ΟΙ  ΑΣΤΕΡΕΣ [ΜΕΡΟΣ 1ον]

 

Γενικές έννοιες.  Με τον όρο αστέρας εννοούμε μια διάπυρη φωτεινή σφαίρα από αέρια η οποία παράγει ενέργεια που προέρχεται από θερμοπυρηνικές αντιδράσεις  μετατροπής του υδρογόνου σε ήλιο μέσα από έναν υπέρθερμο πυρήνα.   Η μικρότερη μάζα που απαιτείται για να αναλάμψει ένας αστέρας, είναι περίπου το 1/20 της μάζας του ηλίου.  Επάνω από αυτό το όριο η βαρυτική ενέργεια λόγω συστολής στην αρχή ανεβάζει την θερμοκρασία του αστέρος σε ένα σημείο όπου τα άτομα του υδρογόνου μετατρέπονται σε ήλιο με αποτέλεσμα την έκλυση ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας, ένα τμήμα της οποίας είναι και το φώς.  Οι ογκωδέστεροι αστέρες που υπάρχουν έχουν μάζα 100 φορές μεγαλύτερη από αυτή του ηλίου.  Η μάζα είναι ο καθοριστικός παράγοντας από τον οποίο εξαρτάται η θερμοκρασία, η λαμπρότητα και αυτή η ίδια η ζωή του αστέρος.  Το μεγαλύτερο ποσοστό των αστέρων μαζί με τον ήλιο έχει την εξής ποσοστιαία σύνθεση σε άτομα : 94%  υδρογόνου, 5,9% ηλίου και λιγότερο από 0,1% άλλων χημικών στοιχείων.  Από απόψεως βάρους έχουμε την σύνθεση 73% υδρογόνο, 25% ήλιον ,0,8% άνθρακας , 0,3% οξυγόνο και 0,9% άλλα στοιχεία.

Αριθμός των αστέρων.   Οι αστέρες αποτελούν το κύριο συστατικό από το οποίο αποτελούνται οι γαλαξίες. Υπολογίζεται ότι μόνο ο γαλαξίας μας έχει 200 δισεκατομμύρια αστέρες και άν αναλογισθούμε ότι ο αριθμός των γαλαξιών στο σύμπαν ανέρχεται σε πολλά δισεκατομμύρια ή και τρισεκατομμύρια ακόμη σύν το γεγονός ότι υπάρχουν και γαλαξίες μεγαλύτεροι από τον δικό μας γαλαξία, τότε το συνολικό πλήθος των αστέρων του σύμπαντος στην καλύτερη περίπτωση θα παριστάνεται από έναν αριθμό , το νούμερο ακολουθούμενο από εκατοντάδες εκατοντάδων μηδενικών. Είναι δηλαδή σαν να λέγουμε ότι ο αριθμός των αστέρων του σύμπαντος είναι πολύ μεγαλύτερος από όλους τους κόκκους της άμμου όλων των ακτών της υδρογείου ! Από την θέση την οποία έχει η γή στον γαλαξία μας ο αριθμός των παρατηρουμένων αστέρων μέχρι το 21ον μέγεθος ανέρχεται περίπου σε 900 εκατομμύρια με μειωτική τάση αυξήσεως στα επόμενα φαινόμενα μεγέθη.

Κατάλογοι των αστέρων και χάρτες του ουρανού.  Πρώτος ο αρχαίος Έλληνας Ίππαρχος (190-120 π.Χ)  το έτος 134 π.Χ  είχε την ιδέα να δημιουργήσει έναν κατάλογο των αστέρων του ουρανού αριθμώντας τους και περιγράφοντας την θέση τους ανά αστερισμό και κατά φαινόμενο μέγεθος , μια εργασία που όπως έλεγε και ο ίδιος στην οποία θα "οπισθοχωρούσε και ο ίδιος ο θεός".  Οι θέσεις των αστέρων υπολογίσθηκαν με το σύστημα των εκλειπτικών συντεταγμένων. Δυστυχώς όμως ο κατάλογος αυτός δεν διασώθηκε, αλλά υπήρξε η βάση επάνω στην οποία το έτος 129 μ.Χ ο Πτολεμαίος δημιούργησε έναν νέο ουράνιο κατάλογο ο οποίος παρουσιάζεται  στα Ζ' και Η' κεφάλαια του έργου του "Μαθηματική Σύνταξη" που είναι γνωστή σαν Αλμαγέστη.

Στον κατάλογο αυτό κάθε αστέρας ονομάζεται από την θέση που κατέχει σε κάθε αστερισμό.  Π.χ ο αστέρας Λαμπαδίας προσδιορίζεται σαν "ο νότιος οφθαλμός του Ταύρου".  Στη συνέχεια παραθέτουμε έναν πίνακα των δημιουργηθέντων ανά τους αιώνες κυριωτέρων αστρικών καταλόγων μέχρι σήμερα:

 

 

ΙΣΤΟΡΙΚΟΙ ΑΣΤΡΙΚΟΙ ΚΑΤΑΛΟΓΟΙ.

 

 

Τίτλος Έργου/Αστρονόμος Έτος δημιουργίας Πλήθος αστέρων          Παρατηρή-

                                                  καταλόγου             καταλόγου                   σεις

----------------------------------------------------------------------------------------------------------

Ίππαρχος                                     134 π.Χ               * 1039                Δεν διασώθηκε

----------------------------------------------------------------------------------------------------------                                                                                                           

Πτολεμαίος                                 137 μ.Χ               * 1039               Ο αρχαιότερος

                                                                                                              κατάλογος

----------------------------------------------------------------------------------------------------------

Άλ-Σουφί                                     9ος αιώνας          * 1039                  Διορθώσεις θέ-

                                                                                                            σεων αστέρων

                                                             Πτολεμαίου και αραβικές ονομασίες αστέρων                            

----------------------------------------------------------------------------------------------------------

Ουλούγ-Βέγ                                 1437                    * 1039              Συμπληρώσεις

                                                                                                  καταλόγου Άλ-Σουφί

----------------------------------------------------------------------------------------------------------

Τύχων Βράχιος                           1594                     * 1005              Νέος κατάλογ

----------------------------------------------------------------------------------------------------------

J. Bayer -Ουρανομετρία            1609                      *1277               Νέος κατάλογ

----------------------------------------------------------------------------------------------------------

Κέπλερ                                       1660                       *1008              Διορθώσεις κα-

                                                                                                            ταλ.Bayer      

----------------------------------------------------------------------------------------------------------

Εβέλιους                                     1690                      *1553              Νέος κατάλογ

----------------------------------------------------------------------------------------------------------

Flamsteed                                   1725                         2934             Νέος κατάλογ

----------------------------------------------------------------------------------------------------------

Lakaille                                       1847                         9766   Αστέρες νοτίου ημισφ

----------------------------------------------------------------------------------------------------------

Lalande                                       1801                       47000             Νέος κατάλογ

----------------------------------------------------------------------------------------------------------

Bradley                                       1818                         3222            Νέος κατάλογ

----------------------------------------------------------------------------------------------------------

Piazzi                                        1792-1813                  7646            Νέος κατάλογ

----------------------------------------------------------------------------------------------------------

Bonner Durchmusterung       1859-1862                457848      Boρ,ημισφ έως-23ο

----------------------------------------------------------------------------------------------------------

Cordoba Durchmusterung     1892-1914                613953       Nοτίου ημισφαιρ

----------------------------------------------------------------------------------------------------------

Henry- Drapper                      1846-1919                225300    Αστρικών φασμάτων

----------------------------------------------------------------------------------------------------------

Bright Star Catalogue             1882-1908                  9096   Χρώματα,φασμ.τύποι

----------------------------------------------------------------------------------------------------------

Boss General Catalogue             1937                      33342          Ιδίων κινήσεων

----------------------------------------------------------------------------------------------------------

                     

* Αστέρες ορατοί με γυμνό οφθαλμό

 

Άτλαντες των αστέρων.  Είναι μια συλλογή από χάρτες του ουρανού όπου σε κάθε σελίδα παρουσιάζεται μια συγκεκριμένη περιοχή που περιλαμβάνει αστέρες διαφόρων μεγεθών όπως και άλλα ουράνια αντικείμενα. Εδώ θα αναφέρω τους σπουδαιότερους  ιστορικούς άτλαντες οι οποίοι είναι ο του Bayer (1603), του Siller (1672), του Hevelius (1690) σε 54 φύλλα, και του Flamsteed (1729).

