga	Aur
Ηρακλής	Hercules	Her
Ηριδανός	Eridanus	Eri
Ινδός	Indus	Ind
Ιππάριον	Equuleus	Equ
Ιστία	Vela	Vel
Ιχθείς	Pisces	Psc
Ιχθύς Ιπτάμενος	Volans	Vol
Ιχθύς Νότιος	Piscis Austrinus	PsA
Καμηλοπάρδαλις	Camelopardalis	Cam
Κάμινος	Formax	For
Καρκίνος	Cancer	Cnc
Κασσιόπη	Cassiopeia	Cas
Κένταυρος	Centaurus	Cen
Κήτος	Cetus	Cet
Κηφεύς	Cepheus	Cep
Κόμη Βερενίκης	Coma Berenices	Com
Κόραξ	Corvus	Crv
Κρατήρ	Crater	Crt
Κριός	Aries	Ari
Κύκνος	Cygnus	Cyg
Κύνες Θηρευτικοί	Canes Venatici	CVn
Κύων Μέγας	Canis Major	CMa
Κύων Μικρός	Canis Minor	CMi
Λαγωός	Lepus	Lep
Λέων	Leo	Leo
Λέων Μικρός	Leo Minor	LMi
Λυγξ	Lynx	Lyn
Λύκος	Lupus	Lup
Λύρα	Lyra	Lyr
Μικροσκόπιον	Microscopium	Mic
Μονόκερως	Monoceros	Mon
Μυία	Musca	Mus
Οκρίβας	Pictor	Pic
Οκτάς	Octans	Oct
Οφιούχος	Ophiuchus	Oph
Οφις	Serpens	Ser
Παρθένος	Virgo	Vir
Περιστερά	Columba	Col
Περσεύς	Perseus	Per
Πήγασος	Pegasus	Peg
Πρύμνη	Puppis	Pup
Πτηνόν	Apus	Aps
Πυξίς	Pyxis	Pyx
Σαύρα	Lacerta	Lac
Σκορπιός	Scorpius	Sco
Σταυρός Νότιος	Crux	Cru
Στέφανος Βόρειος	Corona Borealis	CrB
Στέφανος Νότιος	Corona Austalis	CrA
Ταύρος	Taurus	Tau
Ταώς	Ραvο	Pav
Τηλεσκόπιον	Telescopium	Tel
Τοξότης	Sagittarius	Sgr
Τουκάνα	Tucana	Tuc
Τράπεζα	Mensa	Men
Τρίγωνον	Triangulum	Tri
Τρίγωνον Νότιον	Triangulum Australe	TrA
Τρόπις	Carina	Car
Υδρα	Hydra	Hya
Υδρος	Hydrus	Hyi
Υδροχόος	Aquarius	Aqr
Φοίνιξ	Phoenix	Phe
Χαμαιλέων	Chamaeleon	Cha
Ωρίων	Orion	Ori
Ωρολόγιον	Herologium	Her

Πώς μετράμε την λαμπρότητα των ουράνιων αντικειμένων

Το πόσο λαμπρά είναι τα ουράνια αντικείμενα μετριέται με μία κλίμακα που ονομάζεται Φαινόμενο Μέγεθος (apparent magnitude). Το φαινόμενο μέγεθος το χρησιμοποιούμε ευρέως για να περιγράψουμε πόσο λαμπρό φαίνεται ένα αντικείμενο σε έναν παρατηρητή της Γης. Ετσι, το να γνωρίζουμε το φαινόμενο μέγεθος ενός άστρου ή ένός άλλου αντικειμένου μπορεί να μας κατατοπίσει για το πόσο λαμπρό θα φαίνεται στον ουρανό, για το αν μπορούμε να το δούμε με τα γυμνά μάτια κτλ. Η κλίμακα αυτή (που είναι λογαριθμική) έχει το εξής ιδιότυπο χαρακτηριστικό που εξηγείται παρακάτω:

Μικρότερη τιμή σημαίνει μεγαλύτερη λαμπρότητα
Οφείλεται στην πρώτη ταξινόμηση των αστέρων με βάση την λαμπρότητά τους που είχε κάνει στην αρχαιότητα ο Ιππαρχος. Ετσι, ενας αστέρας 2ου μεγέθους είναι πιο λαμπρός από έναν αστέρα 4ου μεγέθους. Το φαίνόμενο μέγεθος μπορεί να πάρει και αρνητικές τιμές και σύμφωνα με την ιδιοτυπία που μόλις αναφέραμε, τα άστρα με αρνητικό μέγεθος είναι πιο λαμπρά από αυτά με θετικό.

