αστροφυσική

Κλάδος της αστρονομίας που εξετάζει τη χημική σύνθεση και τη φυσική κατάσταση των ουράνιων σωμάτων, τη θερμοκρασία και τη σύσταση της ατμόσφαιράς τους, την ένταση και την ανάλυση του φωτός τους και, γενικότερα, αναπτύσσει μεθόδους για την απόκτηση πληροφοριών σχετικά με τα φυσικά φαινόμενα που συμβαίνουν στο Σύμπαν, συγκεντρώνει τις πληροφορίες αυτές και προχωρεί στην επιστημονική τους ανάλυση και τη θεωρητική τους γενίκευση. Η α. υποδιαιρείται σε διάφορους κλάδους ανάλογα με τις μεθόδους παρατήρησης (π.χ. αστροφασματοσκοπία, αστρονομία ακτίνων Χ, αστρονομία ακτίνων γ, αστροπολωσιμετρία κ.ά., βλ. λ. αστροφωτομετρία) και ανάλογα με τα αντικείμενα παρατήρησης (π.χ. φυσική του Ήλιου, φυσική των πλανητών, φυσική των αστέρων κ.ά.). Η α., σε αντίθεση με την πειραματική φυσική, όπου οι συνθήκες του πειράματος μπορούν να τροποποιηθούν με αυθαίρετο τρόπο, στηρίζεται κυρίως στις παρατηρήσεις, στη διάρκεια των οποίων ο παρατηρητής δεν μπορεί να επιδράσει στην εξέλιξη μιας φυσικής διεργασίας. Η δυσκολία αυτή όμως ξεπερνιέται, γιατί υπάρχει η δυνατότητα να γίνονται παρατηρήσεις σε μεγάλο πλήθος ουράνιων σωμάτων, όπου επικρατούν διαφορετικές συνθήκες. Πολλές φορές οι συνθήκες αυτές διαφέρουν σημαντικά από τις συνθήκες που μπορούν να δημιουργηθούν στα εργαστήρια (υψηλές θερμοκρασίες, υπερυψηλές και υπερχαμηλές πυκνότητες κλπ.). Οι αστροφυσικές ανακαλύψεις, βασισμένες σε αυτές τις πληροφορίες, αποκαλύπτουν νέες μορφές ύπαρξης της ύλης και νέες μορφές της φυσικής της δομής.Η γέννηση της α. συμπίπτει με την εισαγωγή (1815) από τον αστρονόμο Φραουνχόφερ του φασματοσκοπίου στις αστρονομικές παρατηρήσεις. Είχε παρατηρηθεί ότι το φάσμα του ηλιακού φωτός, αν και βασικά συνεχές, διακόπτεται από πολλές σκοτεινές γραμμές. Οι γραμμές αυτές ονομάστηκαν γραμμές του Φραουνχόφερ. Για τη φύση τους διατυπώθηκαν πολλές υποθέσεις. Μόνο όμως μετά τα μέσα του 19ου αι. ο Άγγλος αστρονόμος Χιούγινς (1824-1912) παρατήρησε ότι οι γραμμές αυτές αντιστοιχούν κατά μεγάλο μέρος σε μήκη κύματος ίσα με εκείνα των ανάλογων γραμμών που παρουσιάζει το φάσμα ορισμένων στοιχείων σε αέρια κατάσταση, όταν παρατηρείται στο εργαστήριο με τα ίδια όργανα. Παρατήρησε επίσης ότι ενώ οι γραμμές των αερίων είναι φωτεινές, οι γραμμές του ηλιακού φωτός είναι σκιερές. Ανάλογες παρατηρήσεις στο φως των αστέρων, που έκανε το 1867 ο Ιταλός αστρονόμος Άντζελο Σέτσι, απέδειξαν ότι το φάσμα του φωτός των αστέρων είναι περίπου του ιδίου τύπου με το ηλιακό, αν και με μερικές διαφορές