ΧΟΡΗΓΟΙ

Αστέρες


Δείτε επίσης

Νέα Μέθοδος για την Μέτρηση της Απόστασης των Άστρων

 

Στην Αστρονομία γενικά αστέρας (star) ή απλανής (σε αντιδιαστολή με τον πλανήτη), ονομάζεται το κάθε ουράνιο σώμα που διατηρεί όλες εκείνες τις ιδιότητες του δικού μας Ηλίου πέριξ του οποίου περιστρέφεται η Γη. Συνεπώς όλοι οι αστέρες είναι Ήλιοι εκ των οποίων και παρατηρείται κατάστικτος ο ουράνιος θόλος.


Κατά την Αστροφυσική ο κάθε αστέρας είναι ένα λαμπερό αέριο ουράνιο σώμα που παράγει ενέργεια από πυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης που συμβαίνουν στον πυρήνα του. Όταν η μάζα του σώματός του είναι μικρότερη από 0.08 φορές της μάζας του ήλιου οι πιέσεις και οι θερμοκρασίες που αναπτύσσονται στο κέντρο του, δεν επαρκούν προκειμένου να αρχίσουν οι πυρηνικές συντήξεις. Επομένως η μάζα όλων των αστέρων είναι μεγαλύτερη από την ανωτέρω ποσότητα.


Παρατηρώντας κυρίως τη νύκτα, στον Ουράνιο θόλο, τους αστέρες διαπιστώνεται ότι αυτοί δεν κατανέμονται ομοιόμορφα σ΄ αυτόν, ενώ παρουσιάζουν κάποια ευδιάκριτα συμπλέγματα τα οποία και ονομάζονται αστερισμοί. Από τη παρατήρηση των αστέρων αυτοί διακρίνονται σε τρεις κατηγορίες:

  1. Αειφανείς αστέρες, που παρατηρούνται όλο το 24ωρο, πάνω από τον ορίζοντα.
  2. Αφανείς αστέρες, που παραμένουν όλο το 24ωρο υπό τον ορίζοντα και η παρατήρησή τους δεν είναι εφικτή.
  3. Αμφιφανείς αστέρες, που άλλοτε παρατηρούνται υπέρ τον ορίζοντα και άλλοτε όχι.
  • Η διάκριση αυτή είναι πολύ σημαντική για την Αστρονομική ναυτιλία.

Ονομασία αστέρων

Από τους αστέρες μόνο οι 30 λαμπρότεροι φέρουν ο καθένας ιδιαίτερο όνομα, συνήθως ελληνικής προέλευσης όπως ο Αρκτούρος ή αραβικής όπως ο Αλτάιρ (= αετός ιπτάμενος).

Τόσο όμως αυτοί οι 30 αστέρες, όσο και όλοι οι άλλοι οι ορατοί χωρίς τηλεσκόπιο, σε κάθε αστερισμό, έχουν καθορισθεί διεθνώς (ο καθένας) με ένα γράμμα (μικρό) του ελληνικού αλφαβήτου. Το γράμμα α έχει συνήθως ο λαμπρότερος αστέρας του αστερισμού, το β ο αμέσως αμυδρότερος κ.ο.κ. Έτσι λοιπόν ο Βέγας, ο λαμπρότερος αστέρας του βορείου ουράνιου ημισφαιρίου, στον αστερισμό της Λύρας, λέγεται και α Lyrα της Λύρας).


Εαν κάποιος αστερισμός έχει περισσότερους από 24 αστέρες (αρκετά σύνηθες) τότε αμέσως μετά τον ω (του ελληνικού αλφαβήτου) χρησιμοποιούνται τα γράμματα του λατινικού αλφαβήτου. Μετά το τέλος του λατινικού αλφαβήτου χρησιμοποιούνται οι αραβικοί αριθμοί.


Προκειμένου δε περί των υπολοίπων αστέρων που είναι ορατοί μόνο με τηλεσκόπια, αντί ονόματος χρησιμοποιείται ο αριθμός με τον οποίο και έχουν καταχωρηθεί στους αστρικούς καταλόγους.


Λάμψη των αστέρων

Με ελάχιστες εξαιρέσεις βλέπουμε στον ουρανό τους αστέρες που επί χιλιάδες χρόνια παραμένουν σταθεροί στις θέσεις τους αν και αυτό είναι φαινομενικό αφού και αυτοί γεννιούνται, μεγαλώνουν και …χάνονται. Οι αρχαίοι πίστευαν πως οι αστέρες ήταν μικροσκοπικές πηγές φωτός ή κάποιες τρύπες στο πέπλο της νύκτας.