Μερικά ενδεικτικά μεγέθη για να κατανοήσετε την κλίμακα
Ακολουθεί παρακάτω ένας ενδεικτικός πίνακας με διάφορα μεγέθη διαφόρων αντικειμένων για να μπορέσετε να κατανοήσετε την ακριβή διάσταση της κλίμακας.

Αντικείμενο	Φαινόμενο Μέγεθος
Ηλιος	-26,7
Πανσέληνος	-12,5
Αφροδίτη (ο πιο λαμπρός πλανήτης)	-4,4
Δίας	-2,5
Σείριος (ο πιο λαμπρός αστέρας)	-1,44
Αρκτούρος, Βέγκα	~0
Στάχυς	+1
Πολικός Αστέρας	+2
Γαλαξίας της Ανδρομέδας	+3,4
Νεφέλωμα του Ωρίωνα	+4
Πλούτωνας (ο πιο μικρός πλανήτης)	+15

Βλέπουμε ότι τα πιο λαμπρά αντικείμενα είναι, εκτός φυσικά από τον ήλιο και την Σελήνη, οι πιο λαμπροί πλανήτες όπως ο Δίας και η Αφροδίτη. Τα πιο λαμπρά αστέρια του ουρανού (που αριθμούν λιγότερα από 10) είναι αρνητικού ή μηδενικού μεγέθους. (προσοχή, το μηδενικό μέγεθος δεν σημαίνει πως δεν έχουν λαμπρότητα). Αρκετά αστέρια είναι πρώτου μεγέθους και είναι κι αυτά από τα πιο λαμπρά αστέρια που εύκολα φαίνονται ακόμα και στις πόλεις. Ο Πολικός Αστέρας είναι ένας αστέρας 2ου μεγέθους. Τα αστέρια αυτού του μεγέθους είναι πιο πολλά στο ουρανό και δεν ξεχωρίζουν όπως τα προηγούμενα, όμως είναι και αυτά εύκολα ορατά ακόμα και στις πόλεις. Από το τρίτο μέγεθος όμως και κάτω, τα πράγματα αρχίζουν και δυσκολεύουν. Σε πόλεις όπου υπάρχει φωτορύπανση, τα πράγματα γίνονται όλο και πιο δύσκολα όσο τα άστρα γίνονται πιο αμυδρά. Ας δούμε τί ονομάζουμε οριακό μέγεθος:

Οριακό μέγεθος (limiting magnitude) ονομάζουμε το φαινόμενο μέγεθος του πιο αμυδρού αστέρα που μπορεί να δει ο άνθρωπος με τα γυμνά μάτια. Υπό ιδανικές συνθήκες, ο άνθρωπος μπορεί σε σκοτεινούς ουρανούς μακριά από την φωτορύπναση να δει μέχρι και αστέρια μεγέθους +5,5 ως +6,5 ανάλογα με την ικανότητα της όρασής του. Αυτό αντιστοιχεί σε πάνω από 2000 αστέρια που θα ήταν ορατά με το γυμνό μάτι αν δεν υπήρχε η φωτορύπανση. Στις πόλεις, όμως, ανάλογα με το πρόβλημα της φωτορύπανσης που έχει κάθε περιοχή, το οριακό μέγεθος είναι γύρω στο +2,5 ως +4,5.

Χάρτης που δείχνει την ένταση της φωτορύπνασης σε κάθε περιοχή της Ελλάδας

Για να καταλάβει κανείς πόσο έντονο είναι το πρόβλημα της φωτορύπανσης στην περιοχή του αρκεί να δει ποιο είναι το πιο αμυδρό αστέρι που βλέπει.

Το οριακό μέγεθος μπορεί να αυξηθεί αν χρησιμοποιηθούν οπτικά βοηθήματα. Ετσι, με κιάλια μπορεί κανείς να δει μέχρι και αστέρες μεγέθους +10, με ένα ερασιτεχνικό τηλεσκόπιο(~10 εκατοστών) αστέρες μεγέθους +12, ενώ με μεγάλα τηλεσκόπια αστεροσκοπείων είναι ορατοί και αστέρες πάνω από 20ού μεγέθους.