στην ένταση και τον αριθμό των γραμμών. Οι παρατηρήσεις αυτές έκαναν τον Σέτσι να κατατάξει έναν μεγάλο αριθμό αστρικών φασμάτων σε τρεις κύριους τύπους, σε καθέναν από τους οποίους αντιστοιχούσε και ένας επικρατών χρωματισμός του αστρικού φωτός: λευκοί αστέρες (τύπος 1), κίτρινοι αστέρες (τύπος 2) και οι λεγόμενοι ερυθροί αστέρες (τύπος 3). Μετά τις πρώτες έρευνες, πολλοί αστρονόμοι αφιερώθηκαν στη μελέτη των αστέρων, ακολουθώντας την ίδια μέθοδο και χρησιμοποιώντας όργανα όλο και πιο ισχυρά και τελειοποιημένα. Από τότε επικράτησε η αντίληψη ότι οι αστέρες είναι μεγάλες μάζες διαπύρων αερίων και ότι το φάσμα είναι η καλύτερη μέθοδος για τη μελέτη της φυσικής κατάστασης και της χημικής σύστασής τους. Από τις μελέτες αυτές αποδείχτηκε ότι η κατάταξη του Σέτσι ήταν ανεπαρκής, και γι’ αυτό οι τρεις τύποι του αντικαταστάθηκαν από δέκα φασματικούς τύπους που καθορίζονται από τα γράμματα Ο, Β, Α, F, G, Κ, Μ, R, Ν και S. Και σε αυτή την περίπτωση οι διάφοροι τύποι κατατάχτηκαν με βάση τον χρωματισμό του αστρικού φωτός, από το λευκό στο κίτρινο και στο ερυθρό, αλλά με λεπτότερη διάκριση από τη μια τάξη στην άλλη. Αργότερα βρέθηκε ότι η διάκριση μεταξύ δύο διαδοχικών τύπων αυτής της νέας κατάταξης ήταν και αυτή πολύ χοντρική και κάθε τύπος υποδιαιρέθηκε σε 10 ομάδες με ενδείξεις τους αριθμούς από 0 έως 9. Έτσι, το φάσμα ενός αστέρα υποδεικνύεται με το γράμμα του κύριου τύπου και ακολουθείται από έναν αριθμό ο οποίος είναι σχετικός με την ομάδα (π.χ. B2, K5, F0). Θα δώσουμε τώρα μια σύντομη περιγραφή των βασικών φασματικών τύπων: Τύπος Ο. Εδώ σημειώνονται γραμμές, το μήκος κύματος των οποίων συμπίπτει με το μήκος κύματος των γραμμών του ιονισμένου ηλίου ή του οξυγόνου ή του διπλά ιονισμένου αζώτου. Τα απλά, διπλά,..., ιονισμένα άτομα είναι εκείνα τα οποία έχουν χάσει 1, 2,..., ηλεκτρόνια από την εξωτερική στιβάδα τους. Επειδή αυτή η περίπτωση για τα άτομα του ηλίου, του οξυγόνου και του αζώτου συμβαίνει σε θερμοκρασίες πολύ υψηλές, συμπεραίνεται ότι στους αστέρες αυτούς η επιφανειακή θερμοκρασία είναι τόση ώστε να δίνει αυτό τον τύπο του φάσματος. Υπολογίζεται ότι κυμαίνεται από 30.000°C έως 50.000°C και η εκτίμηση αυτή συμπίπτει ακόμα και με το χρώμα του φωτός του αστέρα, όπου επικρατεί το κυανό. Τύπος Β. Εδώ εμφανίζονται γραμμές με μήκος κύματος που συμπίπτει με το μήκος κύματος του ουδέτερου ηλίου. Υποδεικνύει την ύπαρξη του στοιχείου σε αυτή την κατάσταση και συνεπώς σε θερμοκρασίες χαμηλότερες από τις προηγούμενες (25.000-12.000°C). Η σύγκριση των γραμμών του υδρογόνου, που είναι ιδιαίτερα έντονες στις τελευταίες ομάδες (B8, B9), το επιβεβαιώνει αυτό, όπως και ο συνολικός χρωματισμός των αστέρων, ο οποίος κλίνει ακόμα προς το κυανό, αν και όχι τόσο έντονα όπως ο προηγούμενος. Π.