Αστρικά φαινόμενα μεγέθη (m) .  Οι αστέρες που παρατηρούνται στον ουρανό διαφέρουν μεταξύ των κατά την λαμπρότητα και το χρώμα.  Πρώτος ο Ίππαρχος (180-120 π.Χ) έκανε μια κατανομή των ορατών αστέρων με γυμνό μάτι σε 6 μεγέθη αφού όρισε σαν αστέρες 1ου μεγέθους τους 20 λαμπροτέρους και 6ου μεγέθους αυτούς οι οποίοι μόλις εφαίνοντο.  Έχει διαπιστωθεί μαθηματικά ότι ένας αστέρας 1ου μεγέθους είναι κατά 100 φορές λαμπρότερος από έναν αστέρα 6ου μεγέθους.  Με την χρησιμοποίηση οπτικών οργάνων (κυαλιών, τηλεσκοπίου) τα φαινόμενα μεγέθη των παρατηρουμένων αστέρων αυξάνουν. Έτσι ένας αστέρας 10ου μεγέθους αόρατος με γυμνό οφθαλμό είναι 10.000 φορές αμυδρότερος από έναν αστέρα μεγέθους 0 και αστέρας 20ου μεγέθους 10.000 φορές αμυδρότερος αστέρος 10ου μεγέθους.  Γενικά, ο Pogson απέδειξε ότι ένας αστέρας λαμπροτέρου μεγέθους είναι κατά 2,512 φορές αμυδρότερος από έναν αστέρα του αμέσως επομένου μεγέθους.

Ουράνια σώματα με μεγάλη φαινόμενη λαμπρότητα έχουν αρνητικά μεγέθη. Πχ το φαινόμενο μέγεθος του Αρκτούρου είναι -0,1, του Σειρίου -1,4, της Αφροδίτης από -3,9 έως -4,4, της πανσελήνου -12,6 και του ηλίου -26,8.  Ο παρακάτω πίνακας μάς δίνει τα φαινόμενα μεγέθη των 20 λαμπροτέρων αστέρων του ουρανού.

 

                             Όνομα αστέρος      αστερισμός            φαινόμενο μέγεθος

         *  Σείριος             α Μεγάλου Κυνός                        -1,4

             Κάνωπος          α Τρόπιδος                                    -0,9

           *Ρίγκιλ               α Κενταύρου                                  0,1

             Βέγας               α Λύρας                                           0,1

           *Αίξ                   α Ηνιόχου                                       0,1

             Αρκτούρος      α Βοώτου                                        -0,1

             Ρίγκελ              β Ωρίωνος                                       0,3

          * Προκύων         α Μικρού Κυνός                            0,5

            Αχερνάρ           α Ηριδανού                                     0,6

           *Χάνταρ            β Κενταύρου                                   0,9

             Αλτάιρ             α Αετού                                           0,9

             Μπετελκέζ      α Ωρίωνος                                       0,9

           *Acrux               α Νοτίου Σταυρού                          1,0

           *Λαμπαδίας       α Ταύρου                                         1,1

            Πολυδεύκης     α Διδύμων                                       1,2

           *Στάχυς              α Παρθένου                                    1,2

          *Αντάρης            α Σκορπίου                                     1,2

            Φομαλχώ          α Νοτίου Ιχθύος                             1,3

             Δενέμπ            α Κύκνου                                         1,3

            Βασιλίσκος     α Λέοντος                                        1,3      

 

                                                                          * = πολλαπλοί αστέρες   

 

Φαινόμενα μεγέθη αστέρων και οπτικά όργανα. Ο αριθμός των αστέρων που διακρίνονται στον ουρανό μια νύκτα εξαρτάται από την δυνατότητα του οπτικού οργάνου (γυμνός οφθαλμός, κυάλια, τηλεσκόπιο ) με τα οποία  γίνεται η παρατήρηση.   Συγκεκριμένα, όσο μεγαλύτερη είναι η διάμετρος του αντικειμενικού φακού ή  του κατόπτρου των κυαλιών μας ή του τηλεσκοπίου, τόσο περισσότερο αμυδρό φώς συλλέγεται και περισσότεροι αστέρες παρατηρούνται. Να αναφέρουμε εδώ ότι τα τηλεσκόπια χωρίζονται σε δύο μεγάλες κατηγορίες, τα διοπτρικά και τα κατοπτρικά. Ένα διοπτρικό τηλεσκόπιο ή ένα ζευγάρι κυαλιών αποτελείται από έναν προσοφθάλμιο φακό (αυτός που είναι κοντά στον οφθαλμό) και από έναν αντικειμενικό φακό ο οποίος συλλέγει το φώς των αστέρων και το μεταφέρει στον προσοφθάλμιο φακό.  Στα κατοπτρικά τηλεσκόπια ο αντικειμενικός φακός αντικαθιστάται από ένα κοίλο κάτοπτρο.

Η κόρη του γυμνού οφθαλμού του ανθρώπου έχει άνοιγμα κάτω από 9 χιλιοστά του μέτρου και είναι δυνατόν να παρατηρηθούν ερυθροί αστέρες με φαινόμενο μέγεθος μέχρι το +6,5 κάτω από εξαιρετικές συνθήκες παρατηρήσεως. (διαύγεια και σκοτεινός ουρανός χωρίς φώτα). Ο συνολικός αριθμός των αστέρων οι οποίοι φαίνονται με γυμνό οφθαλμό και για τα δύο ημισφαίρια του ουρανού ανέρχεται σε 7.107 και κατανέμονται ως εξής :

 

                                          φαινόμενα μεγέθη  αστέρων

     Ημισφαίρια       1ον      2ον      3ον      4ον      5ον         6ον          σύνολο

----------------------------------------------------------------------------------------------------------

     Βόρειο            9         34        99       238      735        2788            3903            

     Νότιο            11        35     106     235     556       2261            3204

---------------------------------------------------------------------------------------------

    Σύνολο             20         69       205      473    1291        5049           7107

 

Από τον πίνακα παρατηρούμε ότι οι αστέρες ενός μεγέθους είναι περίπου τριπλάσιοι των αστέρων του προηγουμένου μεγέθους κατά προσέγγιση. Όμως το σύνολο των αστέρων που είναι δυνατόν να παρατηρηθούν από έναν τόπο μία καθαρή βραδυά με γυμνό οφθαλμό  ανέρχεται σε 3500, αριθμός που μειώνεται ακόμα περισσότερο άν ληφθεί υπ' όψη η ατμοσφαιρική απορρόφηση κοντά στον ορίζοντα.                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                 

Με την προσθήκη  οπτικού οργάνου στον οφθαλμό μας αυξάνεται  ο αριθμός των παρατηρουμένων αστέρων όπως μας παρουσιάζει ο πιό κάτω πίνακας λαμβάνοντας υπ' όψη ότι η λαμπρότητα των αστέρων είναι αντιστρόφως ανάλογη του τετραγώνου της διαμέτρου του αντικειμενικού φακού του τηλεσκοπίου :

 

        Διάμετρος                         οριακό                       Διάμετρος               οριακό

 αντικειμενικού σε mm  μέγεθος αστέρων  αντικειμενικού σε mm               μέγεθος

---------------------------------------------------------------------------------------------

           10                                     7ον                           400                          15ον  

            15                                     8ον                               625                          16ον

            27                                     9ον                          1 μέτρου                        17ον

            45                                    10ον                            1575                          18ον

            75                                    11ον                            2500                          19ον

          100                                    12ον                            4000                          20ον

          158                                    13ον                            5000                          21ον

          245                                    14ον                            6300                          21ον

   

 

Πρέπει να σημειωθεί ότι φωτογραφικά απεικονίζονται στο φίλμ ανάλογα με τον χρόνο εκθέσεως αμυδρότεροι αστέρες από εκείνους οι οποίοι διακρίνονται οφθαλμοσκοπικά.