Σήμερα όμως με θαυμασμό και φυσική ταπεινότητα αντιλαμβανόμαστε τη πραγματική απίστευτη εικόνα που παρουσιάζει το αστρικό Σύμπαν όπως μας έχουν αποκαλύψει οι επιστημονικές έρευνες και μελέτες των τελευταίων δεκαετιών. Η πραγματική σύνθεση, φύση και δομή των αστέρων χάρις των πολλών και επίμονων παρατηρήσεων του πλησιέστερου εξ αυτών του Ήλιου σήμερα πλέον είναι γνωστή.

  • Ο Ήλιος είναι το τέλειο εργαστήριο στη μελέτη του τρόπου που λάμπουν τ΄ αστέρια.

Δείτε σχετικά τη παράγραφο Ενέργεια του Ηλίου στο άρθρο Ήλιος.


Λαμπρότητα αστέρων

Όπως διαπιστώνει ο κάθε παρατηρητής του ουράνιου θόλου, όλοι οι αστέρες δεν παρουσιάζουν την ίδια λαμπρότητα. Μερικοί είναι εξόχως λαμπροί, άλλοι φαίνονται αμυδρότεροι με κατάληξη εκείνων που μόλις διακρίνονται. Οι διαφορές αυτές οφείλονται σε τρεις λόγους: στην απόσταση, στο μέγεθός τους και στη θερμοκρασία τους.


Από τους αρχαίους Έλληνες αστρονόμους και προ παντός τον Ίππαρχο (Ελληνιστική περίοδος), αλλά και τον Κλαύδιο Πτολεμαίο (Ρωμαϊκή περίοδος) οι αστέρες ταξινομήθηκαν ανάλογα της λαμπρότητάς των, βάσει της οποίας και προσδιορίστηκαν σε μεγέθη.


Συνεπώς το «μέγεθος» ή το φαινόμενο μέγεθος, όπως αποκαλείται, ενός αστέρα δεν εκφράζει τις πραγματικές του διαστάσεις, αλλά μόνο τη λαμπρότητά του σε σχέση μ΄ εκείνη των άλλων αστέρων.

Όλοι οι ορατοί, με γυμνό οφθαλμό, αστέρες κατετάγησαν σε έξι μεγέθη. Στο πρώτο μέγεθος περιλήφθηκαν οι λαμπρότεροι, στο δεύτερο οι αμέσως αμυδρότεροι κ.ο.κ. έτσι ώστε οι αστέρες του επόμενου μεγέθους να είναι αμυδρότεροι του προηγουμένου και στον έκτο να αντιστοιχούν οι μόλις ορατοί.


Και ενώ αυτά ξεκίνησαν στην αρχαιότητα πρώτος ο Γερμανός αστρονόμος Τζων Χέρσελ (J. Herschel) απέδειξε το 1830 ότι οι αστέρες του α' μεγέθους είναι 100 φορές λαμπρότεροι εκείνων του στ' μεγέθους. Η απόδειξη αυτή υπήρξε πολύ σημαντική διότι με ένα απλούστατο υπολογισμό προσδιορίσθηκε πως: «οι αστέρες ενός μεγέθους είναι κατά 2,512 φορές λαμπρότεροι από εκείνους του επόμενου μεγέθους».


Με τα τηλεσκόπια διακρίνονται αστέρες κατά πολύ ακόμα αμυδρότεροι. Τα σημερινά τηλεσκόπια, ανάλογα με τον αντικειμενικό φακό τους ή το κάτοπτρό τους, αλλά και με τη βοήθεια σήμερα της "αστρικής φωτομετρίας" που αποτελεί τη βασική μέθοδο μέτρησης της φωτεινότητας των αστέρων, φθάνουν σήμερα να διακρίνουν αστέρες μέχρι και 24ου μεγέθους.

Βέβαια η μετάβαση (κλιμάκωση) από μέγεθος σε μέγεθος δεν παρατηρείται απότομα, αλλά με τη βοήθεια φωτομέτρων καθορίζονται ασφαλέστερα και τα δέκατα του μεγέθους. Έτσι ο αστέρας Λαμπαδίας (ο α του αστερισμού του Ταύρου) έχει μέγεθος 1,1 , ενώ ο Πολυδεύκης (o β των Διδύμων) είναι 1,2 μεγέθους και ο Βασιλίσκος (o α του Λέοντος) είναι 1,3.