χ. οι αστέρες Ρίγκελ και ο Στάχυς του αστερισμού της Παρθένου έχουν φάσμα που ανήκει σε αυτό τον τύπο. Τύπος Α. Στις πρώτες ομάδες οι φασματικές γραμμές που επικρατούν είναι αυτές του υδρογόνου, ενώ στις τελευταίες τείνουν να εξασθενήσουν. Αυτό δείχνει κατώτερη θερμοκρασία, πράγμα που επιβεβαιώνεται και από το λευκό χρώμα των αστέρων. Η θερμοκρασία κυμαίνεται από 12.000°C, για τους αστέρες των πρώτων ομάδων, έως περίπου 8.000°C για τις τελευταίες. Ο Σείριος και ο Βέγας του αστερισμού της Λύρας είναι δύο αστέρες που ανήκουν στον τύπο Α. Τύπος F. Οι γραμμές του υδρογόνου δεν είναι πολύ έντονες, ενώ εμφανίζονται οι γραμμές των μετάλλων. Αυτό είναι συνέπεια χαμηλότερης θερμοκρασίας (8.000-6.000°C) με χρωματισμό φωτός ανοιχτό κίτρινο. Η Κάνωπος, ο Προκύων και ο Πολικός Αστέρας ανήκουν στον τύπο F. Τύπος G. Οι γραμμές του υδρογόνου είναι ακόμα πιο ασθενείς από τον προηγούμενο τύπο, ενώ των μετάλλων γίνονται πιο έντονες, ιδιαίτερα του ιονισμένου ασβεστίου για τις πρώτες ομάδες· στις τελευταίες επικρατεί το ουδέτερο ασβέστιο. Οι γραμμές του σιδήρου είναι πολύ εμφανείς. Η θερμοκρασία κυμαίνεται γύρω στους 6.000°C και ο χρωματισμός του φωτός είναι κίτρινος. Στον τύπο αυτό ανήκουν ο Ήλιος και η Αιξ. Οι αστέρες παρουσιάζουν στο φάσμα τους, εκτός από τα γενικά χαρακτηριστικά, ορισμένες ιδιομορφίες οι οποίες υποδεικνύουν μια κανονική κατάσταση της ύλης ή μια κατάσταση ιδιαίτερης αραίωσης. Στην πρώτη περίπτωση οι αστέρες λέγονται νάνοι και στη δεύτερη γίγαντες, ονομασία που εναρμονίζεται με το μέγεθός τους. Ο Ήλιος είναι αστέρας που ανήκει στον πρώτο τύπο, ενώ η Αιξ ανήκει στον δεύτερο. Τύπος Κ. Οι γραμμές του υδρογόνου είναι ακόμα παρούσες, αν και πολύ εξασθενημένες. Οι γραμμές του ιονισμένου ασβεστίου φτάνουν το μέγιστο στις ομάδες K0-K1-K2 και στις επόμενες ελαττώνονται. Οι γραμμές του σιδήρου είναι αρκετά έντονες. Η θερμοκρασία είναι γύρω στους 5.000-4.000°C και ο πορτοκαλόχρους χρωματισμός του συνολικού φωτός των αστέρων αυτών αντιστοιχεί σε αυτή τη θερμοκρασία. Στον τύπο αυτό ανήκουν ο Αρκτούρος (K0) και ο Λαμπαδίας (K5), και οι δύο αστέρες γίγαντες. Και οι αστέρες αυτού του τύπου διακρίνονται σε δύο κατηγορίες, ανάλογα με το αν παρουσιάζουν ή όχι ενδείξεις ύλης σε αραιή