Πώς οι αστρονόμοι υπολογίζουν τη μάζα;
1. Ο τρίτος νόμος και η τροχιακή κίνηση του Kepler:
* Για πλανήτες και αστέρια σε δυαδικά συστήματα: Αυτή η μέθοδος χρησιμοποιεί τον τρίτο νόμο του Kepler, ο οποίος σχετίζεται με την τροχιακή περίοδο (χρόνος που χρειάζεται για να ολοκληρωθεί μια τροχιά) και η μέση απόσταση μεταξύ δύο αντικειμένων που περιστρέφονται στη συνδυασμένη μάζα τους. Παρατηρώντας την τροχιακή περίοδο και απόσταση ενός δυαδικού συστήματος αστέρων, οι αστρονόμοι μπορούν να υπολογίσουν τη συνολική μάζα του συστήματος.
* Για τους πλανήτες γύρω από τα αστέρια: Αν γνωρίζουμε την τροχιακή περίοδο και την ακτίνα ενός πλανήτη που περιστρέφεται γύρω από ένα αστέρι, μπορούμε να χρησιμοποιήσουμε τον τρίτο νόμο του Kepler για να υπολογίσουμε τη μάζα του αστεριού.
2. Βαρβική φακή:
* Για μακρινούς γαλαξίες και συστάδες: Τα μαζικά αντικείμενα λυγίζουν τη διαδρομή του φωτός που περνά κοντά τους, ένα φαινόμενο που ονομάζεται βαρυτική φακό. Με την ανάλυση της παραμόρφωσης και της μεγέθυνσης των μακρινών γαλαξιών ή των αστεριών καθώς το φως τους στρέφεται γύρω από ένα τεράστιο αντικείμενο του προσκηνίου, οι αστρονόμοι μπορούν να εκτιμήσουν τη μάζα του αντικειμένου φακού.
3. Μοντέλα αστρικής εξέλιξης:
* για αστέρια: Τα μοντέλα αστρικής εξέλιξης προβλέπουν πώς τα αστέρια αλλάζουν με την πάροδο του χρόνου με βάση τη μάζα, τη φωτεινότητα και τη σύνθεσή τους. Συγκρίνοντας τις παρατηρήσεις των αστεριών με θεωρητικά μοντέλα, οι αστρονόμοι μπορούν να εκτιμήσουν τις μάζες των αστεριών.
4. Δυναμική των γαλαξιών:
* για τους γαλαξίες: Οι αστρονόμοι μπορούν να μελετήσουν τις καμπύλες περιστροφής των γαλαξιών (πόσο γρήγορα τα αστέρια περιστρέφονται σε διαφορετικές αποστάσεις από το γαλαξιακό κέντρο) για να συμπεράνουν την κατανομή της μάζας εντός του γαλαξία. Αυτό συχνά αποκαλύπτει την παρουσία της «σκοτεινής ύλης», η οποία είναι μια μορφή ύλης που δεν αλληλεπιδρά με το φως και της οποίας η μάζα μπορεί να εκτιμηθεί από τη βαρυτική επιρροή της.
5. Μετατόπιση Doppler και ακτινική ταχύτητα:
* για αστέρια: Αυτή η μέθοδος, ιδιαίτερα χρήσιμη για την ανίχνευση του Exoplanet, χρησιμοποιεί τη μετατόπιση του Doppler του Starlight που προκαλείται από την βαρυτική έλξη ενός πλανήτη τροχιάς. Παρατηρώντας τη μικροσκοπική ταλάντωση της ακτινικής ταχύτητας ενός αστεριού, οι αστρονόμοι μπορούν να υπολογίσουν τη μάζα του πλανήτη που περιστρέφεται.
6. Διακυμάνσεις της φωτεινότητας της επιφάνειας:
* για τους γαλαξίες: Αυτή η τεχνική μετρά τις διακυμάνσεις της φωτεινότητας της επιφάνειας ενός γαλαξία για να εκτιμήσει τη μάζα της. Με την ανάλυση του μεγέθους και της φωτεινότητας των διακυμάνσεων, οι αστρονόμοι μπορούν να καθορίσουν τη συνολική μάζα του γαλαξία.
7. Χρήση SuperNovae:
* για αστέρια: Παρατηρώντας την καμπύλη φωτός μιας σουπερνόβα (η φωτεινότητα έναντι του χρόνου) μπορεί να βοηθήσει στην εκτίμηση της μάζας του αστέρι που εξερράγη. Αυτή η μέθοδος λειτουργεί επειδή η φωτεινότητα και η διάρκεια ενός σουπερνόβα σχετίζονται με τη μάζα του Προγονικού Αστέρι.
Είναι σημαντικό να σημειώσετε:
* Κάθε μέθοδος έχει τους περιορισμούς και την ακρίβειά της εξαρτάται από διάφορους παράγοντες όπως η ακρίβεια παρατήρησης, οι υποθέσεις σχετικά με τη σύνθεση του αντικειμένου και η πολυπλοκότητα της ανάλυσης.
* Οι παραπάνω μέθοδοι συχνά παρέχουν εκτιμήσεις και όχι ακριβείς τιμές.
* Οι αστρονόμοι χρησιμοποιούν συχνά πολλαπλές μεθόδους για να ελέγξουν και να βελτιώσουν τις μαζικές εκτιμήσεις τους.
Αυτοί είναι μόνο μερικοί από τους τρόπους με τους αστρονόμους υπολογίζουν τη μάζα των ουράνιων αντικειμένων. Το πεδίο της αστρονομίας εξελίσσεται συνεχώς και αναπτύσσονται νέες μέθοδοι καθώς η κατανόησή μας για το σύμπαν αυξάνεται.