Διαπιστώθηκε όμως ότι, στους 20 λαμπρότερους αστέρες που χαρακτηρίζονται γενικά ως αστέρες α' μεγέθους, οι πρώτοι 12 είναι πολύ λαμπρότεροι των υπολοίπων του ίδιου α' μεγέθους. Γι΄ αυτό στην ακριβέστερη σύγχρονη κλίμακα αστρικών μεγεθών χρησιμοποιείται και μέγεθος μεγαλύτερο του α' , (κατά μαθηματικό περίεργο ή ανατροπή), το «μηδενικό μέγεθος». Έτσι ο προαναφερθείς Βέγας (α της Λύρας) έχει μέγεθος 0,1 ενώ η Αιξ (α Ηνιόχου) και ο Αρκτούρος (α Βοώτου) 0,2 μεγέθους.


Αλλά υπάρχουν και δύο αστέρες που είναι ακόμη λαμπρότεροι και του «μηδενικού μεγέθους». Σ΄ αυτούς χρησιμοποιούνται «αρνητικά μεγέθη», ο ένας είναι ο Κάνωπος (α της Τρόπιδας της Αργούς) που έχει μέγεθος -0,9 και ο δεύτερος ο γνωστός Σείριος (α του Μεγάλου Κυνός), ο λαμπρότερος όλων των αστέρων στην Ουράνια σφαίρα, που είναι -1,46 μεγέθους.


Εύλογα καθίσταται πλέον αντιληπτό ότι τα άλλα λαμπρότερα των αστέρων ουράνια σώματα λαμβάνουν τιμές μεγέθους αρνητικές και μεγαλύτερες σε απόλυτη τιμή, π.χ. (συγκριτικά) ο πλανήτης Αφροδίτη (ο λαμπρότερος των πλανητών) έχει μέγεθος -4,3 , η δε Σελήνη (λαμπρότερος των δορυφόρων και των πλανητών) ως Πανσέληνος έχει μέγεθος -12,6 ενώ ο Ήλιος -26,8.

Σημείωση: Την διαφορά λαμπρότητας 2,512 μεταξύ των μεγεθών επεσήμανε ο Άγγλος αστρονόμος Νόρμαν Πόγκσον (Norman Robert Pogson) το 1856.


Σύγχρονη ταξινόμηση

Επειδή η απόσταση ενός άστρου επηρεάζει το φαινόμενο μέγεθός του οι αστρονόμοι χρησιμοποιούν σήμερα ένα άλλο σύστημα "απολύτων μεγεθών". Τοποθετούν θεωρητικά τα άστρα σε μια δεδομένη απόσταση 32,6 ετών φωτός από τη Γη (ή 10 παρσέκ, [όταν 1 παρσέκ (pc) = 3,26 ε.φ. (l.y.)]) και σ΄ αυτή την απόσταση συγκρίνουν την λαμπρότητα των αστέρων μεταξύ τους. Έτσι ο όρος "απόλυτο μέγεθος" αναφέρεται στο πόσο λαμπρός θα ήταν ένας δεδομένος αστέρας αν βρισκόταν σε απόσταση από τη Γη 32,6 εφ.


Με χρήση τέτοιας κλίμακας το απόλυτο μέγεθος του Ήλιου είναι 4,8 , του Σείριου (α του Μεγάλου Κυνός) 1,4, ενώ το απόλυτο μέγεθος του Πολικού αστέρα (Polaris) -4,6. Τα απόλυτα αυτά παραπάνω μεγέθη, μας καταδεικνύουν πως ο Πολικός είναι λαμπρότερος, ακολουθεί ο Σείριος και αυτόν ο Ήλιος. Ο Σείριος δηλαδή είναι 23 φορές λαμπρότερος από τον Ήλιο.

  • Σ΄ αυτήν όμως τη ταξινόμηση απαραίτητο στοιχείο είναι η γνώση της πραγματικής απόστασης ενός αστέρος, διαφορετικά είναι αδύνατος ο υπολογισμός του απολύτου μεγέθους του.

Φασματική ταξινόμηση

Εκτός της λαμπρότητας οι αστέρες παρουσιάζουν και ένα άλλο ιδιαίτερο χαρακτηριστικό, εύκολα ορατό, το χρώμα τους, που βεβαίως σχετίζεται άμεσα με τη θερμοκρασία που επικρατεί στην επιφάνειά τους. Έτσι παρατηρούνται αστέρες με σχεδόν όλα τα χρώματα της ίριδας: γαλάζια, λευκά, κίτρινα, κόκκινα κλπ. Οι κόκκινοι είναι οι λιγότερο θερμοί, ενώ οι γαλάζιοι οι περισσότερο θερμοί. Ακριβώς όπως μια σιδερόβεργα σε αναμμένο τζάκι, στην αρχή αρχίζει να κοκκινίζει και διαδοχικά θερμενόμενη αλλάζει χρωματισμούς σε πορτοκαλί, κίτρινο, λευκό και όταν θερμανθεί πολύ σε γαλάζιο.


