αστέρες

Ουράνια σώματα, που γίνονται ορατά από το φως που εκπέμπουν. Οι α., αντίθετα με τους πλανήτες που γίνονται ορατοί από το φως που ανακλούν, λέγονται και απλανείς, επειδή φαινομενικά μένουν ακίνητοι στον ουράνιο θόλο. Εξαιτίας της τεράστιας απόστασης, οι α. φαίνονται σαν φωτεινά σημεία και όταν ακόμα τους παρατηρούμε με τα ισχυρότατα τηλεσκόπια που διαθέτουν οι αστρονόμοι. Έως τον 19ο αι., κάθε προσπάθεια για τη γνώση της φύσης ή της φυσικής κατάστασης των α. προσέκρουε στην ανεπάρκεια των μέσων παρατήρησης και οι μελέτες είχαν περιοριστεί σε υπολογισμούς για τον προσδιορισμό της θέσης και στοιχείων στατιστικής φύσης. Σήμερα έχουν πραγματοποιηθεί σημαντικές πρόοδοι στον τομέα της αστροφυσικής με την εφαρμογή μεθόδων που προσφέρει η σύγχρονη επιστήμη και η τεχνολογία. Επειδή οι α. χρησιμεύουν ως ακριβή σημεία αφετηρίας και προσανατολισμού για την έρευνα της προέλευσης και εξέλιξης του πλανητικού μας συστήματος, τους έχουν δοθεί συμβατικά ονόματα, ώστε να διακρίνονται. Οι λαμπρότεροι α. είχαν ήδη ονομαστεί από την αρχαιότητα. Συνήθως, οι α. ενός αστερισμού παίρνουν ως όνομα, με τη σειρά λαμπρότητας, ένα γράμμα του ελληνικού αλφαβήτου, ωσότου εξαντληθεί, ύστερα του λατινικού και, τέλος, αραβικούς αριθμούς. Έτσι, το γράμμα άλφα προσδιορίζει γενικά τον λαμπρότερο α. του αστερισμού ή τον α. που ήταν ο λαμπρότερος κατά την εποχή της ονομασίας. Σημαντική πρόοδο στη μελέτη των α. αποτέλεσε η χρήση της φωτογραφίας, γιατί, εκτός από τον άμεσο προσδιορισμό των αμοιβαίων θέσεων, βοήθησε τους αστρονόμους να κάνουν παρατηρήσεις σαφέστερες και ακριβέστερες από εκείνες που εκτελούσαν απευθείας με τα τηλεσκόπια. Η φωτογραφία επέτρεψε, επίσης, να παρατηρηθούν α. αόρατοι με γυμνό μάτι, επειδή η φωτογραφική πλάκα έχει την ιδιότητα να αθροίζει το φως που δέχεται κατά τον χρόνο της έκθεσης· η φωτογραφική πλάκα διαθέτει δηλαδή μια ικανότητα που είναι άγνωστη στο ανθρώπινο μάτι. Πολλοί από τους γνωστούς απλανείς α. αποτελούν στην πραγματικότητα ένα σύνθετο σύστημα ουράνιων σωμάτων από δύο, τρεις ή περισσότερους α. Χαρακτηριστικό αυτών των διπλών, τριπλών καθώς επίσης και των πολλαπλών συστημάτων είναι η ύπαρξη μιας κίνησης με ορισμένη τροχιά, γύρω από το κέντρο βαρύτητας του συστήματος. Στα διπλά συστήματα, ή διπλούς α. όπως απόκαλούνται,παρατηρούμε κατά γενικό κανόνα ένα σώμα φωτεινό και ένα σκοτεινό. Δεν θεωρείται ότι πρόκειται για έναν ήλιο και έναν πλανήτη, αλλά μάλλον για έναν α. πρωτεύοντα και έναν δορυφόρο, στον οποίο δίνεται το γενικό όνομα συνοδός. Ο συνοδός συνήθως δεν είναι ορατός. H παρουσία του γίνεται