Είπαμε παραπάνω ότι η κλίμακα του φαινόμενου μεγέθους είναι λογαριθμική. Αυτό δεν πρέπει να σας απασχολεί ιδιαίτερα, απλώς να έχετε στο νου σας ότι ίση μεταβολή στο μέγεθος δεν προκαλεί ίση μεταβολή της λαμπρότητας. (Π.χ. ένα αστέρι 4ου μεγέθους ΔΕΝ είναι δύο φορές πιο αμυδρό από ένα αστέρι 2ου μεγέθους).

Η προστασία και η φύλαξη του τηλεσκοπίου

Τα τηλεσκόπια είναι όργανα που αν τα προσέξετε θα μπορείτε να τα χαίρεστε μια ολόκληρη ζωή. Για να το πετύχετε όμως αυτό πρέπει να τα φροντίσετε και να μην τα εκθέτετε σε κινδύνους. Οι πιο σημαντικοί κίνδυνοι για ένα τηλεσκόπιο μπορούν να συνοψιστούν στα εξής: σκόνη, υγρασία, θερμοκρασία και μηχανική καταπόνηση.

Σκόνη
Μάλλον ο υπ’αριθμόν 1 κίνδυνος για την οπτική απόδοση του τηλεσκοπίου σας. Η σκόνη που κάθεται πάνω στους φακούς ή στα κάτοπτρα διαχέει το φως και έτσι η απόδοση του τηλεσκοπίου σας πέφτει. Η σκόνη μάλιστα που μπορεί να κατακάτσει σε ένα κάτοπτρο μειώνει πιο πολύ την απόδοση του τηλεσκοπίου από ότι μια μικρή γρατσουνιά που μπορεί να θεωρηθεί μηδαμινή. Για να μειώσετε το κίνδυνο της σκόνης φροντίστε να μην αφήνετε το τηλεσκόπιό σας ποτέ χωρίς τα προστατευτικά του καπάκια ενώ το ίδιο να κάνετε και για τους προσοφθάλμιους και το σκόπευτρο. Ωστόσο, όσο και να προσέξετε είναι σίγουρο ότι μετά από ένα χρονικό διάστημα ένα ποσό σκόνης θα συγκεντρωθεί πάνω στο κάτοπτρο ή στον φακό. Για να διώξετε την σκόνη μπορείτε να χρησιμοποιήσετε απαλό βαμβάκι με το οποίο θα καθαρίσετε πολύ απαλά την επιφάνεια του κάτοπτρου ενώ επίσης μπορείτε να διώξετε την σκόνη αγοράζοντας ένα από τα εργαλεία που φυσούν αέρα πάνω στα οπτικά και που υπάρχουν σε καταστήματα φωτογραφικών. Ποτέ μην φυσήξετε εσείς για να φύγει η σκόνη γιατί ο αέρας που εκπνέουμε έχει υγρασία που είναι ακόμα χειρότερη από την σκόνη. Με κανονική χρήση του τηλεσκοπίου δεν θα χρειαστεί να κάνετε την διαδικασία αυτή πιο συχνά από κάθε ένα-δύο χρόνια.

Θερμοκρασία
Η υψηλή θερμοκρασία είναι ένας κίνδυνος για το τηλεσκόπιο καθώς σε ακραίες συνθήκες μπορεί να λιώσουν κάποια από τα πλαστικά μέρη ή ακόμα και να παραμορφωθούν τα οπτικά. Μην ανησυχείτε για τις συνηθισμένες θερμοκρασίες του καλοκαιριού καθώς όλα σχεδόν τα τηλεσκόπια μπορούν με άνεση να αντέξουν τους 40 βαθμούς Κελσίου. Ο κίνδυνος υπάρχει όταν υπό ακραίες συνθήκες αυξηθεί η θερμοκρασία στην οποία φυλάσσεται το τηλεσκόπιο σε πολύ υψηλά επίπεδα. Αυτό μπορεί να γίνει για παράδειγμα αν το τηλεσκόπιο είναι σκεπασμένο με πλαστικό κάλυμμα χωρίς πόρους ή αν εκτίθεται απευθείας στον ήλιο. Η απευθείας έκθεση στον ήλιο είναι επικίνδυνη για το τηλεσκόπιο έτσι κι αλλιώς μιας και μπορεί να φθείρει πιο γρήγορα κυρίως τα πλαστικά του. Στο εγχειρίδιο του τηλεσκοπίου ο κατασκευαστής θα αναφέρει ίσως τις προτεινόμενες θερμοκρασίες φύλαξης και λειτουργίας του τηλεσκοπίου.