Με βάση λοιπόν το χρώμα των αστέρων δηλαδή του ορατού φάσματος που λάμπουν αυτοί, οι αστρονόμοι προχωρούν σε κατάταξή τους σε διαφορετικούς τύπους αστέρων που ονομάζονται "φασματικοί τύποι".
Σύμφωνα μ΄ αυτή τη ταξινόμηση οι αστέρες που παρουσιάζουν στο φάσμα τους έντονες γραμμές υδρογόνου ταξινομήθηκαν ως αστέρες τύπου Α ενώ σ΄ εκείνους που στο φάσμα τους οι γραμμές υδρογόνου δεν είναι ορατές ως τύπου Q. Έτσι οι ενδιάμεσες κατηγορίες έλαβαν ως όνομα τα ενδιάμεσα γράμματα του λατινικού αλφαβήτου. Με το καιρό όμως επικράτησαν επτά μόνο κύριοι φασματικοί τύποι αστέρων και αυτοί σήμερα είναι O, B, A, F, G, K και M. Καθένας από αυτούς τους τύπους διακρίνεται σε 10 αριθμητικές επιμέρους υποκατηγορίες, όπως αστέρες Α0, Β3, Ο6, G9, Κ4 κλπ.

  • Τον τρόπο αυτό ταξινόμησης των αστέρων σε φασματικούς τύπους διατύπωσε για πρώτη φορά στα τέλη του περασμένου αιώνα ο Εδουάρδος Πίκερινγκ (1846-1919) και οι συνεργάτες του στο αστεροσκοπείο του Χάρβαρντ.

Διαστάσεις αστέρων

Όλοι οι αστέρες λόγω της μεγάλης απόστασής των δεν παρουσιάζονται ως μικροί δίσκοι, αλλά φαίνονται ως φωτεινά σημεία. Παρά ταύτα με τη βοήθεια της συμβολής τους φωτός των κατορθώθηκε να μετρηθούν οι φαινόμενοι διάμετροι αρκετών εξ αυτών, οι οποίοι και βρίσκονται πάντοτε μικρότεροι των 0",05. Εξ αυτών μετρήθηκαν και οι πραγματικοί διάμετροι. Είναι όμως δυνατόν να βρεθούν οι διαστάσεις των αστέρων και από το απόλυτο μέγεθος αυτών εφόσον αυτό εξαρτάται από την επιφανειακή θερμοκρασία τους, αλλά και από την έκταση της επιφανείας τους. Επομένως από το απόλυτο μέγεθος, όταν είναι γνωστή η θερμοκρασία της επιφανείας ενός αστέρος, βρίσκεται και η πραγματική του ακτίνα.


Γενικά οι αστέρες διακρίνονται ανάλογα του μεγέθους τους όπως διαφάνηκε από τις φασματοσκοπικές έρευνες σε αστέρες γίγαντες, υπεργίγαντες αλλά και αστέρες νάνοι όπου των τελευταίων οι διαστάσεις είναι ανάλογοι του δικού μας Ηλίου ή και μικρότερες ανάλογες με των μεγάλων πλανητών.

  • Δείτε σχετικά ομώνυμη υποκατηγορία: Είδη αστέρων, στη κατηγορία: Αστέρες.

Αστρικός Πληθυσμός

Τα άστρα κατατάσσονται σε κατηγόριες, ανάλογα με το ποσοστό των μετάλλων που περιέχουν. Με τον τρόπο αυτό η κατάταξη των άστρων του Γαλαξία μας γίνεται σε δύο ομάδες: τον Πληθυσμό Ι και τον Πληθυσμό ΙΙ.
 Να διευκρινήσουμε εδώ ότι, όταν αναφερόμαστε στην αστροφυσική σε στοιχείο μέταλλο, εννοούμε οποιοδήποτε χημικό στοιχείο εκτός από το υδρογόνο και το ήλιο. Υπάρχει δηλαδή διάκριση μεταξύ του χημικού και του αστροφυσικού ορισμού του μετάλλου.

Πληθυσμός Ι.
 Είναι η κατηγορία των άστρων που έχουν υψηλό ποσοστό μετάλλων και ο εμπλουτισμός τους σε μέταλλα προέρχεται κυρίως από τις εκρήξεις υπερκαινοφανών. Βρίσκονται κυρίως στο Γαλαξιακό επίπεδο.

Πληθυσμός ΙΙ.
 Αντίθετα με τον Πληθυσμό Ι, η κατηγορία αυτή περιλαμβάνει άστρα που είναι φτωχά σε ποσοστό μετάλλων. Συνήθως πρόκειται για άστρα μεγάλης ηλικίας που δημιουργήθηκαν λίγο μετά την Μεγάλη Έκρηξη, εποχή που το Σύμπαν ήταν ακόμα φτωχό σε μέταλλα. Συναντώνται συνήθως στις άκρες του Γαλαξία μας στα σφαιρωτά σμήνη ή σε ελλειπτικούς ηλικιωμένους γαλαξίες.