Επίσης καθοριστικό παράγοντα στην εκτιμούμενη λαμπρότητα των αστέρων παίζει η ατμοσφαιρική απορρόφηση, η πίεση και η υγρασία. Αστέρες οι οποίοι ευρίσκονται στο ζενίθ φαίνονται λαμπρότεροι από εκείνους οι οποίοι παρατηρούνται κοντά στον ορίζοντα.  Σε ύψος από τον ορίζοντα κάτω από 30ο η λαμπρότητα ελαττώνεται κατά 0,1 μέγεθος, ενώ σε ύψος 10ο κατά ένα ολόκληρο μέγεθος.

Πιό κάτω, αξίζει να παραθέσουμε έναν πίνακα ο οποίος μας φανερώνει το αριθμητικό σύνολο των αστέρων κατά μέγεθος έως και το 21ον,  όπως παρατηρούνται από τον πλανήτη μας :

Μεγέθη πλήθος αστέρων λόγος αυξήσεως           Μεγέθη πλήθος αστέρων λόγος αυξήσ.

      1                  22                          -                      11          265900                  2,61 

      2                  28                       3,33                   12          665500                  2,54 

      3                  80                       3,00                   13        1613000                  2,47 

      4                238                       2,98                   14        3761000                  2,39  

      5                672                       2,88                   15        8459000                  2,31

      6              1908                       2,84                   16      15960000                  2,22

      7              5483                       2,81                   17      39440000                  2,12

      8            13379                       2,75                   18      72290000                  2,03

      9            39290                       2,72                   19    132200000                  1,93

     10         103510                       2,67                   20    231000000                  1,86

                                                                               21    383400000                  1,76

                                                                                       ------------------------------------

                                                               ΣΥΝΟΛΟ         889219000

   

Με την μαθηματική οδό υπολογίζεται ότι το ανώτερο φαινόμενο μέγεθος των αστέρων πρέπει να είναι το 60ον με μέσον το 30ον και με γενικό σύνολο τα 200 δισεκατομμύρια, αστέρες οι οποίοι ανήκουν στον γαλαξία μας και οι οποίοι στην πλειοψηφία των κατανέμονται  γύρω από το γαλαξιακό πλάνο (*)  και αραιώνουν  όσο πλησιάζουμε τους γαλαξιακούς πόλους(**). Αυτή η κατανομή δεν ισχύει για τους λαμπρούς αστέρες με φαινόμενα μεγέθη 1-3 οι οποίοι φαίνονται ότι είναι διασκορπισμένοι σε όλο τον ουράνιο θόλο. Οι αστέρες αυτοί είναι οι πλησιέστεροι στον ήλιο μας σε σχέση με αυτούς των αμυδροτέρων μεγεθών και σχηματίζουν μια λαμπρή ταινία στον ουρανό η οποία λέγεται "ταινία της Αργούς".

Διάκριση φαινομένων μεγεθών των αστέρων. 

1. Οπτικό μέγεθος (m ν).  Το φαινόμενο οφθαλμοσκοπικό μέγεθος ενός αστέρος προσδιορίζεται με την σύγκριση της λαμπρότητος του αστέρος με την λαμπρότητα άλλων αστέρων γνωστών μεγεθών ή με το φώς μιάς τεχνητής πηγής με όργανα που καλούνται φωτόμετρα.

 

(*) Γαλαξιακό πλάνο ή επίπεδο. Ο μεγαλύτερος ουράνιος κύκλος που περιλαμβάνει το γαλαξιακό κέντρο και τα πυκνότερα σημεία του γαλαξία. Παρουσιάζει κλίση 63ο ως πρός τον ουράνιο ισημερινό.

(**) Γαλαξιακοί πόλοι.  Τα  εκ διαμέτρου αντίθετα  σημεία του γαλαξία που ευρίσκονται σε γωνία 90ο από το γαλαξιακό πλάνο. Ο βόρειος πόλος ευρίσκεται στην Κόμη Βερενίκης με συντεταγμένες : ορθή αναφορά 12ω,51' και απόκλιση +27ο,7'  ενώ ο νότιος στον αστέρισμό του Γλύπτη.

 

2. Φωτογραφικό μέγεθος (m pg).  Είναι γνωστό ότι οι αστέρες όταν αποτυπωθούν σε μια φωτογραφική πλάκα θα παρουσιάζονται σαν φωτεινοί κύκλοι με μια διάμετρο ανάλογη της φωτεινότητός των όπως φαίνεται στην διπλανή φωτογραφία. Η εκτίμηση του φωτογραφικού μεγέθους  γίνεται με την σύγκριση των φωτεινών διαμέτρων των άλλων αστέρων που αποτυπώνονται στην φωτογραφία με ειδικά φωτόμετρα και αυτή η μέθοδος είναι ακριβέστερη της οπτικής μόνο που τα φωτογραφικά μεγέθη παρουσιάζουν διαφορές από τα αντίστοιχα οπτικά διότι ο οφθαλμός ερεθίζεται σε διαφορετικά μήκη κύματος από την φωτογραφία. 

3. Φωτοοπτικό μέγεθος (m pv). Αυτό το μέγεθος εξάγεται με την παρεμβολή στον οπτικό δρόμο του αστέρα ενός κατάλληλου κίτρινου φίλτρου και την χρησιμοποίηση ειδικών φωτογραφικών πλακών. Τα εξαγόμενα μεγέθη των αστέρων είναι ακριβέστερα από τα οπτικά.

4. Φωτοηλεκτρικό μέγεθος.   Προσδιορίζεται με φωτοηλεκτρικό φωτόμετρο το οποίο έχει φωτοηλεκτρικό κύτταρο και που ερεθίζεται από το φώς του αστέρος.

5. Βολομετρικό μέγεθος (m bol).  Μετράει την συνολική ακτινοβολία του αστέρος σε όλα τα μήκη κύματος ανά μονάδα επιφανείας χωρίς να λαμβάνεται υπ' όψη η παρουσία της γήινης ατμόσφαιρας.

Συστήματα μεγεθών των αστέρων.  Σε πολλές επιστημονικές έρευνες έγινε απαραίτητο να δημιουργηθεί μια σταθερή ακολουθία αστέρων από ορισμένες περιοχές του ουρανού των οποίων τα μεγέθη είναι αυστηρά προκαθορισμένα προκειμένου με αυτά να επιτυγχάνεται η όσο το δυνατόν ακριβέστερη εκτίμηση του φαινομένου μεγέθους των άλλων αστέρων. Συμφωνήθηκε από τους αστρονόμους να χρησιμοποιηθούν αστέρες οι οποίοι ευρίσκονται κοντά στον Β.ουράνιο πόλο επειδή σαν αειφανείς που είναι, φαίνονται σε κάθε ώρα και κάθε εποχή. Αυτοί οι αστέρες λέγονται αστέρες ακολουθίας βορείου πόλου. 

Το περισσότερο χρησιμοποιούμενο σύστημα φαινομένων μεγεθών των αστέρων περιλαμβένει φωτοηλεκτρικά μεγέθη μέσα από ειδικά χρωματικά φίλτρα.  Οι καθιερωμένοι  συνδυασμοί χρωμάτων είναι το σύστημα U-B-V ( υπεριώδους, μπλέ και κίτρινου) και το  R-G-U (κόκκινου, πράσινου, υπεριώδους).

Το συνολικό φώς των αστέρων.   Όμως πόσο θα πρέπει να είναι το συνολικό φώς το οποίο λαμβάνεται από όλους τους αστέρες στο νυκτερινό υπόβαθρο; Είναι εξαιρετικά μικρό αφού ανέρχεται στό 1/230 εκατομμυριοστό του φωτός το οποίο εκπέμπεται από τον ήλιο από το οποίο το 1/5 προέρχεται από αστέρες ορατούς με γυμνό οφθαλμό.

 

 

 

                                          Φάσματα και φασματικοί τύποι των αστέρων.