κατάσταση. Στις τελευταίες ομάδες (K8-K9) εμφανίζονται και οι γραμμές ορισμένων μοριακών ενώσεων. Τύπος Μ. Οι γραμμές του υδρογόνου είναι πολύ ασθενείς και οι γραμμές του ιονισμένου ασβεστίου σε μικρή ένταση. Είναι αισθητές μερικές γραμμές μοριακών ενώσεων, όπως του οξειδίου του τιτανίου. Η θερμοκρασία 3.000-2.000°C, ενώ ο χρωματισμός του συνολικού φωτός είναι ερυθρός. Στον τύπο αυτό ανήκουν ο Ωρίων (Μ2), ο Αντάρης (Μ1), ο Θαυμάσιος του Κήτους (Μ5-Μ8 μεταβλητός). Και αυτοί οι αστέρες διαιρούνται σε γίγαντες και νάνους. Αυτοί που αναφέρθηκαν είναι όλοι αστέρες γίγαντες. Τύποι S,R,N. Είναι αστέρες με χαρακτηριστικά φάσματα τύπου Μ, με τη διαφορά ότι οι μοριακές ενώσεις δημιουργούν ιδιαίτερες μοριακές γραμμές, όπως του οξειδίου του ζιρκονίου στον τύπο S, του μονοξειδίου του άνθρακα και κυανίου, στους τύπους R και Ν. Οι αστέρες νάνοι είναι λίγοι αν συγκριθούν με τους αστέρες γίγαντες. Οι τελευταίοι είναι συχνά μεταβλητοί. Δεν υπάρχουν αστέρες ιδιαίτερα γνωστοί σε αυτούς τους τύπους. Στην περιγραφή των κύριων τύπων των αστρικών φασμάτων συσχετίστηκαν η εμφάνιση των γραμμών ορισμένων στοιχείων (ήλιο, υδρογόνο, νάτριο, μέταλλα) και η έντασή τους, με τον χρωματισμό του ολικού φωτός που ακτινοβολείται και με την επιφανειακή θερμοκρασία των αστέρων. Είναι χρήσιμο να τονίσουμε, για μεγαλύτερη σαφήνεια, ότι αν στο φάσμα ενός αστέρα εμφανίζονται μόνο οι γραμμές του ηλίου, αυτό δεν σημαίνει οπωσδήποτε ότι λείπουν τα άλλα στοιχεία, αλλά ότι οι φυσικές συνθήκες σε αυτό τον αστέρα είναι τέτοιες, ώστε να εμφανίζονται οι γραμμές αυτού του στοιχείου και όχι των άλλων. Η φυσική μάς διδάσκει ότι τέτοιες συνθήκες είναι η θερμοκρασία, η πυκνότητα, η πίεση και ότι βασική επίδραση έχει κυρίως η πρώτη. Να γιατί η προηγούμενη κατάταξη, που έγινε με βάση τις γραμμές, στην πραγματικότητα στηρίζεται στις θερμοκρασίες. Η πυκνότητα και η πίεση έχουν δευτερεύουσα επίδραση, αλλά όχι αμελητέα. Μπορούμε εξάλλου να αποκτήσουμε πληροφορίες από τα αστρικά φάσματα για κάθε είδους ιδιαίτερες τιμές αυτών των παραμέτρων. Όταν αυτά τα γεγονότα αναγνωρίστηκαν, έγινε αντιληπτό ότι η φασματοσκοπία προίκιζε την α. με μια ανέλπιστη δυνατότητα: ήταν πράγματι δυνατόν να μελετηθούν οι αστέρες αυτοί καθαυτοί, δεδομένου ότι έτσι έδειχναν καθαρά ότι αποτελούνται από διάπυρα αέρια τα οποία βρίσκονταν κάτω από διάφορες συνθήκες θερμοκρασίας, πυκνότητας και πίεσης. Για τη σωστή ερμηνεία των φαινομένων που παρατηρούνται είναι συνεπώς αναγκαία η άριστη γνώση της φυσικής και ιδιαίτερα της