Πληθυσμός ΙΙΙ.
 Πρόκειται για μια θεωρητική κατηγορία που δεν έχει επιβεβαιωθεί ακόμα παρατηρησιακά. Ουσιαστικά αφορά μια κατηγορία άστρων που δημιουργήθηκαν αμέσως μετά την Μεγάλη Έκρηξη και η οποία δεν περιέχει καθόλου μέταλλα.


Πλήθος αστέρων

Γενική είναι η εντύπωση ότι οι αστέρες που είναι ορατοί με γυμνό μάτι είναι άπειροι και ότι θα είναι μάταιη κάθε προσπάθεια καταμέτρησής των. Και όμως, η εντύπωση αυτή είναι εσφαλμένη διότι όλοι οι αστέρες που φαίνονται με γυμνό οφθαλμό είναι 7.107 που κατανέμονται στα μεγέθη 1ο έως 6ο ως εξής: 1ο 20, 2ο 69, 3ο 205, 4ο 473, 5ο 1291 και 6ο 5.049, σύνολο 7.107 αστέρες. Ο δε λόγος αύξησης από μέγεθος σε μέγεθος είναι περίπου 3, ενώ για εκείνους που τα φαινόμενα μεγέθη είναι περίπου 20 και 21 ο λόγος είναι μικρότερος του 2.


Έτσι ενώ το πλήθος των αστέρων που μπορούν να παρατηρηθούν με γυμνό μάτι συνήθως μέχρι 6ου μεγέθους (χωρίς αυτό να είναι και απόλυτο*) είναι 7.000 περίπου, μέχρι 12ου μεγέθους είναι 4Χ106 και μέχρι 21ου μεγέθους είναι 5Χ109


(*)Σημείωση:Το 6ο μέγεθος θεωρείται γενικά το όριο της ανθρώπινης όρασης σε πολύ καλές συνθήκες παρατήρησης. Κοντά σε μια πόλη όμως το όριο είναι περίπου το 3ο μέγεθος μόνο. Σε πολύ εξαιρετικές συνθήκες (Λατινική Αμερική) κάποιοι ίσως καταφέρουν να δούν και λίγο περισσότερα αστέρια.


Κατάλογοι αστέρων

Από την αρχαιότητα οι παρατηρούμενοι στον Ουράνιο θόλο αστέρες καταγράφονται σε ειδικούς σχετικούς καταλόγους υπό το όνομα Ουρανομετρία. Η δε καταγραφή αυτή συνεχίζεται μέχρι και σήμερα. Το πρώτο κατάλογο αστέρων συνέταξε ο μέγας Έλληνας αστρονόμος της αρχαιότητας Ίππαρχος ο Ρόδιος, ο κατάλογος του οποίου περιελάμβανε 1022 αστέρες από τους λαμπρότερους του Ουρανού.


Οι κατάλογοι αυτοί σήμερα περιέχουν τα ακριβή στοιχεία της θέσης των αστέρων στην Ουράνια σφαίρα, του μεγέθους των, του δείκτου του χρώματός των, του φασματικού τύπου των, καθώς και άλλα ακόμη στοιχεία και χαρακτηριστικά όπως απόσταση, διαστάσεις κλπ.


Χάρτες Ουρανού

Βάσει των καταλόγων των αστέρων αλλά και με τη βοήθεια της φωτογραφίας, συντάσσονται ακριβείς χάρτες και άτλαντες ουρανού στους οποίους σημειώνονται οι θέσεις των αστέρων ως προς αλλήλους, καθώς και το οπτικό μέγεθός τους. Οι απλούστεροι χάρτες βεβαίως περιλαμβάνουν μόνο τους λαμπρότερους αστέρες των αστερισμών καθώς και τα γράμματα με τα οποία ονομάζονται.


Στους χάρτες δε αυτούς οι λαμπρότεροι αστέρες με τη μέθοδο της «Γραμμοδαισίας» συνδέονται με συνήθως ευθύγραμμα τμήματα, το σύνολο των οποίων και παρουσιάζει το περίγραμμα του αντικειμένου ή ζώου που απεικονίζει ο αστερισμός.


Θέσεις αστέρων

Οι θέσεις των ιχνών των αστέρων στην ουράνια σφαίρα προσδιορίζονται από τις ισημερινές συντεταγμένες. Καί αυτές είναι η απόκλιση αστέρος και η αστρική ωρική γωνία.