 

Το φώς το οποίο εκπέμπεται από τους αστέρες είναι μια μορφή ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας η οποία με την μελέτη της σε όλες τις συχνότητές της από τα άκρα των  ακτίνων  γ  ώς τα ραδιοκύματα και με τα κατάλληλα επιστημονικά όργανα, είναι σε θέση να μάς αποκαλύψει τα μυστικά των αστέρων όπως την φύση των χημικών στοιχείων της επιφανείας των, την ηλικία των, την περιστροφή των, την κίνησή των στον γαλαξία κλπ.  Ειδικά, στην συχνότητα του ορατού φωτός ασχολείται η επιστήμη της φασματοσκοπίας. Οι φωτογραφίες των αστρικών φασμάτων λαμβάνονται με την τοποθέτηση της στενής σχισμής του φασματοσκοπίου στην εστία του αντικειμενικού φακού του τηλεσκοπίου .  Η ταξινόμησις των φασμάτων των γήινων χημικών στοιχείων που παράγονται στα εργαστήρια και η ερμηνεία του ηλιακού φάσματος και των αστέρων οφείλεται στον G. Kirchhoff. (περί της εννοίας του φάσματος βλέπε και κεφάλαιο ήλιος σελ. 8-10).

Γιά να εκπέμψει ακτινοβολία ένα άτομο πρέπει να διεγερθεί, δηλαδή να ανέβει ένα ηλεκτρόνιό του σε μία ανώτερη στάθμη ενεργείας .  Η διέγερση και στη συνέχεια ο ιονισμός ενός ατόμου γίνεται με τις διάφορες συγκρούσεις των φωτονίων κάτω από κατάλληλες συνθήκες υψηλών  πιέσεων και θερμοκρασιών. Το ουδέτερο άτομο παριστάνεται με τον δείκτη I, ενώ τα ιονισμένα με το II, III κλπ. Το φάσμα του ατόμου του υδρογόνου που είναι το πιό απλό και περισσότερο διαδεδομένο στοιχείο στο σύμπαν αποτελείται από ένα σύνολο γραμμών που κατατάσσονται σε "σειρές".  Η σπουδαιότερη είναι η σειρά Balmer που αντιστοιχεί με την μεταπήδηση του ηλεκτρονίου στην ανώτερη στάθμη ενεργείας και σε ορισμένες περιοχές του φάσματος. Το φάσμα των άλλων στοιχείων είναι πολυπλοκότερο και εξαρτάται από τον ατομικό αριθμό του διαγειρόμενου στοιχείου.

Τα φάσματα των αστέρων είναι στην πλειοψηφία των συνεχή φάσματα που διακόπτονται από γραμμές απορροφήσεως όπως συμβαίνει με τον ήλιο, εκτός από λίγους αστέρες που παρουσιάζουν γραμμές εκπομπής.  Οι φασματικές γραμμές που παρουσιάζονται είναι όμοιες με τις γραμμές που προέρχονται από τα φάσματα των χημικών στοιχείων της γής.

Παρά τον μεγάλο αριθμό των αστέρων, το πλήθος των φασματικών τύπων μόλις ανέρχεται σε 10 με βάση την συνεχή μεταβολή των γραμμών απορροφήσεως. Έχει διεθνώς επικρατήσει η φασματική ταξινόμηση του αστεροσκοπείου του Harvard με τα εξής λατινικά γράμματα :

                                                                                            C(R,N)

O    B    A    F    G    K    M

                                                                                       S

 

Μεταξύ των κυρίων φασματικών τύπων από του Ο έως και του Μ υπάρχουν 10 ενδιάμεσοι τύποι π.χ Βο, Β1,........Β9  κλπ.  Μόνο στην περίπτωση του κυανού τμήματος Ο έχουμε φασματικούς τύπους από το Ο5 μέχρι το Ο9.  Οι τύποι R, N και S αποτελούν δυο ξεχωριστούς πλευρικούς κλάδους κοντά στο κόκκινο άκρο Μ.   Στον πίνακα που ακολουθεί παρουσιάζονται τα κυριώτερα χημικά στοιχεία τα οποία χαρακτηρίζουν τους φασματικούς  τύπους των αστέρων:

 

---------------------------------------------------------------------------------------------

Τύπος   θερμοκρασία επιφ/                         Χαρακτηριστικά φάσματος

              παράδειγμα

---------------------------------------------------------------------------------------------

 

 

 O          50.000ο Κ                Κυανόλευκοι αστέρες. Γραμμές ισχυρώς

                                                 ιονισμένων ατόμων He II, Si IV, N III

               (δ Ωρίωνος)

               (ζ Ωρίωνος)

---------------------------------------------------------------------------------------------

 

B0        25.000ο Κ                  Ελαφρά κυανοί αστέρες.  Απουσία He II,

                                               έντονο He I, εντονώτερο Η, και SiIII,O II

            1 Στάχυς)

 

 

B5         15.000ο Κ               Έντονες γραμμές Ηe Ι, εντονώτερες Si II ,

                                               παρουσία Mg II

             (B9 Ρίγκελ)

---------------------------------------------------------------------------------------------

 

 A0          11.000ο Κ               Λευκοί αστέρες.Η στό μέγιστο.Mg II καί

                                               Si II έντονα,ασθενή Fe II,Ti II,Ca II

                0  Βέγας) 

               1 Σείριος)

 

 

A 5          8.700o K               Η έντονο,Mg II,Si II,FeII,TiII,CaII , Fe I

                                                καί άλλα ουδέτερα μέταλλα ασθενή.

               (A7 Aλτάιρ)

---------------------------------------------------------------------------------------------

 

 

F0            7.600o K                Κιτρινόλευκοι αστέρες.  Η   ασθενέστερο,

                                                Ca II έντονο , Fe II, Cr II.

                (F5 Προκύων)

 

F5            6.600o K                Ca II πολύ έντονο,γραμμές Fe I και άλλων

                                                ουδετέρων στοιχείων.Πολλές γραμμές ου-

                                                δετέρων μετάλλων έντονες.

--------------------------------------------------------------------------------------------

 G0           6.000o K               Κίτρινοι αστέρες σαν τον ήλιο.Ca II στο μέ-

                                               γιστο,μεγάλος αριθμός γραμμών Fe I,

                                               παρουσία μοριακών ταινιών CH,CN.

                 (G0 Aίξ)

               (G2 Ήλιος)       

G5           5.500ο Κ               Ca II πολύ έντονο,ταινίες CH εντονώτερες

                                               CN  έντονοι, Η ασθενείς.

---------------------------------------------------------------------------------------------

 

k0          5.100ο Κ               Ερυθροκίτρινοι αστέρες.   Η  σχετικά ασθενές

                                               γραμμές Ca II στό μέγιστο,μοριακές ταινίες

          2 Αρκτούρος)

          5 Αλδεβαράν)

---------------------------------------------------------------------------------------------

 

M0         3.600οΚ               Κόκκινοι αστέρες. Ουδέτερες γραμμές πο-

                                               λύ έντονες. Παρουσία ταινιών ΤiΟ.

           1 Αντάρης) 

 

M5         3.000ο Κ               Έντονο Ca I και  εντονώτερες ταίνίες ΤiO.

 

           (M9 Θαυμάσιος)

---------------------------------------------------------------------------------------------

 

C(R,N)     3.000o K               Aστέρες άνθρακος με έντονα CN,CH,C2.

 

   S           3.000o K               Μοριακές ταινίες Zr O, YO, La O.

 

---------------------------------------------------------------------------------------------

 

Από όσα αναφέραμε παρατηρούμε ότι η ακολουθία των φασματικών τύπων O, B, A, F, G, K, M αντιστοιχεί σε ακολουθία φθίνουσας θερμοκρασίας και σταδιακής μεταβολής χρώματος από το μπλέ μέχρι το κόκκινο.  Ειδικά δε στο κόκκινο (φασματικός τύπος Μ) , έχει προστεθεί άλλη μία ιδιάζουσα κατηγορία  ερυθρών γιγάντων αστέρων  η οποία εισήχθη από τους Morgan και Keenan το 1940 , η των αστέρων άνθρακος .

Το φάσμα των ανθρακούχων αστέρων παρουσιάζει έντονες ταινίες ατομικού άνθρακος (C), κυανίου (CN) , ριζών υδρογονανθράκων (CH) και άλλων ανθρακούχων ενώσεων με έκδηλο το οξείδιο του τιτανίου  (Ti O).  Μερικοί από αυτούς περιέχουν το ασταθές χημικό στοιχείο τεχνήτιο (Te) το οποίο έχει την παραδοξότητα ότι το ισότοπό του έχει πολύ μικρή ημιπερίοδο ζωής 210.000 ετών, πράγμα ασυνήθιστο.  Οπτικά οι αστέρες αυτοί είναι αμυδροί και έχουν ολοκόκκινο χρώμα.