αντιληπτή είτε από τις διαταραχές που επιφέρει στην τροχιά του πρωτεύοντα α. είτε από την περιοδική αυξομείωση της λαμπρότητας του πρωτεύοντα, την οποία προκαλεί ο συνοδός όταν περνάει εμπρός από το φωτεινό σώμα. H πρώτη ανακάλυψη διπλών α. οφείλεται στον Γαλιλαίο. Τα στοιχεία που προσδιορίζουν έναν α. είναι: 1) οι τρεις συντεταγμένες αναφορικά προς ένα οποιοδήποτε σύστημα τριών αξόνων, με τους οποίους προσδιορίζεται η θέση των α. στον ουράνιο θόλο·2) οι τρεις ταχύτητες αναφορικά προς το ίδιο σύστημα των τριών αξόνων, οι οποίες μας επιτρέπουν να αναγνωρίσουμε την πραγματική ταχύτητα και τη διεύθυνση της κίνησής του· 3) τα άλλα φυσικά δεδομένα τα οποία κατά ένα μέρος βρίσκονται σε συσχετισμό μεταξύ τους, όπως π.χ. το φωτεινό μέγεθος, ο φασματικός τύπος, η θερμοκρασία και η διάμετρος. Σε πολλούς α. μπορούμε να προσδιορίσουμε και την παράλλαξη που θα μας οδηγήσει να προσδιορίσουμε το απόλυτο μέγεθος του α. και την απόστασή του. Με τα στοιχεία της μάζας και της διαμέτρου υπολογίζεται και η μέση πυκνότητα του α. Ταξινόμηση των α. ανάλογα με τη λαμπρότητα.Ο Πτολεμαίος, πριν από περίπου 2.000 χρόνια, είχε διαιρέσει τους α. σε έξι οπτικά μεγέθη, στα οποία περιέλαβε όλους τους ορατούς με γυμνό μάτι (περίπου 6.000 σε ολόκληρο τον ουράνιο θόλο). H σύγχρονη αστρονομία παραδέχτηκε την ταξινόμηση αυτή, έκανε όμως ορισμένες μεταβολές, αντικαταθιστώντας την προσωπική και υποκειμενική εκτίμηση της λαμπρότητας με φωτομετρικές μετρήσεις που έγιναν με ειδικά όργανα. Διεύρυνε επίσης την κλίμακα, που αρχικά είχε έξι μεγέθη και περιλάμβανε μόνο τους ορατούς με γυμνό μάτι α., από τη μια προς το μηδέν και τις αρνητικές τιμές, για να περιλάβει και τους πολύ λαμπρούς α. (μερικούς πλανήτες, τον Ήλιο, τη Σελήνη), και από την άλλη προς τις μεγαλύτερες τιμές, για να περιλάβει όλους τους α. που ανακαλύφθηκαν με τα σύγχρονα ερευνητικά μέσα και υπολογίζονται σε δισεκατομμύρια δισεκατομμυρίων. H φωτογραφία επέτρεψε να προσδιοριστούν α. 23ου οπτικού μεγέθους, δηλαδή α. με λαμπρότητα 600 εκατ. φορές αμυδρότερη από τη λαμπρότητα των α. 1ου μεγέθους. Οι χάρτες του ουρανού παρουσιάζουν μεγάλο ενδιαφέρον για την αστρονομία, γιατί με την παραβολή των θέσεων των α. κατά μεγάλα χρονικά διαστήματα μπορούμε να υπολογίσουμε τις γωνιαίες μεταθέσεις που έγιναν και να πετύχουμε τον υπολογισμό της ταχύτητας των ίδιων των κινήσεων. Επειδή η φωτογραφική πλάκα έχει διαφορετική χρωματική ευαισθησία από το ανθρώπινο μάτι, το φωτογραφικό μέγεθος του α. δεν έχει γενικά την ίδια τιμή με το οπτικό μέγεθος. Οι πλούσιοι σε κυανές και ιώδεις ακτινοβολίες