Αν όμως ληφθεί ως βάση ο μαθηματικός ορίζοντας τότε οι θέσεις των αστέρων προσδιορίζονται από τις οριζόντιες συντεταγμένες που είναι το αληθές ύψος και το αληθές αζιμούθ.


Παράλλαξη αστέρων

α). Έστω το σημείο Η ο Ήλιος και Γ, Γ1, τα σημεία της Γης επί της τροχιάς της, στην ετήσια περιφορά της γύρω από τον Ήλιο, έστω ακόμη Α το σημείο του Αστέρα που παρατηρούμε στο χώρο. Παρατηρώντας τον Αστέρα από το σημείο Γ (θέση της Γης) φαίνεται να προβάλλεται αυτός στο σημείο Σ (στο σχέδιο είναι το κάτω σημείο προβολής του αστέρα στην Ουράνια Σφαίρα).

Κινούμενη η Γη (έξι μήνες μετά) στο σημείο Γ1 ο παρατηρούμενος Αστέρας φαινεται να κινείται και αυτός και να διαγράφει τόξο Σ Σ1 (στο σχέδιο το πάνω σημείο προβολής του αστέρα στην Ουράνια Σφαίρα).


Έτσι όταν η Γη εκτελεί την ετήσια κίνησή της (περιστροφή) γύρω από τον Ήλιο Γ Γ1 Γ ο Αστέρας Α φαίνεται να διαγράφει τη τροχιά Σ Σ1 Σ επί του Ουράνιου θόλου.
Αυτή η ετήσια φαινομενική τροχιά του αστέρα καλείται παραλλακτική τροχιά του αστέρα Α.

  • Ευνόητο ότι: οι παραλλακτικές τροχιές των αστέρων αποδεικνύουν ότι η Γη περιστρέφεται γύρω από τον Ήλιο.
Η ετήσια παράλλαξη ενός αστέρα και ο προσδιορισμός της απόστασης σε παρσέκ


β). Αν το τρίγωνο ΓΗΑ (στο σχέδιο) είναι ορθογώνιο, τότε η γωνία θ, που σχηματίζουν η ΑΓ (απόσταση αστέρος από τη Γη) και η ΑΗ (απόσταση αστέρος από τον Ήλιο), καλείται ετήσια παράλλαξη αστέρος.


Επειδή δε ΓΓ1, η διάμετρος της γήϊνης τροχιάς, είναι κάθετος στην ΗΑ, για αυτό η ΣΣ1 -σημεία προβολών του αστέρα στην Ουράνια Σφαίρα-, διάμετρος της παραλλακτικής τροχιάς του αστέρος Α, θα είναι παράλληλη προς τη ΓΓ1. Συνεπώς αν μετρηθεί η γωνία ΣΑΣ1 και λάβουμε το ήμισυ αυτής, τότε αυτό θα είναι ίσο προς τη γωνία θ δηλαδή ίσο προς την ετήσια παράλλαξη του αστέρα.


γ). Η παράλλαξη θ είναι πάντοτε πολύ μικρή, μικρότερη και του 1΄΄ τόξου. Είναι δε προφανές ότι όσο μακρύτερα της Γης βρίσκεται ένας Αστέρας τόσο μικρότερη θα είναι και η παράλλαξή του. Επομένως για τους πολύ μακρινούς αστέρες καθίσταται αδύνατον να μετρηθεί, αφού η διάμετρος Σ Σ1 της «παραλλακτικής τροχιάς του αστέρα» περιορίζεται τόσο ώστε να καταντά απλό σημείο.


Εκ των παραπάνω λόγων, μόνο 100 περίπου αστέρες παρουσιάζουν αισθητή οπτικά παράλλαξη, ενώ μόλις 6.000, περίπου, είναι το σύνολο εκείνων που μπορεί να διαπιστωθεί η παράλλαξή τους με τη βοήθεια και μόνο πολύ ευαίσθητων φωτογραφικών μετρήσεων.


Η ιδέα τής μέτρησης τής απόστασης τών αστέρων μέσω τής παράλλαξης υπήρχε ήδη από τον Αρίσταρχο όπως διασώζει ο Αρχιμήδης στον Ψαμμίτη. Καθώς ο Αρίσταρχος δεν κατάφερε να την μετρήσει υπέθεσε ότι οι αστέρες βρίσκονται σε άπειρη απόσταση συγκρητικά με την απόσταση Γης-Ηλίου. Η απουσία παράλλαξης υπήρξε από τα βασικά επιχειρήματα τών γεωκεντριστών απέναντι στον ηλιοκεντρισμό.