Ένα άλλο χαρακτηριστικό των είναι και η μεγάλη σπανιότης των στον γαλαξία μας.  Όμως χιλιάδες ανθρακούχων αστέρων έχουν εντοπισθεί στο Μεγάλο και Μικρό νέφος του Μαγγελάνου.

Δείκτης χρώματος αστέρος (color index).  Με μία προσεκτική παρατήρηση διαπιστώνουμε ότι οι αστέρες στον ουρανό δεν είναι όλοι λευκοί όπως φαίνονται, αλλά παρουσιάζουν διάφορα χρώματα με περισσότερο αντιληπτό στον οφθαλμό το ερυθρό.    Π.χ ο Σείριος είναι λευκός, ο Βέγας κυανόλευκος, η Αίγα χρυσοκίτρινη, ο Αντάρης κόκκινος, ο Μπετελκέζ υποκίτρινος   ερυθρός , ο β της Μικράς Άρκτου έντονα κόκκινος κλπ.

 

 

 

 
 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 


Ο Πτολεμαίος αναφέρει σαν ερυθρούς αστέρες τον Αρκτούρο, τον Αλδεβαράν, τον Αντάρη και τον Μπετελγκέζ . Καθίσταται  αποδεκτή και σήμερα η χρωματική βαθμολόγηση του Ι. Σμίθ η οποία έγινε το 1868 στο αστεροσκοπείο των Αθηνών και η οποία είχε ως εξής :

   

      0  λευκό                                                6  πορτοκαλί

       1  λευκό, υποκύανο, κιτρινωπό           7  χρυσοκίτρινο

       2  λευκό κιτρινωπό                              8   υπέρυθρο

       3  κιτρινωπό                                         9  χαλκέρυθρο

       4  κίτρινο                                            10  ερυθρό

       5  κίτρινο αργυρόχρουν

 

Άν αποτυπωθούν σε μία φωτογραφική πλάκα οι αστέρες, αυτοί θα παρουσιάζουν δίσκους. Όσο μεγαλύτερη είναι η λαμπρότητα του αστέρος, τόσο πιό μεγάλο θα παρουσιάζεται το φωτεινό του είδωλο. Όμως δύο αστέρες της ίδιας λαμπρότητος αλλά όμως με διαφορετικό χρώμα, δέν παρουσιάζουν το ίδιο φωτογραφικό είδωλο.  Π.χ η διάμετρος του κόκκινου αστέρα είναι μικρότερη από αυτήν του μπλέ. Το ποσόν της διαφοράς μεταξύ του οπτικού και του φωτογραφικού μεγέθους του αστέρος είναι ο δείκτης χρώματος (C) ο οποίος εξαρτάται από τον φασματικό τύπο και από αυτόν προσδιορίζεται η επιφανειακή θερμοκρασία του αστέρος.

 

 


Αποστάσεις των αστέρων.

Μέχρι τον 19ον αιώνα η ερώτηση το πόσο μακριά ευρίσκονται οι αστέρες από την γή υπήρξε ένα άγνωστο αίνιγμα και οι αστρονόμοι της τότε εποχής μόνο εικασίες ήσαν σε θέση να εκθέσουν. Μία αόριστη ιδέα ότι οι αποστάσεις αυτές θα ήσαν εξαιρετικά μεγάλες σε σχέση με την κλίμακα του ηλιακού συστήματος διατύπωσε τον 17ον αιώνα ο Νεύτων όταν με τον νόμο της παγκοσμίου έλξεως που ανακάλυψε λογικά σκεπτόμενος συμπέρανε ότι γιά να μήν πέφτουν αυτοί στον ήλιο, θα πρέπει να ευρίσκονται σε εκατονταπλάσιες αποστάσεις από αυτήν του Κρόνου. Η μέθοδος με την οποία θα μετρούνταν οι αποστάσεις  των αστέρων  επινοήθηκε στην συνέχεια από τον Bradley τον 18ον αιώνα στην σωστή της βάση, αλλά με ασαφή εξαγόμενα λόγω ατελείας των μικρομετρικών τότε οργάνων.

Τριγωνομετρικές παραλλάξεις.  Η ιδέα στηρίζεται στην τριγωνομετρική μέθοδο βάσει της οποίας η απόσταση ενός αστέρος εξάγεται από την μέτρηση της γωνίας την οποία φαίνεται ότι διαγράφει αυτός στόν ουρανό μέσα σε χρονικό διάστημα ενός έτους. Η γωνία αυτή είναι φαινομενική και είναι αποτέλεσμα της περιστροφής της γής γύρω από τον ήλιο με άλλες λέξεις είναι η γωνία από την οποία φαίνεται από τον αστέρα η τροχιά της γής γύρω από τον ήλιο. 

Άς εξηγηθούμε όμως:  Από την τριγωνομετρία γνωρίζουμε ότι σε ένα ορθογώνιο τρίγωνο το μήκος μιάς καθέτου πλευράς είναι δυνατόν να προσδιορισθεί εάν γνωρίζουμε την άλλη κάθετη πλευρά και την μία οξεία γωνία.    Στην περίπτωσή μας για έναν δεδομένο αστέρα όπως παρατηρούμε στο σχήμα   σχηματίζεται το ορθογώνιο τρίγωνο ΓΗΑ του οποίου ζητείται το μήκος   της    πλευράς   ΗΑ   η οποία  αντιπροσωπεύει  την    απόσταση     του

      

 

 

αστέρος. Δεδομένου του ότι η πλευρά ΓΗ είναι γνωστή (απόσταση γής-ηλίου =150,000,000 χιλιόμετρα= 1 αστρονομική μονάδα), εάν γνωρίζουμε το μήκος της γωνίας π, τότε ευρίσκεται η απόσταση του αστέρος. Όμως η δυσκολία έγκειται στο γεγονός ότι η -π- είναι πάρα πολύ μικρή και είναι δυνατόν να υπολογισθεί μόνο με ακριβή μικρομετρικά όργανα σύν το γεγονός ότι όσο αυξάνεται η απόσταση του αστέρος, τόσο αυτή ελαττώνεται. Η ζητουμένη απόσταση  δίδεται από το πηλίκον του κλάσματος     α/π  όπου το α ισούται με 1

αστρονομική μονάδα και το π με μήκος γωνίας κάτω από 0,77" δεύτερα της μοίρας (*). Ο Bradley το έτος 1726 στην προσπάθειά του να υπολογίσει την παράλλαξη του αστέρος γ Δράκοντος ανακαλύπτει το φαινόμενο της αποπλανή-

σεως του φωτός (**), ενώ ο πρώτος που το κατόρθωσε

ήταν ο Bessel το 1838 στον αστέρα 61 Κύκνου (π=0,292", απόσταση 11,2 έτηφωτός).Την μεγαλύτερη παράλλαξη παρουσιάζει ο αστέρας Εγγύτατος (Proxima) του Κενταύρου ίση με 0,763" από όπου εξάγεται απόσταση 4 ετών και 3 μηνών φωτός.  Άν θελήσουμε να μεταφράσουμε τα 4,3 έτη φωτός σε χιλιόμετρα θα δυσκολευτούμε κατά κάποιο τρόπο. Μέχρι τώρα οι αποστάσεις που αναφέραμε στην κλίμακα του ηλιακού συστήματος στον Α' τόμο ανέρχοντο το πολύ σε δισεκατομμύρια χιλιόμετρα ή ώρες φωτός. Να υπενθυμήσουμε ότι έτος φωτός είναι η απόσταση που καλύπτει το φώς κινούμενο με την ταχύτητα των 300.000 χιλιομέτρων το  δευτερόλεπτο. Αυτή η ταχύτητα είναι η μεγαλύτερη που υπάρχει στην φύση. Έτσι σε ένα έτος το φώς έχει καλύψει 9,5 τρισεκατομμύρια χιλιόμετρα περίπου ή 63.240 φορές την απόσταση γής-ηλίου (150.000.000 χιλ). Γιά να αποφύγουμε τον κυκεώνα των μηδενικών εκφρασμένο σε χιλιόμετρα γιά την απόσταση του Εγγυτάτου ή θα πούμε ότι απέχει 271.932 αστρονομικές μονάδες από τη γή ή γιά να αποφύγουμε πολλά ψηφία απλά μεταχειριζόμαστε το νούμερο 4,3. Συνεπώς η μονάδα μετρήσεως "έτος φωτός" εκφράζει με συντομία τις αστρικές αποστάσεις οι οποίες στην περίπτωση των άλλων αστέρων πέραν του Εγγυτάτου είναι χιλιάδες ή και εκατομμύρια φορές μεγαλύτερες.            