α. παρουσιάζουν μεγαλύτερο φωτογραφικό μέγεθος, ενώ οι κίτρινοι και οι κόκκινοι παρουσιάζουν μικρότερο. H διαφορά μεταξύ του φωτογραφικού μεγέθους (σε φως κυανό και ιώδες) και του οπτικού μεγέθους (σε κίτρινο και πράσινο) ονομάζεται δείκτης χρώματος και εξαρτάται από την επιφανειακή θερμοκρασία του α. Κατά γενικό κανόνα, το χρώμα μάς επιτρέπει να προσδιορίζουμε τη θερμοκρασία του α. Ένας α. αρχίζει να φωτοβολεί μόλις η επιφανειακή θερμοκρασία του φτάσει περίπου στους 1.500°C. Οι ερυθροί α. έχουν θερμοκρασία μεταξύ 2.000°C και 3.000°C, οι πορτοκαλόχρωμοι μεταξύ 3.000°C και 5.000°C, οι λευκοί μεταξύ 8.000°C και 12.000°C, ενώ στους κυανούς η θερμοκρασία μπορεί να προσεγγίσει τους 20.000-30.000°C. Μεγάλη σπουδαιότητα παρουσιάζει και η ταξινόμηση με απόλυτη λαμπρότητα, δηλαδή ανάλογα με την πραγματική ενέργεια που ακτινοβολείται στο διάστημα μέσα σε ένα δευτερόλεπτο, ώστε να είναι δυνατή η σύγκριση των α. μεταξύ τους και με τον Ήλιο. Με τη σύγκριση αυτή είναι δυνατόν να ορίσουμε μία κλίμακα απόλυτων μεγεθών που να ανταποκρίνεται στα οπτικά μεγέθη τα οποία θα είχαν αν βρίσκονταν στην ιδανική απόσταση των 10 παρσέκ από τη Γη. Ο αστρονόμος Κολχιούτερ, του αστεροσκοπείου του όρους Γουίλσον, πρότεινε την κατάταξη αυτή το 1913. H λαμπρότητα μεταξύ των α. παρουσιάζει μεγάλες διαφορές. Αρχίζει από μεγέθη που είναι 100.000 φορές μεγαλύτερα από τη λαμπρότητα του Ήλιου και καταλήγει πρακτικά στο μηδέν, για τα σκοτεινά και αόρατα ουράνια σώματα. H λαμπρότητα στους νόβα (καινοφανείς α.) καθώς και στους σουπερνόβα μπορεί να προσεγγίσει σε σύντομο χρονικό διάστημα εξαιρετικά ανώτερες τιμές. Στους μεταβλητούς α. η λαμπρότητα δεν παραμένει διαρκώς σταθερή αλλά αλλάζει. Ταξινόμηση των α. ανάλογα με τον φασματικό τύπο.Την πρώτη προσπάθεια ταξινόμησης των α. ανάλογα με τον φασματικό τύπο τους έκανε ο πάστορας Άντζελο Σέκι, στη Ρώμη, όταν παρατηρώντας τα φάσματα μερικών εκατοντάδων α. διαπίστωσε ότι τα φάσματα είχαν σχέση με το χρώμα των α. Χώρισε τότε τους α. σε τέσσερις κατηγορίες: λευκούς, κίτρινους, πορτοκαλί και ερυθρούς, ανάλογα με τον τύπο των γραμμών απορρόφησης που εμφανίζονται στο αντίστοιχο φάσμα τους. Αργότερα προσέθεσε και μια πέμπτη κατηγορία, στην οποία κατέταξε τους α. που στο φάσμα τους, εκτός από τις γραμμές απορρόφησης, παρουσιάζουν και φωτεινές γραμμές εκπομπής. Τη σύγχρονη ταξινόμηση έχουν κάνει οι αστρονόμοι του Χάρβαρντ, οι οποίοι καταχώρησαν στον Henry Drader’s Catalogue τους φασματικούς τύπους περίπου 230.000 α. Ο κατάλογος αυτός συμπληρώνεται και ενημερώνεται με παράρτημα που εκδίδεται κατά περιόδους από το 1924. Στην ταξινόμηση αυτή οι κατηγορίες των φασμάτων σημειώνονται με τα κεφαλαία ψηφία με την εξής σειρά: Ο, Β, Α, F, G, Κ, Μ, S, R, Ν. Καθεμία από αυτές τις κατηγορίες υποδιαιρείται σε άλλες δέκα υποκατηγορίες που σημειώνονται με αριθμούς από 0 μέχρι 9 (βλ. λ. αστρονομία· αστροφυσική). Άλλα χαρακτηριστικά.