Αποστάσεις

Ο πλησιέστερος αστέρας στη Γη είναι ο Ήλιος που βρίσκεται σε απόσταση 150 εκατομμυρίων χιλιομέτρων, ενώ ο αμέσως επόμενος (φαινομενικά) αστέρας (στη πραγματικότητα είναι τριπλό σύστημα αστέρων) ο α του Κενταύρου είναι σε απόσταση 44 τρισεκατομμυρίων χλμ. Επειδή οι αριθμοί αυτοί είναι τεράστιοι και χάνουν την σημασία αυτού τούτου του μέτρου τους, καθιερώθηκε η συσχέτιση χρόνου στη μονάδα μέτρησης που είναι το έτος φωτός και που είναι ίσο με 9,5 τρισεκατομμύρια χιλιόμετρα.


Κατά υπολογισμούς αστρονόμων αν ένα διαστημόπλοιο κατάφερνε να ταξιδεύει με ταχύτητα 50.000 χλμ την ώρα, θα έφθανε στη Σελήνη σε 8 ώρες, στον Ήλιο σε 125 ημέρες και στον α του Κενταύρου σε 92.800 έτη. Ο πλέον απόμακρος αστέρας που έχει παρατηρηθεί υπολογίζεται πως το φως του (τρέχοντας βεβαίως με την ταχύτητα του φωτός) κάνει περισσότερο από 13 δισεκατομμύρια χρόνια για να φθάσει στη Γη!


***

πηγή πληροφοριών: Ελληνική Βικιπαίδεια

 

 


 

 

Η “αντήχηση” του φωτός δίνει ακρίβεια στην μέτρηση της απόστασης των άστρων με την μέθοδο των Κηφείδων.


Για ένα αιώνα σχεδόν τώρα, οι αστρονόμοι χρησιμοποιούν τους μεταβλητούς αστέρες τύπου Κηφείδες (Yπεργίγαντες φασματικού τύπου F στο μέγιστο και G έως Κ στο ελάχιστο. Περίοδοι από 1 έως 70 ημέρες συνήθως, με εύρος μεταβολής από 0.1 έως 2 μεγέθη. Ιδιαίτερο χαρακτηριστικό τους είναι ότι το απόλυτο μέγεθος εξαρτάται από την περίοδό τους.) σαν “μονάδες μέτρησης έντασης του φωτός” των οποίων η φαινόμενη φωτεινότητα μας δείχνει πόσο μακριά βρίσκονται. Ξεκινώντας από το 1912 οι Κηφείδες παρείχαν τις πρώτες καλές μετρήσεις για τις αποστάσεις των γειτονικών μας γαλαξιών. Ένας από τους λόγους που κατασκευάστηκε το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble, ήταν για να μετρήσει τις αποστάσεις των Κηφείδων στους γαλαξίες που βρίσκονται πολύ μακριά, και το οποίο γίνεται καλύτερα στο διάστημα απ΄ ότι μέσα από την θολή γήϊνη ατμόσφαιρα.
 
Μάλιστα το όνομα Hubble έχει διπλή σημασία. Το όνομα αποδώθηκε προς τιμήν του Edwin Hubble, αλλά το τηλεσκόπιο είχε κατασκευαστεί επίσης για να εντοπίσει με ακρίβεια την “σταθερά του Hubble” – το βαθμό διαστολής του σύμπαντος – συγκρίνοντας την ερυθρή μετατόπιση του φάσματος των γαλαξιών, χρησιμοποιώντας σαν κλειδί, τις αποστάσεις των γαλαξιών μεταξύ τους που έχουν μετρηθεί με την μέθοδο των μεταβλητών Κηφείδων.
   
Όμως, αυτό λειτουργεί μόνο όταν είναι γνωστές με αρκετή ακρίβεια οι αποστάσεις  των τοπικών Κηφείδων που βρίσκονται στον γαλαξία μας, ώστε να βαθμονομηθεί η κλίμακα της απόστασης των Κηφείδων απόλυτα. Σε αντίθεση, υπάρχουν εξαιρετικώς υπερμεγέθη άστρα που κανένα απ΄ αυτά δεν βρίσκεται αρκετά κοντά στο ηλιακό σύστημα, για μετρηθούν με ακριβείς μετρήσεις οι πραγματικές αποστάσεις τους με την μέθοδο της παράλλαξης . Επομένως, οι αστρονόμοι έχουν καταβάλει μεγάλη προσπάθεια, είτε συμπεραίνοντας αφαιρετικά τις αποστάσεις των τοπικών Κηφείδων, είτε και με σχετικά μεγάλη ακρίβεια ανάλογα με την μέθοδο που χρησιμοποιούν.