ατομικής φυσικής. Οι μελέτες των αστροφυσικών οδήγησαν στο συμπέρασμα ότι όλοι οι αστέρες έχουν σχεδόν την ίδια χημική σύνθεση, αλλά είναι δυνατόν να βρεθούν σε εξωτερικές φυσικές συνθήκες αρκετά διαφορετικές. Στα πρώτα χρόνια του 20ού αι. η α. εμπλουτίστηκε με τη σπουδαιότερη συμβολή δύο επιστημόνων, του Δανού Χέρσπρουνγκ και του Αμερικανού Ράσελ. Αυτοί σκέφτηκαν να συσχετίσουν τον φασματικό τύπο των αστέρων με την αληθινή λαμπρότητά τους, η οποία προέρχεται από τη φαινόμενη λαμπρότητα, όταν διορθωθεί από τις επιδράσεις της απόστασης (παράλλαξη). Όταν γνωρίζουμε την τελευταία, είναι εύκολο να βρούμε την πρώτη. Σε ένα καρτεσιανό διάγραμμα τοποθέτησαν στον άξονα των τετμημένων τις τάξεις των φασμάτων, κατά τη σειρά που αναφέρθηκαν, και στον άξονα των τεταγμένων την απόλυτη λαμπρότητα. Τα σημεία που παρίσταναν τους αστέρες, αν και διασκορπισμένα σε διάφορες ζώνες του διαγράμματος, κατατάσσονταν κατά δύο γραμμές που ξεχώριζαν καλά. Η αναπαράσταση απόλυτη λαμπρότητα - φασματικός τύπος ήταν στην πραγματικότητα μια αναπαράσταση απόλυτη λαμπρότητα - θερμοκρασία. Οι δύο γραμμές περιλάμβαναν τους αστέρες νάνους και τους αστέρες γίγαντες. Στην τομή τους βρίσκονταν οι αστέρες σχεδόν γίγαντες. Αμέσως οι επιστήμονες άρχισαν την αναζήτηση μιας θεωρητικής δικαιολογίας για τη σχέση αυτή μεταξύ της απόλυτης λαμπρότητας και της θερμοκρασίας και σκέφτηκαν ότι είναι συνέπεια της αστρικής εξέλιξης. Αυτό σημαίνει ότι οι αστέρες γίγαντες ήταν αστέρες νέοι, που μόλις είχαν σχηματιστεί. Το σημείο που τους αναπαριστά σημειώνεται στο άνω μέρος του διαγράμματος (βλ. σχετικό σχήμα κάτω). Μετά τον σχηματισμό τους, οι γίγαντες αρχίζουν να συστέλλονται, διατηρώντας μια σχεδόν σταθερή λαμπρότητα, αλλά αυξάνοντας την εξωτερική τους θερμοκρασία. Όταν φτάνουν να έχουν φάσμα τύπου Β, η συστολή αρχίζει να περιορίζεται σημαντικά, και η λαμπρότητα να ελαττώνεται, όπως και η θερμοκρασία. Το παραστατικό σημείο προχωρεί κατά μήκος της γραμμής της κύριας ακολουθίας από αριστερά προς τα δεξιά. Σύμφωνα με αυτή την ερμηνεία, η θέση του Ήλιου οδηγεί στο συμπέρασμα ότι πρόκειται για γηραιό αστέρα, που πλησιάζει να τελειώσει τον εξελικτικό κύκλο του ως ερυθρός νάνος. Αν και η ερμηνεία αυτών των μελετών αποδείχτηκε αργότερα εσφαλμένη, η υπόθεση αποτελεί την πρώτη ιδέα, στηριγμένη σε ένα δεδομένο παρατήρησης, για την αστρική εξέλιξη. Η α. είχε ανοίξει στην αστρονομία το πεδίο της έρευνας για τη σύσταση και την εξέλιξη των αστέρων. Η α. έθεσε στη συνέχεια μεταξύ των κυριοτερών της σκοπών την ανίχνευση της φύσης ενός αστέρα όχι μόνο στο εξωτερικό τμήμα του, απ’ όπου προέρχεται το φάσμα που παρατηρείται, αλλά και στο εσωτερικό τμήμα. Στην περιγραφή των φασμάτων είδαμε ποια είναι η επιφανειακή θερμοκρασία των αστέρων· μπορούμε τώρα να προσθέσουμε μερικά αριθμητικά στοιχεία σχετικά με την απόλυτη λαμπρότητά τους. Ο Ήλιος π.