Με τη χρησιμοποίηση διαφόρων τρόπων μέτρησης και ελέγχου, που βασίζονται στη γνώση του απόλυτου μεγέθους και του φασματικού τύπου του α., έχουν υπολογιστεί οι διαστάσεις πολλών α. Ο πρώτος α. του οποίου μετρήθηκε η φαινόμενη διάμετρος με τη βοήθεια ενός συμβαλλόμετρου, δηλαδή ενός ειδικού οπτικού οργάνου που επιτρέπει να εκτελούμε μετρήσεις με τη μελέτη κροσσών συμβολής του φωτός, ήταν o ερυθρός γίγας Βετελγέζ (Άντερσον και Πιζ, Δεκέμβριος 1920). Για τον Βετελγέζ στη μέτρηση βρέθηκε τιμή 400 φορές μεγαλύτερη από την τιμή του Ήλιου. Οι μεγαλύτεροι α. που έχουν βρεθεί είναι: ο κύριος α. του ε Ηνιόχου, ο οποίος, όπως φαίνεται, έχει διάμετρο κατά 2.000 φορές μεγαλύτερη από τη διάμετρο του Ήλιου, ο κύριος α. του V V Κηφέα, με διάμετρο 1.200 φορές μεγαλύτερη από εκείνη του Ηλίου, και οι δύο αστέρες του διπλού α. V 381 Σκορπιού, για τις διαμέτρους των οποίων είμαστε λιγότερο βέβαιοι, αλλά θα προσεγγίζουν αντίστοιχα τις 1.500 και 3.000 φορές τη διάμετρο του Ήλιου. H μάζα των α. που συνιστούν τα διπλά και τριπλά συστήματα είναι δυνατόν να προσδιοριστεί με τη μελέτη των κινήσεών τους γύρω από το κοινό κέντρο της βαρύτητας, σύμφωνα με τον νόμο της παγκόσμιας έλξης. Επειδή στα συστήματα στα οποία ήταν εφικτό να γίνουν μετρήσεις περιλαμβάνονται α. όλων των τύπων, αποκτήσαμε ακριβή ιδέα της μάζας και της πυκνότητας των α. Τα αποτελέσματα είναι αρκετά εντυπωσιακά. Οι α. παρουσιάζουν διαφορές λαμπρότητας που μπορούν να ανέλθουν σε μερικά δισεκατομμύρια φορές, ενώ αντίθετα οι σχέσεις των μαζών ουδέποτε υπερβαίνουν τις εκατό φορές. Αυτό σημαίνει ότι ίσως δεν θα υπάρχουν α. με μάζα μικρότερη από το ένα δέκατο της μάζας του Ήλιου και ότι θα είναι σπανιότατοι οι α. με μάζα δέκα φορές μεγαλύτερη της μάζας του Ήλιου (υπεργίγαντες). H κίνηση της περιστροφής προσδιορίζεται από τη μετατόπιση των φασματικών γραμμών (φαινόμενο Ντόπλερ), που οφείλεται στο γεγονός ότι, ενώ το ένα χείλος του φωτεινού σώματος πλησιάζει, το αντίθετο χείλος απομακρύνεται. Το μαγνητικό πεδίο προσδιορίζεται με τον διχασμό ή την ανάλυση μερικών φασματικών γραμμών (φαινόμενο Λίμαν). Τα χαρακτηριστικά των α. παρουσιάζουν κάποια συσχέτιση, που ενισχύει την υπόθεση για μια κοινή προέλευση και επίσης την ύπαρξη νόμων πολύ ευρύτερων και καθολικότερων