αστρικά σμήνη

Αστέρες, που τα μεταξύ τους χαρακτηριστικά είναι όμοια, όπως όμοιος είναι ο τρόπος της κίνησής τους. Τα α.σ. είναι αθροίσματα αστέρων, οι οποίοι αποτελούν ένα ιδιαίτερο σύνολο εξαιτίας της ομοιόμορφης κίνησης και της ομοιότητας των φασματικών χαρακτηριστικών. Στο σύνολό τους κινούνται με την επίδραση της έλξης όλων των υπόλοιπων αστέρων, αλλά στο εσωτερικό του σμήνους οι αστέρες μετατίθενται και κινούνται μέσα στο πεδίο βαρύτητας που ορίζεται πρακτικά μόνο από τους αστέρες του συγκροτή ματος. Τα α.σ. παρουσιάζουν πολλούς διαφορετικούς τύπους και υποδιαιρούνται σε δύο μεγάλες κατηγορίες: σε ανοιχτά και σε σφαιρωτά σμήνη. Από τα τυπικότερα παραδείγματα της πρώτης κατηγορίας είναι το σμήνος των Πλειάδων που αποτελείται από περίπου 500 αστέρες, οι οποίοι δεν διακρίνονται με γυμνό μάτι. Ένας άνθρωπος με ιδιαίτερα οξεία όραση κατορθώνει να διακρίνει μόνο τους 12-14 λαμπρότερους αστέρες, ενώ ένας με κανονική όραση διακρίνει μόλις τους 6 ή 7. Το σμήνος αυτό απέχει από τη Γη περίπου 500 έτη φωτός και οι αστέρες που το απαρτίζουν βρίσκονται συναθροισμένοι σε έναν χώρο με διάμετρο περίπου 50 έτη φωτός. Πρέπει να σημειώσουμε ότι οι αστέρες της κεντρικής περιοχής βρίσκονται πλησιέστερα ο ένας προς τον άλλο, απ’ όσο οι αστέρες της περιφέρειας του χώρου που αναφέραμε. Άλλα παραδείγματα ανοιχτών σμηνών είναι τα ονομαζόμενα σμήνη h και x Περσέα, ορατά και αυτά με γυμνό μάτι σαν δύο μικρές γαλακτώδεις κηλίδες· μεταξύ των αστερισμών του Περσέα και της Κασσιόπης, τα σμήνη των Υάδων, στον αστερισμό του Ταύρου, κοντά στον αστέρα Λαμπαδία. Τα φτωχότερα σε αστέρες ανοικτά σμήνη περιέχουν μόλις μία δεκάδα αστέρων και είναι δύσκολο να τους διακρίνουμε, επειδή με την πρώτη ματιά συγχέονται με τους αστέρες της περιοχής. Τα σμήνη που είναι πλουσιότερα σε αστέρες διακρίνονται ευκολότερα εξαιτίας της συσσώρευσης των αστέρων που τα απαρτίζουν. Σήμερα είναι γνωστά μερικές εκατοντάδες παρόμοια σμήνη και έχει διαπιστωθεί ότι ένα από τα κυριότερα χαρακτηριστικά τους είναι ότι όλα σχεδόν βρίσκονται πολύ κοντά στο επίπεδο του Γαλαξία. Από τη μελέτη των σμηνών αυτών προέκυψε η ανακάλυψη μιας αραιούς νεφελοειδούς ύλης που περιβάλλει τον Ήλιο (και τους πλανήτες) και επεκτείνεται σε απόσταση πολλών δεκάδων χιλιάδων ετών φωτός. H νεφελοειδής αυτή ύλη προκαλεί μία εξασθένηση στο αστρικό φως κατά τη διαδρομή του, ώσπου να φτάσει στη Γη. Επειδή από τη γνώση του φασματικού τύπου μερικών αστέρων του σμήνους είναι δυνατόν να προσδιορίσουμε την απόλυτη λαμπρότητά τους και επειδή είναι δυνατόν να γνωρίζουμε την πραγματική διάσταση του σμήνους, μπορούμε να υπολογίσουμε την απόσταση. Από τα δύο αυτά στοιχεία διαπιστώνουμε ότι η λαμπρότητα που φαίνεται