χ. ακτινοβολεί στο Διάστημα, με μορφή φωτός, τεράστιες ποσότητες ενέργειας. Μπορούμε να αντιληφθούμε καλύτερα την ποσότητά της, αν καταφύγουμε στην ισοδυναμία μάζας και ενέργειας, η οποία μας επιτρέπει να εκφράσουμε την ενέργεια ευκρινέστερα, με την ισοδύναμη ποσότητα μάζας. Ο Ήλιος ακτινοβολεί στο Διάστημα, με μορφή φωτός, ποσότητα ύλης ίση με 4 εκατομμύρια τόνους το δευτερόλεπτο, πράγμα που σημαίνει, κατά γράμμα, ότι ο Ήλιος ελαφραίνει κάθε δευτερόλεπτο κατά 4 εκατομμύρια τόνους. Υπάρχουν, ωστόσο, πάρα πολλοί αστέρες, που ακτινοβολούν ενέργεια αρκετά μεγαλύτερη, έως 10.000 φορές περισσότερη. Φυσικά δεν λείπουν αυτοί που ακτινοβολούν λιγότερη κατά 100 ή και 1.000 φορές. Ένα πρόβλημα που ανέκυψε αμέσως, αρκετά έντονο, και το οποίο έμεινε για πολύ χρόνο άλυτο, ήταν ο προσδιορισμός της πηγής από την οποία αντλούσαν οι αστέρες όλη αυτή την ενέργεια που ακτινοβολούσαν στο Διάστημα. Για πολύ χρόνο εξέταζαν το ενδεχόμενο της παραγωγής της από τη συστολή των αστρικών σωμάτων. Έλεγαν ότι ο αστέρας, όταν συστέλλεται, αποδεσμεύει ενέργεια βαρύτητας, η οποία μετατρέπεται σε φωτεινή μέσω μιας θερμικής διαδικασίας και στη συνέχεια ακτινοβολείται στο Διάστημα. Από την άποψη του ισοζυγισμού της ενέργειας, η θεωρία αυτή έμελλε, έστω και για λίγο, να επικρατήσει. Παρέμενε όμως το γεγονός ότι για να ακτινοβολούν, με την ένταση που παρατηρείται, οι αστέρες έπρεπε να έχουν μια ζωή πολύ σύντομη: ο Ήλιος π.χ. έπρεπε να ζήσει γύρω στα 25 εκατομμύρια έτη, και έτσι υπήρχε άμεση αντίθεση με τη ζωή της Γης, η ηλικία της οποίας φτάνει ήδη περίπου στα 4-5 δισεκατομμύρια έτη. Από το 1939 έγινε αντιληπτό ότι η πηγή ενέργειας που αναζητείται δεν βρισκόταν, για τους περισσότερους αστέρες, στη συστολή λόγω βαρύτητας, αλλά σε ιδιαίτερες μορφές πυρηνικών αντιδράσεων, με το ενδιάμεσο των οποίων η ύλη μετατρέπεται σε ενέργεια. Η υπόθεση της αστρικής συστολής εγκαταλείφθηκε τελείως όταν αποδείχτηκε ότι στο εσωτερικό των αστέρων υπάρχουν αρκετά άτομα υδρογόνου ώστε να εξασφαλίζεται η λειτουργία αυτής της πηγής για μεγάλο χρονικό διάστημα. Με αυτό δεν έκλεισε ο δρόμος για την ερμηνεία της αστρικής εξέλιξης, αλλά άλλαξε