Μηχανική καταπόνηση
Δεν είναι δύσκολο να καταλάβει κανείς γιατί το τηλεσκόπιο δεν πρέπει να υπόκειται σε μεγάλη μηχανική καταπόνηση. Εκτός του ότι μπορεί κάποιο στοιχείο του να σπάσει ή να στραβώσει, είναι σχεδόν σίγουρο ότι θα χαθεί η ευθυγράμμιση των οπτικών του το οποίο, ανάλογα με τον τύπο του τηλεσκοπίου, μπορεί να είναι από πολύ εύκολο έως πολύ δύσκολο να διορθωθεί.

Υγρασία
Άλλος ένας σημαντικός εχθρός για τα οπτικά σας. Από αυτόν κινδυνεύουν πιο πολύ τηλεσκόπια με φακό στο μπροστινό μέρος όπως τα Μάκσουτοφ ή τα διοπτρικά. Στο εμπόριο πωλούνται ασπίδες κατά της υγρασίας που μοιάζουν σαν προεκτάσεις των τηλεσκοπίων. Όμως έτσι κι αλλιώς ένα ποσό υγρασίας θα συγκεντρωθεί πάνω στον φακό κατά την διάρκεια της παρατήρησης σε μέρη με υγρασία. Ένας τρόπος αφαίρεσης της υγρασίας είναι ο ζεστός αέρας από ένα σεσουάρ, όμως δεν τον συνιστούμε ως ασφαλή. Πρόβλημα μπορεί να δημιουργήσει η υγρασία και όταν ενωθεί με την σκόνη όπου μπορεί να σχηματίσει λεκέδες. Ποτέ μην τους αφαιρείτε τρίβοντάς τους γιατί μπορείτε να γρατσουνίσετε μόνιμα το τηλεσκόπιο. Ακολουθήστε τις οδηγίες του κατασκευαστή και τα ειδικά υγρά που αυτός προτείνει.

Πού πρέπει να φυλάξω το τηλεσκόπιό μου λοιπόν;

Το ιδανικό μέρος φύλαξης του τηλεσκοπίου θα είναι προφανώς ένα μέρος που να το προστατεύει από όλους τους παραπάνω κινδύνους. Αποφύγετε να έχετε το τηλεσκόπιό σας μόνιμα φυλαγμένο σε εξωτερικό χώρο έστω και αν είναι καλά σκεπασμένο. Προτιμήστε την φύλαξη σε κάποιον εσωτερικό χώρο μακριά από υγρασία και πολλή ζέστη. Αν δεν υπάρχει χώρος εσωτερικός για την φύλαξη ολόκληρου του τηλεσκοπίου τότε τουλάχιστον βρείτε λίγο χώρο για τον οπτικό σωλήνα του τηλεσκοπίου σας. Μην τον αφήνετε κοντά σε σώματα θέρμανσης ή άλλες πηγές θερμότητας. Ωστόσο, να έχετε πάντα στο νου σας ότι ο τρόπος φύλαξης του τηλεσκοπίου σας πρέπει να σας επιτρέπει ανά πάσα στιγμή την γρήγορη και εύκολη πρόσβαση σε αυτό όπως επίσης και να μην είναι πολύ μακριά από το σημείο που το στήνετε για τις παρατηρήσεις σας. Ένα τηλεσκόπιο που είναι τόσο καλά φυλαγμένο ώστε να χρειάζεται πολύ χρόνο ή μια μεγάλη διαδικασία για το ξεθάψετε είναι σίγουρα ένα τηλεσκόπιο που δεν θα χρησιμοποιήσετε. Το ίδιο ισχύει και για ένα τηλεσκόπιο φυλαγμένο μακριά από τον τόπο παρατήρησης γιατί το πιο πιθανό είναι να αρχίσετε να βαριέστε την διαδικασία μεταφοράς του μετά από ένα χρονικό διάστημα. Το ιδανικό μέρος φύλαξης του τηλεσκοπίου, λοιπόν, είναι ένα μέρος στεγνό, καθαρό, δροσερό και εύκολα προσβάσιμο οποιαδήποτε στιγμή.

πηγη astrovox.gr