από αυτούς που είναι γνωστοί. Κινήσεις των α. Μία από τις σχετικά πρόσφατες ανακαλύψεις είναι ότι οι α. που θεωρούνταν στο παρελθόν ακίνητοι στον ουρανό κινούνται με δικές τους κινήσεις. Ανάλογα με το μέγεθος των αποστάσεων, οι κινήσεις αυτές επιφέρουν μετά από πάροδο πολλών αιώνων αλλαγές στις θέσεις των α., φανερές μόνο για τους πλησιέστερους προς τη Γη. Ο Άγγλος αστρονόμος Χάλεϊ ανακάλυψε το 1718 την κίνηση των α. Αλντεμπαράν (Λαμπαδία) και Αρκτούρου, συγκρίνοντας τις θέσεις τους με εκείνες που είχαν σε προηγούμενες εποχές. Μετρήθηκαν από τότε οι ιδιαίτερες κινήσεις 40.000 α., δηλαδή οι συνιστώσες των αληθών κινήσεών τους στο επίπεδο του ουρανού. Ο ταχύτερος γνωστός α. είναι 10ου μεγέθους και ανήκει στον αστερισμό του Οφιούχου. Σε χρονικό διάστημα 180 ετών διανύει απόσταση ίση περίπου προς τη διάμετρο της Σελήνης. Το φαινόμενο Ντόπλερ μας παρέχει επίσης τη δυνατότητα να υπολογίσουμε και την ακτινική ταχύτητα των α., δηλαδή τις κινήσεις προσέγγισης ή απομάκρυνσής τους από τον Ήλιο, ο οποίος θεωρείται ακίνητος. Οι μέσες ακτινικές ταχύτητες των α. περιλαμβάνονται, όπως προέκυψε, μεταξύ των 20 και 60 χλμ. /δευτ. Συνθέτοντας την ακτινική ταχύτητα με την κίνηση του α. μπορούμε να υπολογίσουμε την πραγματική του ταχύτητα. Αριθμός των α.Ο αριθμός των ορατών με γυμνό μάτι α. φτάνει περίπου τους 3.000 σε κάθε ημισφαίριο. Από αυτούς, 20 είναι πρώτου μεγέθους, 50 δεύτερου, 150 τρίτου, 500 τέταρτου, 1.500 πέμπτου και περίπου 4.000 έκτου. Για τα επόμενα μεγέθη, ορατά με το τηλεσκόπιο ή φωτογραφικά, η πρόοδος συνεχίζεται και καταλήγει στα 500 εκατ. για τους α. μέχρι 20ού μεγέθους και 1 δισ. μέχρι του 21ου μεγέθους κ.ο.κ. Υπολογίζεται ότι στο γαλαξιακό μας σύστημα ανήκουν περίπου 100 δισ. α., αριθμός υπέρογκος, που γίνεται αφάνταστα μεγάλος αν αναλογιστούμε τους α. των άλλων γαλαξιών, που καθένας αποτελεί αστρικό σύμπαν ανάλογο με τον δικό μας Γαλαξία. Αλλά ο αριθμός των γαλαξιών φαίνεται ότι φτάνει γύρω στα 100 δισ. και μέσα στα όρια αυτά μπορεί να φτάσει η ανθρώπινη σύλληψη του σύμπαντος. Αποστάσεις των α.Ακριβή ιδέα για την πραγματική απόσταση των α. αρχίσαμε να έχουμε από τότε που ο Γερμανός αστρονόμος Μπέσελ κατόρθωσε να προσδιορίσει την παράλλαξη του α. 61 Κύκνου. H τιμή που βρέθηκε, και η οποία αργότερα διορθώθηκε με ακριβέστερες μετρήσεις, αντιστοιχεί σε απόσταση 11 ετών φωτός. Από τότε μετρήθηκαν οι αποστάσεις πολλών α. Ο πλησιέστερος α. προς τη Γη είναι o εγγύτατος του Κενταύρου (4,3 έτη φωτός). Αποστάσεις άλλων α. είναι: Σείριος 8,5 έτη φωτός, Αλτάιρ (α Αετού) 16, Βέγας 26, Αιξ (Καπέλα) 42, Βετελγέζ (α Ωρίωνα) 270, Αντάρης (α Σκορπιού) 380, Δενέβ (α Κύκνου) 600. Αστρική ατμόσφαιρα.