 


(*)  1 δευτερόλεπτο της μοίρας (") ισούται με 1/60 πρώτα λεπτά της μοίρας (') και το 1' ισούται με το 1/60 της 1 μοίρας. 

(**) Αποπλάνηση του φωτός. Η διαφορά της οπτικής θέσεως ενός αστέρος από την αναμενόμενη, φαινόμενο που οφείλεται στην μεταβατική κίνηση του ηλίου και της γής στο διάστημα.

 

Στην εποχή μας με την ραγδαία ανάπτυξη της ηλεκτρονικής και των δορυφόρων είναι δυνατόν να υπολογισθούν με μεγάλη ακρίβεια γωνίες παραλλάξεων αστέρων πολύ μικρές κάτι που πρίν από 20 χρόνια ήταν αδύνατο καθόσον οι μετρούμενες παραλλάξεις ήσαν ακριβείς μόνον μέχρι αποστάσεως το πολύ 50 ετών φωτός. Είναι γνωστό ότι η ατμόσφαιρα της γής είναι παράγοντας δυσκολίας στον προσδιορισμό μικρών παραλλάξεων . Αυτή η δυσκολία ξεπεράσθηκε την δεκαετία του 1990 με την τοποθέτηση σε τροχιά του δορυφόρου Hipparchos τα αστρομετρικά όργανα του οποίου εμέτρησαν με ακρίβεια τις αποστάσεις και τις ίδιες κινήσεις εκατοντάδων χιλιάδων αστέρων του ουρανού.

Στήν προσπάθειά μας να περιγράψουμε πόσο μεγάλες και δυσκολονόητες είναι οι αποστάσεις μεταξύ των αστέρων, αναφέρουμε ένα παράδειγμα μιάς σμικρογραφίας: Ζωγραφίζουμε δύο τελείες σε απόσταση ενός μόνο εκατοστού του μέτρου, η μία τελεία παριστάνει τον ήλιο,η δε άλλη την γή. Την  άλλη κοντυνότερη τελεία που παριστάνει  τον Εγγύτατο του Κενταύρου θα την ζωγραφίζαμε  μακριά, πολύ μακριά σε απόσταση των 2720 μέτρων! Είναι η απόσταση τόσο δυσθεώρητη, ώστε εάν βρισκόμασταν σε έναν υποτιθέμενο πλανήτη του Εγγυτάτου και επιχειρούσαμε από εκεί να παρατηρήσουμε τη γή μας αυτό θα ήταν εντελώς αδύνατο ούτε και με τα πιό σύγχρονα τηλεσκόπια αφού η γωνιώδης απόσταση της γής από τον ήλιο θα είναι πάρα πολύ μικρή έως αμελητέα και εδώ αναφερόμαστε στον κοντυνότερο αστέρα στον ήλιο.

Σήμερα και περισσότερο με τα ηλεκτρονικά μέσα είμαστε σε θέση και σε κοντυνούς αστέρες να πιστοποιήσουμε έμμεσα και όχι οπτικά την ύπαρξη δεκάδων σκοτεινών σωμάτων-πλανητών με μεγάλες μάζες, μεγαλύτερες και από του Διός αλλά πλανητών όχι στερεών σαν την γή μας και να υπολογίσουμε τις τροχιές των γύρω από τον κεντρικό αστέρα.  Θεωρητικά με την επίτευξη μεγάλης διαχωριστικής ικανότητος  από τα τροχιακά διαστημικά παρατηρητήρια με την προσθήκη τεσσάρων τηλεσκοπίων μεγάλων διαμετρημάτων στη σειρά και σε σύνδεση μεταξύ των, κάτι που θα γίνει πραγματικότητα την επόμενη δεκαετία, ο άνθρωπος θα κατορθώσει επιτέλους να παρατηρήσει πλανήτες με την μορφή της γής σε άλλους μακρινούς αστέρες

 

 

 

1 parsec=3,26 έτη φωτός=206.265 αστρ.μονάδες

 

1 kiloparsec= 1.000 parsecs

 

1 megaparsec = 1.000.000 parsecs

 

Μονάδα parsec.  Με τις παραλλάξεις είναι στενά συνυφασμένη άλλη μία μονάδα μετρήσεως αστρικώναποστάσεων, το parsec (pc). Η λέξη parsec προέρχεται από την σύντμηση των λέξεων παράλλαξις (parallax) και δευτερόλεπτο της μοίρας(second),δηλαδή par και sec και δηλώνει τι απόσταση θα είχε ένας αστέρας ο οποίος παρουσιάζει παράλλαξη ίση με 1 δεύτερο της μοίρας.  

Όταν μετράμε με οποιαδήποτε μέθοδο τις αποστάσεις των αστέρων ή των πολύ μακρυνοτέρων γαλαξιών είναι ορθότερο πρώτιστα αυτές να εκφράζονται σε parcecs και μετά  σε έτη φωτός.   Ο παρακάτω πίνακας μάς δίδει ενδεικτικά

 

τις αντιστοιχίες παραλλάξεων μεταφρασμένων σε parsecs και έτη φωτός :

          Α Π Ο Σ Τ Α Σ Η        

Παράλλαξη σε     parsec    έτη φωτός     ημέρες        αστρονομικές μονάδες

          δευτερόλεπτα

 

       1                    1,00           3                94                       206265

    0,9                    1,11           3               227                       229183

    0,8                    1,25           4                26                       257831  

   0,7                     1,43           4              237                       294664

   0,6                     1,67           5              157                       345775

   0,5                     2,00           6              188                      412530

   0,4                     2,50           8               52                        515662

   0,3                     3,33          10            313                       687550

   0,2                     5,00          16            105                      1031324

   0,1                    10,00         32            210                      2062648

 0,01                   100,00       325            277                   20626480 

0,001                1000,00      3257           298                 206264800

 

Άλλες μέθοδοι ευρέσεως αποστάσεων των αστέρων. Εκτός από την καθαυτό  παραλλακτική μέθοδο, πεδίο εφαρμογής έχουν και οι λεγόμενες στατιστικές παραλλάξεις με τις οποίες μετρούνται οι μέσες παραλλάξεις μιάς δεδομένης ομάδας αστέρων σε συνδυασμό με την πραγματική  κίνηση του ηλίου στο διάστημα από όπου φαίνεται ότι ή τους πλησιάζει, ή απομακρύνεται από αυτούς όπως θα δούμε σε άλλο κεφάλαιο που αναφέρεται στις ίδιες κινήσεις των αστέρων.

Η άλλη κύρια μέθοδος ευρέσεως αποστάσεων τόσον των αστέρων του γαλαξία μας, όσο και των μακρινών γαλαξιών γενικώτερα έχει να κάνει με το απόλυτο μέγεθος των αστέρων (absolute magnitude), δηλ άν είναι γνωστό αυτό το μέτρο εύκολα υπολογίζεται η ζητουμένη απόστασις  του αστέρος.

Απόλυτο μέγεθος αστέρος (Μ) και εύρεση αποστάσεων.  Το απόλυτο μέγεθος ενός αστέρος εξαρτάται κατά κύριο λόγο από την απόστασή του και εκφράζει τις πραγματικές του διαστάσεις.  Η διαφορά των λαμπροτήτων των αστέρων στον ουρανό σε καμία περίπτωση δέν αντιστοιχεί με την απόστασή των ούτε με τις διαστάσεις των. Με ένα απλό παράδειγμα άν πάρουμε δύο λάμπες των 1000 watt και τοποθετήσουμε την πρώτη σε απόσταση 100 μέτρων και την δεύτερη σε δεκαπλάσια απόσταση δηλ 1000 μέτρα, τότε την πιό απομακρυσμένη θα την βλέπουμε σαν λάμπα με 10 μόνο watt. Εάν όμως τις φέρναμε σε ίδια απόσταση, τότε θα εκτιμούσαμε σωστά ότι έχουν ίδια ισχύ. Αυτό ακριβώς εφαρμόζεται και στην περίπτωση των αστέρων όπου προκειμένου να εκτιμήσουμε την πραγματική (απόλυτη) λαμπρότητά των υποθέτουμε ότι όλοι τοποθετούνται στην σταθερή απόσταση των 10 parsecs και τότε ναί μέν θα έχουν διαφορετικές λαμπρότητες , όχι όμως τις φαινομενικές, αλλά τις πραγματικές, με άλλες λέξεις οι λόγοι των φωτεινοτήτων των είναι ανάλογοι των αποστάσεών των. 