η κατεύθυνσή του. Οι αστέρες εξελίσσονται στη διάρκεια της ζωής τους, όχι γιατί συστέλλονται, αλλά γιατί μεταβάλλεται με την πάροδο του χρόνου η εσωτερική χημική τους σύσταση. Η περιεκτικότητά τους σε υδρογόνο, έστω και πολύ αργά, μειώνεται, ενώ αυξάνεται αντίστοιχα η περιεκτικότητα σε ήλιο. Ακολουθώντας μαθηματικά τις διάφορες εξελικτικές φάσεις αυτής της διαδικασίας βλέπουμε ότι στα παραστατικά σημεία των αστέρων στο διάγραμμα που προαναφέραμε δεν ακολουθούν τον δρόμο που είχε γίνει αρχικά πιστευτός (από τους ερυθρούς γίγαντες προς τους κυανούς και μετά, κατά μήκος της κυρίας ακολουθίας, από τους νάνους έως τους ερυθρούς νάνους), αλλά έναν άλλο, σημαντικά διάφορο και κατά μία έννοια αντίθετο από τους προηγούμενους. Οι αστέρες, δηλαδή, γεννιούνται νάνοι και αναπτύσσονται για να εξελιχθούν τελικά σε γίγαντες. Δεν μπορούμε να πούμε ακόμα και σήμερα ότι η εξέλιξη των αστέρων είναι γνωστή σε όλες της τις λεπτομέρειες και πολλά είναι τα προβλήματα που μένουν ακόμα άλυτα. Πάντως, οι γνώσεις που αποκτήθηκαν από την α. οδηγούν στο συμπέρασμα ότι οι αστέρες φασματικού τύπου 0 και Β πρέπει να θεωρούνται νεότατοι αστέρες, μόλις σχηματισμένοι, γιατί η εσωτερική τους κατάσταση είναι τέτοια ώστε οι πυρηνικές αντιδράσεις αποκτούν έναν ιδιαίτερα γρήγορο ρυθμό και κάνουν τον αστέρα να εξελιχτεί αρκετά γρήγορα προς μια κατάσταση υπεργίγαντα διάφορη από την προηγούμενη. Τα πεδία έρευνας της α. περιλαμβάνουν ακόμα και τις ταχύτητες προσέγγισης ή απομάκρυνσης των φωτεινών πηγών, οι οποίες προκύπτουν από τη φασματοσκοπική ανάλυση. Αυτό άνοιξε ένα ευρύτατο πεδίο έρευνας που εκτείνεται από τους μεταβλητούς αστέρες έως τη συστολή των γαλαξιών. Επίσης η α. μελετά τις ακτινοβολίες σωματιδίων (βλ. λ. κοσμικές ακτίνες) και τις ηλεκτρομαγνητικές και μεγάλου μήκους κύματος (βλ. λ. ραδιοαστρονομία). Ιδιαίτερη σημασία παρουσιάζει η λεπτομερής μελέτη των αστρικών φασμάτων, γιατί από αυτά είναι δυνατόν να συμπεράνουμε, αφού λάβουμε υπόψη μας τα χαρακτηριστικά των γραμμών και τη φυσική κατάσταση του επιφανειακού τμήματος των αστέρων, το ποσοστό των ατόμων που προξενούν αυτές τις γραμμές. Είναι έτσι δυνατόν να γίνει με άλλα λόγια, μια αστρική χημική ανάλυση (ή αστροχημική) και διαπιστώνουμε τότε ότι το υδρογόνο είναι αφθονότερο από κάθε άλλο στοιχείο. Ακολουθούν, με αρκετή διαφορά, το ήλιο και μετά, σε ακόμα μικρότερες αναλογίες, όλα τα άλλα στοιχεία. Εκτός από ιδιαίτερους αστέρες στους οποίους μπορεί να υπάρχουν σημαντικές αποκλίσεις στο ποσοστό των άλλων