Οι α. είναι σφαίρες σε αεριώδη κατάσταση, όπως o Ήλιος, οι οποίοι σχηματίστηκαν με τη συμπύκνωση αερίων σε εξαιρετικά αραιή κατάσταση, που αρχικά γέμιζε το διάστημα. Όπως ο Ήλιος, παρουσιάζουν μια εξωτερική φωτεινή επιφάνεια, πάνω από την οποία επικάθονται στρώματα αερίων συνεχώς αραιότερα, τα οποία αποτελούν την ατμόσφαιρα. Αντίθετα με ό,τι συμβαίνει στη Γη, στους α. η μετάβαση από τον κεντρικό πυρήνα προς την ατμόσφαιρα δεν προσδιορίζεται με τρόπο σαφή, αλλά γίνεται διαμέσου στρωμάτων αερίων συνεχώς αραιότερων. Οι μελέτες των Άνταμς, Ράσελ, Μιλν κ.ά. μας επέτρεψαν να εξακριβώσουμε ότι οι αστρικές ατμόσφαιρες έχουν χημική σύσταση λίγο διαφορετική από την ηλιακή. Εκτός από μερικές εξαιρέσεις, το υδρογόνο είναι το αφθονότερο στοιχείο (στα 100 άτομα τα 90 είναι υδρογόνο) και ακολουθούν κατά σειρά ποσότητας ήλιο, οξυγόνο, άνθρακας και μερικά μεταλλικά στοιχεία. H έρευνα για τη γνώση της εσωτερικής σύστασης των α. προέκυψε από θεωρητικές μελέτες, που οδήγησαν σε εξαιρετικά αξιόλογα αποτελέσματα. Είναι πια βέβαιο ότι και τα 92 στοιχεία, που είναι γνωστά στη Γη, συμμετέχουν στη σύσταση της μάζας των α. και, εφόσον πρόκειται για σφαίρες σε αεριώδη κατάσταση, η κατάσταση της ισορροπίας μπορεί να υπάρχει μόνο αν στο εσωτερικό τους επικρατούν σημαντικές θερμοκρασίες μέχρι δεκάδων εκατ. βαθμών ταυτόχρονα με παμμέγιστες πιέσεις. Πολλές θεωρίες προσπάθησαν να αναλύσουν και να επεξηγήσουν τον κύκλο της εξέλιξης των α. (διαστολή του σύμπαντος). Παρ’ όλα αυτά, είναι βέβαιο ότι η ζωή ενός α. από τη γένεσή του μέχρι την απόσβεσή του θα μετριέται πάντοτε σε πολλά εκατομμύρια δισεκατομμυρίων ετών. Στα αστρικά σμήνη αριθμούνται δισεκατομμύρια αστέρες όλων των τύπων. Δεκάδες δισεκατομμυρίων αστέρων όλων των τύπων προσδίδουν στη γενική κίνηση του Γαλαξία και μια ιδιαίτερη κίνηση, η οποία υποδεικνύεται στη φωτογραφία του νεφελώματος των Κυνηγετικών Κυνών. Εικόνα ενός αστέρα που παρατηρείται με ισχυρό τηλεσκόπιο οι δακτύλιοι προέρχονται από παράθλαση του φωτός. Φωτογραφική εικόνα ενός αστέρα, ο οποίος φαίνεται σαν διάχυτη κηλίδα, που γίνεται τόσο μεγαλύτερη όσο περισσότερο εκτίθεται στο φως η φωτογραφική αρνητική πλάκα. Μερικά φάσματα αστέρων? η φασματοσκοπική ανάλυσή τους μας επιτρέπει να προσδιορίσουμε με μεγαλύτερη βεβαιότητα τις επιφανειακές θερμοκρασίες των αστέρων. Το νεφέλωμα της Ημισελήνου, φωτογραφημένο με τηλεσκόπιο Χαμπλ. Φωτογραφία με το τηλεσκόπιο Χαμπλ τμήματος του αστερισμού του Κενταύρου, με τους εντυπωσιακούς αστέρες του.