είναι κατώτερη από αυτή που αναμένεται και από αυτήν ακριβώς τη διαφορά προέκυψε η ανακάλυψη της αραιής απορροφητικής νεφέλης. Ως τυπικά παραδείγματα σφαιρωτών σμηνών αναφέρουμε το σμήνος του Ηρακλή, το ωτου Κενταύρου και το 47 Τουκάνα. Όλα είναι ορατά με γυμνό μάτι, το πρώτο στον βόρειο ουρανό, σαν μια μικρή γαλακτώδης κηλίδα, που μπορεί να θεωρηθεί αστέρας 5ου μεγέθους, το δεύτερο και το τρίτο στον νότιο ουρανό ως αστέρες διάχυτοι 4ου μεγέθους. Τα σμήνη αυτά, από τα οποία γνωρίζουμε περίπου μια εκατοντάδα, διαφέρουν από τα ανοιχτά εξαιτίας του εξαιρετικά μεγάλου αριθμού των αστέρων που τα συνιστούν (και οι οποίοι ανέρχονται σε μερικές δεκάδες χιλιάδων) και της συμπαγούς και συγκεντρωμένης σύστασής τους προς την κεντρική περιοχή του σμήνους·διαφέρουν επίσης και κατά την απόσταση. Τα πλησιέστερα από αυτά απέχουν όσο και τα πιο μακρινά ανοιχτά σμήνη. Οι πραγματικές τους διαστάσεις είναι περίπου 100 έτη φωτός. Στο εσωτερικό των σφαιρωτών σμηνών οι αστέρες είναι τόσο κοντά, ώστε μας είναι αδύνατον να προσδιορίσουμε τις αμοιβαίες αποστάσεις τους. Για να έχουμε μια ιδέα των συγκριτικών υπολογισμών που έκαναν οι αστρονόμοι, πρέπει να λάβουμε υπόψη τα εξής δεδομένα: στον γαλαξιακό χώρο οι αστέρες απέχουν μεταξύ τους μερικά έτη φωτός (εκτός από τους διπλούς αστέρες)· στα ανοιχτά σμήνη η μικρότερη απόσταση μεταξύ δύο αστέρων είναι της τάξης του ενός έτους φωτός· στα σφαιρωτά σμήνη η απόσταση αυτή περιορίζεται σε μερικές εβδομάδες φωτός ή και ημέρες φωτός, ενώ προς τις κεντρικές ζώνες του σμήνους μπορεί να είναι και μερικές ώρες φωτός. Μεταξύ των αστέρων που ανήκουν σε αυτά τα σμήνη υπάρχουν και μερικοί μεταβλητοί του τύπου των Κηφοειδών, γεγονός που έχει εντελώς ιδιαίτερη σημασία. Από την περίοδο της μεταβλητότητάς τους είναι πράγματι δυνατόν να γνωρίσουμε την απόλυτη λαμπρότητα του αστέρα. Εάν τη συγκρίνουμε με τη φαινομενική λαμπρότητά του, μπορούμε να προσδιορίσουμε την απόσταση του αστέρα και ακολούθως την απόσταση του σμήνους στο οποίο ανήκει ο μεταβλητός αστέρας. Ο τρόπος αυτός δεν αποτέλεσε τη μόνη μέθοδο για τη μέτρηση της απόστασης των σμηνών, αλλά ασφαλώς είναι o σπουδαιότερος γιατί προσφέρει τη βάση των νεότερων μεθόδων. Επειδή γνωρίζουμε την απόσταση και φυσικά τη διεύθυνση προς την οποία βρίσκονται τα σμήνη, είναι δυνατόν να φτάσουμε στον προσδιορισμό της κατανομής τους στο διάστημα. Με αυτό τον τρόπο, ο Αμερικανός αστρονόμος Σάπλι κατόρθωσε να διαπιστώσει ότι τα σμήνη έχουν κατανεμηθεί μέσα σε ένα σφαιρικό χώρο στον οποίο περιλαμβάνεται και ο ίδιος ο Γαλαξίας. Έγινε τότε η σκέψη ότι όχι μόνο αυτά θα είναι φυσικώς συνδεδεμένα με τον Γαλαξία, αλλά και ότι το κέντρο της σφαίρας των σμηνών θα συμπίπτει με το κέντρο του Γαλαξία. Επειδή το πρώτο δεν συνέπιπτε μέσα στη ζώνη στην οποία βρίσκεται ο Ήλιος, αλλά περίπου σε απόσταση 50.000 ετών φωτός προς την κατεύθυνση του αστερισμού του Τοξότη, προέκυψε ότι o Ήλιος δεν βρίσκεται στο κέντρο του Γαλαξία, όπως νόμιζαν μέχρι τότε, αλλά πολύ πιο μακριά. Τα α.