Συνεπώς εάν είναι γνωστή η απόσταση του αστέρος υπολογίζεται το απόλυτό του μέγεθος (Μ) και το αντίθετο, εάν είμαστε σε θέση να γνωρίζουμε το Μ , ευρίσκουμε την ζητουμένη απόσταση η οποία συμβολίζεται με το λατινικό γράμμα r .         Οι σταθερές Μ ,m και r  συνδέονται με την μαθηματική σχέση

 

 

M= m+5-5 log r   όπου η απόσταση r εκφράζεται σε parsecs.  Βάσει αυτού του τύπου, η διαφορά M-m  που λέγεται και μέτρο (modulus) μάς δίδει την απόσταση του αστέρος με ενδεικτικά παραδείγματα στον διπλανό πίνακα. Το  απόλυτο μέγεθος Μ βάσει της μεθόδου των τριγωνομετρικών παραλλάξεων με την εύρεση της αποστάσεως r των αστέρων υπολογίζεται εύκολα.

 Διαφορά m-M  Απόσταση σε parsec

       -5                           1.0

      -4                            1.6

      -3                            2.5

      -2                            4.0

      -1                            6.3

       0                           10

       1                           16

       2                           25

       3                           40

       4                            63

       5                          100 

Φασματοσκοπικές παραλλάξεις. Εκτός από την τριγωνομετρική μέθοδο είναι δυνατόν να υπολογισθούν με σχετική ακρίβεια οι παραλλάξεις από τα φάσματα των αστέρων.  Γιά την ιστορία ο πρώτος που επινόησε αυτήν την μέθοδο ήταν ο Αμερικανός αστρονόμος Adams το έτος 1916 καθορίζοντας τα ζητούμενα απόλυτα μεγέθη Μ των αστέρων με μία ειδική φασματοσκοπική μέθοδο η οποία στηρίζεται στις διαφορές των εντάσεων των ραβδώσεων διαφόρων χημικών στοιχείων αστέρων ορισμένων φασματικών τύπων με γνωστά απόλυτα μεγέθη σε σύγκριση με άλλους αστέρες με άγνωστα απόλυτα μεγέθη με μία ειδική γραφική μέθοδο,

Όπως θα δούμε πιό κάτω,  αστέρες του ίδιου φασματικού τύπου έχουν διαφορές ως πρός τις διαστάσεις των και συνεπώς οι ατμόσφαιρές των θα διαφέρουν κατά το πάχος των με αντίκτυπο τις παρουσιαζόμενες αυξομειώσεις στις εντάσεις ορισμένων χημικών στοιχείων που ανιχνεύονται φασματοσκοπικώς. Όσο ογκωδέστερος είναι ένας αστέρας, τόσο παχύτερη ατμόσφαιρα θα έχει.

Όπως θα εξετάσουμε πιό κάτω στους μεταβλητούς αστέρες, υπάρχουν κάποιες οικογένειες ή κατηγορίες από αυτούς (κηφείδες, RR Λύρας), αστέρες παλλόμενοι που παρουσιάζουν κάποια στιγμή όλοι ανεξαιρέτως το ίδιο απόλυτο μέγεθος . Οι αστέρες αυτοί αποκαλούνται και "φάροι του διαστήματος" γιατί με τον εντοπισμό τους σε μία αστρική συστροφή ή έναν γαλαξία επιτυγχάνεται η εύρεση της αποστάσεως του ουρανίου αντικειμένου.

Κατανοώντας το μέγεθος των αποστάσεων που χωρίζουν τους αστέρες, είναι εύκολο να συμπεράνουμε ότι όλα τα νυκτερινά φώτα που παρατηρούμε στον σκοτεινό ουρανό είναι εικόνες του παρελθόντος, ενός χρονικού παρελθόντος , το μήκος του οποίου εξαρτάται από την εκάστοτε απόσταση του κάθε αστέρος ή ουρανίου αντικειμένου. 

Απόλυτα μεγέθη, φωτεινότητες  και διαστάσεις των αστέρων.  Από όσα αναφέραμε πιό πάνω, είναι προφανές ότι οι αστέρες που ευρίσκονται σε απόσταση άνω των 10 parsec έχουν απόλυτο μέγεθος μεγαλύτερο από το φαινόμενο και αντίστροφα όσοι είναι κάτω από 10 parsec απόσταση  έχουν Μ<m.  Ο Ήλιος μας με φαινόμενο μέγεθος -26,7 σε αυτή την απόσταση θα είχε το ισχνό μέγεθος +4,85, ενώ απεναντίας ο αστέρας β Ωρίωνος (Ρίγκελ) θα έλαμπε υπερβολικά με μέγεθος - 6,2, κατά πολύ λαμπρότερος της Αφροδίτης φαντασθείτε ,και ο Σείριος θα έχανε τα πρωτεία της λαμπρότητός του αφού θα έλαμπε με μέγεθος +1,4.

 

 

Μία προσεκτική μελέτη των απολύτων μεγεθών των αστέρων έδειξε ότι η κλίμακα αυτή παρουσιάζει μεγάλη διακύμανση 24 περίπου ακεραίων μονάδων ξεκινώντας από το - 9 (maximum) και φθάνοντας μέχρι το + 15 απόλυτο μέγεθος. Επιπλέον, αστέρες μεταγενεστέρων φασματικών τύπων που έχουν χαμηλές επιφανειακές θερμοκρασίες, παρουσιάζουν αρνητικά απόλυτα μεγέθη.  Αυτή η διαφορά οφείλεται στις πραγματικές πλέον διαστάσεις των αστέρων και σε σχέση με τις φωτεινότητές των που είναι ανάλογες των διαστάσεών των. Η φωτεινότητα ορίζεται ως η ενέργεια η οποία ακτινοβολείται ανά μονάδα χρόνου από έναν αστέρα.

Η δημιουργία των αστέρων.

Όμως τι προυποθέσεις απαιτούνται για να σχηματισθούν και να αναλάμψουν οι αστέρες ; Όταν παρατηρούμε την νύκτα αυτά τα αμέτρητα φώτα πρέπει να εννοήσουμε ότι αντιπροσωπεύουν διάφορες ηλικίες δηλ. άλλοι αστέρες είναι σε βρεφική ηλικία, άλλοι είναι μεσόκοποι όπως ο ήλιος μας και άλλοι είναι γηρασμένοι, έτοιμοι να πεθάνουν, ενώ η στάχτη από τα σάβανά των ανακυκλώνεται και δημιουργεί τις προυποθέσεις για σχηματισμό νέας γενεάς αστέρων. Υπάρχει δηλαδή στο σύμπαν γιά ένα ικανό χρονικό διάστημα από την δημιουργία του μία αλληλουχία γενεών αστέρων η οποία καθορίζει την αστρική εποχή στην ιστορία του.

Οι αστέρες μαζί με τα πλανητικά συστήματα σχηματίζονται στο μεσοαστρικό διάστημα από ψυχρά νέφη αερίων και σκόνης. Τα προιόντα των εκρήξεων των υπερκαινοφανών αστέρων που διασκορπίζονται στο διάστημα, εμπλουτίζουν με βαρύτερα χημικά στοιχεία τα μεσοαστρικά νέφη, μέσα στα οποία θα σχηματισθούν τα λεγόμενα  σφαιρίδια (globulae). Τα σφαιρίδια αποτελούνται από διαφανές αέριο και σκόνη. Περιβάλλονται από έναν λαμπρότερο  δίσκο και έχουν διάμετρο μερικών χιλιάδων αστρονομικών μονάδων, ευρίσκονται δε επάνω στον γαλαξιακό ισημερινό.  Παράγοντες όπως η πίεση και βαρυτικές δυνάμεις ωθούν το κεντρικό μέρος του σφαιριδίου σε περιστροφή με αποτέλεσμα την σταδιακή  συμπύκνωση και την ραγδαία άνοδο  της θερμοκρασίας.