Οι καλύτερες έτσι μετρήσεις μέχρι τώρα είχαν επιτευχθεί με ακρίβεια σε ποσοστό  επί τοις εκατό. Τώρα μια ομάδα αστρονόμων “έσπασε” αυτή την καταγραφή – χρησιμοποιώντας μια μοναδική μέθοδο, παρακολουθώντας την διακύμανση της φωτεινότητας του Κηφείδη RS Puppis με ακρίβεια πολύ καλή, σε ποσοστό περίπου 1,4%.

Το κατάφεραν μετρώντας την “αντήχηση” του φωτός παλλομένων άστρων που περιβάλλουν ανακλώμενα νεφελώματα, συνδυάζοντάς την, με άστρα που πάλλοντα περιοδικά και γνωρίζουμε επακριβώς την περιοδικότητά τους, την ταχύτητα του φωτός και σχετικά απλές γεωμετρικές μεθόδους.
Το άστρο RS Puppis μεταβάλλει την φωτεινότητά του ( από 6.5 μεγέθυνση σε 7.6) κάθε 41,4 μέρες. Έχει 10πλάσια μάζα από του Ήλιου μας είναι 200 φορές μεγαλύτερο και κατά μέσο όρο 15.000 φορές φωτεινότερο. Χρησιμοποιώντας το Ευρωπαϊκό Νότιο Παρατηρητήριο με το Νέας Τεχνολογίας Τηλεσκόπιο στο La Silla της Χιλής οι αστρονόμοι, κατάφεραν να καταγράψουν την ασθενή ανάκλαση αυτών των παλλόμενων ακτίνων φωτός καθώς διασχίζουν το νεφέλωμα. Η ταχύτητα με την οποία φαίνεται να κινούνται, συνδυασμένη με την γνωστή ταχύτητα του φωτός, μας δίνει την απόσταση μεταξύ άστρου και νεφελώματος: 6.500 έτη φωτός με απόκλιση +/- 90 ετών.

Το άστρο RS Puppis είναι ο μόναδικός Κηφείδης που βρίσκεται κοντά σε μεγάλο νεφέλωμα. Το φως που ταξιδεύει από ένα άστρο μέσω της σκονισμένης ατμόσφαιρας σε ένα τηλεσκόπιο φθάνει λίγο αργότερα απ΄ ότι το φως το οποίο έρχεται κατευθείαν από το άστρο στο τηλεσκόπιο. Σαν συμπέρασμα, αν μετρήσουμε την φωτεινότητα με μεγάλη λεπτομέρεια, απομονώσουμε την σκονισμένη κηλίδα στο νεφέλωμα, παρατηρούμε μια φωτεινή καμπύλη η οποία έχει το ίδιο σχήμα με την μεταβολή του Κηφείδη, αλλά αντεστραμμένη στο χρόνο. Η καθυστέρηση ονομάζεται “ηχώ του φωτός”, αντίστοιχα με την αντήχηση του ήχου που διαπερνά ένα φαράγγι.

Γνωρίζοντας την απόσταση μέχρι ένα Κηφείδη αστέρα με τόση ακρίβεια, αυτό αποδεικνύεται  κρίσιμο για τη βαθμονόμηση της σχέσης περιόδου – φωτεινότητας αυτών των άστρων.

Το άστρο RS Puppis είναι πολύ σημαντικό γιατί είναι ένας από τους μεγαλύτερους περιόδου κοντινούς Κηφείδες και μόνο μερικοί απ΄ αυτούς έχουν μετρηθεί με ακρίβεια. Το νέο αποτέλεσμα θα βοηθήσει να τελειοποιήσουμε την άποψή μας για τις αποστάσεις σε κοσμική κλίμακα.

Στην φωτογραφία: O φωτεινός μεταβλητός αστέρας Κηφείδης  RS Puppis (κρυμμένος πίσω από μια μαύρη ταινία που εμποδίζει την λάμψη του) διασαφηνίζει την αμυδρή ανάκλαση του νεφελώματος γύρω του. Βλέποντας πόσο μακρυά κάθε φωτεινός παλμός από το άστρο, χρειάζεται για να φτάσει διαφορετικές περιοχές του νεφελώματος, οι αστρονόμοι μπορούν να βρουν την αληθινή απόσταση από το άστρο στην περιοχή αυτή. Αυτό, σε συνδυασμό με το γωνιακό διαχωρισμό του άστρου με την περιοχή στον νεφέλωμα, μας αποκαλύπτει την απόσταση του αστέρα από την Γη – χωρίς την χρήση άλλων πληροφοριών ή κάνοντας υποθέσεις για το ίδιο το άστρο.

 

 


 


<<site map

Χρόνος εκτέλεσης : 0.065 δευτερόλεπτα