σ., ανοιχτά ή σφαιρωτά, απέκτησαν πολύ μεγάλη σπουδαιότητα στη μελέτη της εξέλιξης των αστέρων. Ξεκινώντας από την υπόθεση ότι όλοι οι αστέρες που αποτελούν ένα και το αυτό σμήνος έχουν δημιουργηθεί ταυτόχρονα και ότι όλοι έχουν την ίδια χημική σύνθεση, πρέπει να αποδώσουμε τις τυχόν διαφορές δομής στη διαφορετική ποσότητα ύλης από την οποία αποτελούνται. Το δεδομένο αυτό επέτρεψε στους θεωρητικούς αστρονόμους, από τις αναλύσεις των αστέρων οι οποίες έγιναν με το διάγραμμα Χέρτσπρουνγκ-Ράσελ, να συμπεράνουν την ηλικία ολόκληρου του σμήνους. Προέκυψε τότε ότι τα ανοικτά σμήνη είναι πολύ νεαρά ενώ τα σφαιρωτά είναι πολύ γηρασμένα. Φυσικά, οι όροι νεαρά και γηρασμένα πρέπει να νοούνται κατά την αστρονομική έννοια, δηλαδή ανάλογα προς τη μέση ηλικία των αστέρων του Γαλαξία, συμπεριλαμβανομένου και του Ήλιου, η οποία είναι της τάξης των 5-10 δισ. ετών. Για να αναφέρουμε μερικά παραδείγματα, λέμε ότι τα σμήνη h και x Περσέα έχουν ηλικία περίπου ενός εκατ. ετών, ενώ οι Πλειάδες έχουν ηλικία περίπου 20 εκατ. ετών. Τα σμήνη της Φάτνης και των Υάδων είναι ακόμα λιγότερο νεαρά, γιατί έχουν ηλικία 400 εκατ. ετών. Μερικά άλλα ανοικτά σμήνη ενδέχεται να έχουν ηλικία 5 δισ. ετών και επομένως να μην μπορούμε να τα θεωρήσουμε ούτε νεαρά ούτε γηρασμένα. Τα σφαιρωτά σμήνη πιθανώς να έχουν ηλικία της τάξης των 10 δισ. ετών. Υπάρχουν πολλά που χρειάζεται να μελετήσουμε· π.χ. η εσωτερική υφή των πυκνών σφαιρωτών σμηνών δεν είναι σαφής. H κίνηση των αστέρων μέσα στον χώρο που κατέχει το σμήνος πρέπει να διερευνηθεί ακόμα, προπάντων για τους αστέρες των πυκνών κεντρικών περιοχών κλπ. Στο σημείο αυτό πρέπει να τονίσουμε τη σπουδαιότητα των αστρικών αυτών συγκροτημάτων εξετάζοντάς τα είτε καθαυτά είτε μέσα στο γενικό πλαίσιο της μελέτης του Γαλαξία. Το σφαιρωτό σμήνος ω του Κενταύρου, το οποίο έχει φωτογραφηθεί στον σταθμό του Xάρβαρντ των ΗΠΑ. Το αστρικό σμήνος του Ηρακλή το οποίο έχει φωτογραφηθεί από το τηλεσκόπιο του όρους Γουίλσον, με έκθεση έντεκα ωρών. Στη φωτογραφία αυτή οι ειδικοί επιστήμονες κατόρθωσαν να μετρήσουν σαράντα χιλιάδες χωριστούς αστέρες, ενώ με γυμνό μάτι το σμήνος του Ηρακλή φαίνεται σαν μια απλή κηλίδα που μοιάζει με αστέρα πέμπτου μεγέθους. Οι Πλειάδες, αστρική ομάδα που απέχει από τη Γη περίπου πεντακόσια έτη φωτός, αποτελεί μέρος του αστερισμού του Ταύρου. Μεταξύ του πλήθους των αστέρων παρατηρούνται μάζες ενδοαστρικής ύλης.