στοιχείων και εκτός από μικρές αποκλίσεις από αστέρα σε αστέρα, μπορούμε να πούμε ότι, με βάση τις μέχρι τώρα μετρήσεις, στις αστρικές ατμόσφαιρες παρουσιάζεται υδρογόνο 92%, ήλιο 7%, ενώ το υπόλοιπο 1% κατανέμεται σε όλα τα άλλα στοιχεία μαζί: λίθιο, βηρύλλιο, βόριο, οξυγόνο, άζωτο, άνθρακα, νέο, σίδηρο, μαγνήσιο κλπ. Τα στοιχεία με ατομικό βάρος ανώτερο του 30 είναι ιδιαίτερα σπάνια. Έγινε επίσης αντιληπτό ότι στο εσωτερικό των αστέρων η αναλογία των τελευταίων αυτών στοιχείων είναι η ίδια με αυτήν που παρουσιάζεται στη σχετική ατμόσφαιρά τους, ενώ η αναλογία υδρογόνου-ηλίου μεταβάλλεται συνεχώς με συνάρτηση τον χρόνο, λόγω των πυρηνικών αντιδράσεων με τις οποίες συνδέεται. Εξαιτίας αυτού, όταν ο αστέρας είναι νέος, η αναλογία αυτή ισχύει και για το εσωτερικό του, αλλά όσο γηράσκει, το υδρογόνο της κεντρικής ζώνης ελαττώνεται και αυξάνεται ανάλογα η ποσότητα του ηλίου. Ο λόγος αυτός των κεντρικών ποσοστών στο εσωτερικό του αστέρα, ο οποίος προσδιορίζεται με θεωρητικές μεθόδους, είναι δείκτης της ηλικίας του αστέρα. Τα ποσοστά αυτά είναι ανάλογα με εκείνα που προκύπτουν για τη διαπλανητική ύλη και για τους αστέρες άλλων γαλαξιών, και έτσι φαίνονται να ισχύουν, αν όχι για το σύνολο, πάντως για το μεγαλύτερο μέρος του σύμπαντος που έγινε δυνατόν να παρατηρηθεί μέχρι σήμερα από τους αστρονόμους. Το αστεροσκοπείο του όρους Παλομάρ στην Καλιφόρνια, στο κύριο κτίριο του οποίου εγκαταστάθηκε το 1948 το ισχυρότερο τηλεσκόπιο του κόσμου· το μεγάλο κάτοπτρό του έχει διάμετρο 5 μ. (φωτ. Eps). Το αστεροσκοπείο του Γκρίνουιτς. Ο μεσημβρινός του αστεροσκοπείου αυτού έχει οριστεί ως αρχή των γεωγραφικών μηκών. Ένα ραδιοτηλεσκόπιο με το οποίο μπορούμε να μελετήσουμε τις πηγές των ηλεκτρομαγνητικών ακτινοβολιών και να λαμβάνουμε τα διάφορα σήματα που εκπέμπονται από τους τεχνητούς δορυφόρους. Σχεδιάγραμμα της φαινόμενης κίνησης του ουρανού, όπως προκύπτει από τα φωτεινά ίχνη που αφήνουν στη φωτογραφική πλάκα οι αστέρες γύρω από τους πόλους. Οι κύριοι τύποι αστέρων αποτελούν μια σειρά, για την οποία κάποτε θεωρούσαν ότι αναπαριστά την εξέλιξη που διαγράφει κάθε αστέρας από την αρχική κατάσταση (αστέρας γίγας) μέχρι την τελική (αστέρας νάνος). Σήμερα είναι παραδεκτό ότι δεν ακολουθούν όλοι οι αστέρες αυτή τη σειρά εξέλιξης (που φαίνεται από αριστερά προς τα δεξιά), αλλά ότι υπάρχουν δυνατές παραλλαγές μεταξύ συγγενών τάξεων.

* * *

η

αστρον. κλάδος της αστρονομίας που εξετάζει τη χημική σύνθεση και τη φυσική κατάσταση των ουράνιων σωμάτων.