Από αυτήν την αιτία, τα άτομα των αερίων  αρχίζουν να συγκρούονται το ένα με το άλλο και να "πέφτουν" με σπειροειδείς τροχιές πρός το κέντρο αυτής της μάζας. Όταν η θερμοκρασία από την συστολή  ανέλθει στους 10,000,000 ο Kelvin, αρχίζει στο κέντρο του πρωτοαστέρος η διαδικασία της πυρηνικής συντήξεως. Το αρχικό νεφέλωμα σταδιακά απομακρύνεται από τον αστέρα, ενώ με την περιστροφή του εκτινάσσεται το γενεσιουργό υλικό. Από την άλλη, τα άτομα του υδρογόνου μετατρέπονται σε ήλιο και εκλύεται ενέργεια με αποτέλεσμα την αναλαμπή του  αστέρος. η οποία χαρακτηρίζεται από μία μεγάλη περίοδο σταθερότητος. Τότε δημιουργείται μία κατάσταση θερμοδυναμικής ισορροπίας μεταξύ ακτινοβολίας και βαρύτητος η οποία έχει σαν αποτέλεσμα την σταθεροποίηση της δυναμικής συμπεριφοράς  του αστέρος.

Σε σώματα με μάζα μικρότερη από 8%  της ηλιακής , γιά παράδειγμα στους καφέ νάνους  δεν είναι δυνατόν να ξεκινήσει η βαρυτική διαδικασία απαρχής πυρηνικών αντιδράσεων , είτε αυτά τα σώματα δημιουργούνται μεμωνομένα ή αποτελούν πολλαπλά μέλη αληθινών αστέρων ή μεγάλων αεριωδών πλανητών όπως στην περίπτωσή μας του Διός ή του Κρόνου.  Αντίθετα, το μεγαλύτερο όριο μαζών δημιουργίας αστέρων θεωρητικά κυμαίνεται μεταξύ 100-200 ηλιακών.  Πιθανώτατα ο μεγαλύτερος  σε μάζα κυανούς νεοδημιουργηθείς αστέρας φασματικού τύπου Ο στον γαλαξία μας είναι ο η του αστερισμού της Τρόπιδος με 120 ηλιακές μάζες.  Γιά 10 έτη , το 1840 έλαμπε με m= - 0,8 (δεύτερος σε μέγεθος αστέρας του ουρανού), αλλά η πολύ σκόνη-νεφέλωμα, υπόλειμμα του γενεσιουργού νέφους που τον περίκλειε, σε μικρό χρονικό διάστημα του μείωσε δραστικά το φαιν. μέγεθος m σε +6,2.  Το νεφέλωμα η Τρόπιδος όπως και ο νεφελοειδής του Ωρίωνος είναι από τα ιδανικώτερα λίκνα δημιουργίας νέων αστέρων στον γαλαξία μας.

To διάγραμμα Hertzbrung-Russel (H-R) ,η ανατομία του και η εξέλιξη των αστέρων.  To έτος 1911 ο Δανός αστρονόμος E. Hertzbrung και το 1913 ο Αμερικανός H. Russel εργαζόμενοι ανεξάρτητα ο ένας από τον άλλον συνέλαβαν την ιδέα με μία γραφική παράσταση σε ένα διάγραμμα να συσχετίσουν σε δύο άξονες αφ' ενός μεν τα μετρηθέντα απόλυτα  μεγέθη όλων των αστέρων (κάθετος άξονας), σε συνδυασμό με τους υπάρχοντες φασματικούς τύπους (οριζόντιος άξονας).  Από την μελέτη αυτού του διαγράμματος ο Russel ανακάλυψε ότι η κατανομή των αστέρων δεν είναι ομοιόμορφη σε όλες τις περιοχές του διαγράμματος, αλλά ο  κύριος πληθυσμός των αστέρων τάσσεται σε μία κύρια διαγώνια γραμμή η οποία διασχίζει το διάγραμμα από επάνω και αριστερά (φασμ.τύπος Β) πρός τα κάτω και δεξιά (φασμ.τύπος Μ, απολ.μέγ=+15) .

Αυτή η περιοχή λέγεται κύρια ακολουθία (Main sequence). Ο Ήλιος μας τύπου G2 και με Μ=+4,8 ευρίσκεται στο μέσο της κύριας ακολουθίας, ο Σείριος (Α1, Μ=+1,4) , ο Βέγας (Α0 , Μ=+0,5), ο Βασιλίσκος (Β7, Μ=-0,7)  και ο Στάχυς (Β1, Μ=-2,2) είναι  επίσης στην κύρια ακολουθία άνω αριστερά του Ηλίου. Όσοι αστέρες ευρίσκονται στην κύρια ακολουθία, λέγονται και νάνοι αστέρες.  Οι αστέρες μετά τον αρχικό  σχηματισμό των "κατρακυλάνε" πρός  το αριστερό  κάτω  μέρος του διαγράμματος H-R και παίρνουν μία θέση στην κύρια ακολουθία, θέση  η οποία εξαρτάται από την αρχική μάζα του αστέρος.

      Ο      1%

 

     Β      19%

 

     Α      22%

 

     F      14%

 

     G     13%

 

             K     25%

 

             M    6%

 

Αστέρες με μεγάλες μάζες φωτοβολούν θερμότερα και "καίνε" τα αποθέματα του υδρογόνου των γρηγορώτερα εάν αυτοί ευρίσκονται στο κυανούν τμήμα της ακολουθίας. Αντίθετα, αστέρες μικροτέρων μαζών καίγονται ψυχρότερα και πιό αργά όσο αυτοί ευρίσκονται μετατοπισμένοι πρός το ερυθρό μέρος.  Οι περισσότεροι αστέρες δαπανούν το 90 % της ζωής των όταν ευρίσκονται  στην κύρια ακολουθία και η πηγή ενεργείας των  προέρχεται από την μετατροπή του υδρογόνου σε ήλιο. Υπολογίζεται ότι ο ήλιος μας  παραμένει στην κύρια ακολουθία για 9 δισεκατομμύρια έτη μέχρις εξαντλήσεως του υδρογόνου του πυρήνα του.

Με μία στατιστική, οι φασματικοί τύποι των αστέρων της κύριας ακολουθίας σε ποσοστά % είναι οι εξής όπως δείχνει ο διπλανός πίνακας.  Στο  κυανούν τμήμα  αστέρες με μεγάλες μάζες είναι πολύ σπάνιοι επειδή καίγονται πολύ γρήγορα (σε αστρονομικές κλίμακες χρόνου).  Ευρίσκονται σε μεγάλες αποστάσεις συγκεντρωμένοι στον γαλαξιακό ισημερινό όπου και σχηματίζονται . Οι θερμότεροι και με τις μεγαλύτερες μάζες αστέρες της κυρίας ακολουθίας είναι φασμ.τύπου Ο , είναι σπάνιοι και δυσκολοδιάκριτοι, συμπληρώνουν τάχιστα   την    μετατροπή  του  υδρογόνου  σε   ήλιο  και           παραμένουν

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 


λίγο χρόνο στην κύρια ακολουθία σε αντίθεση με τους φασμ. τύπους Κ και Μ στους οποίους οι πυρηνικές μετατροπές "τρέχουν"  σε πάρα πολύ μεγάλα χρονικά διαστήματα.  

Κυρίως από τον φασματικό  τύπο F μέχρι τους Κ και Μ  και επάνω από την κύρια ακολουθία παρουσιάζονται οι κλάδοι των υπεργιγάντων και  γιγάντων αστέρων οι οποίοι ναί μεν ανήκουν στους ίδιους φασματικούς τύπους της κυρίας ακολουθίας, όμως έχουν μεγάλα απόλυτα μεγέθη και φωτεινότητες, γεγονός που υποδεικνύει ότι έχουν μεγάλες φωτεινές επιφάνειες , άρα με μεγάλες διαστάσεις.  Ο  Αντάρης, ο Μπετελγκέζ , ο Αρκτούρος και η Αίγα είναι τυπικά παραδείγματα αυτών των κατηγοριών αστέρων.

Καθώς με την πάροδο του χρόνου εξαντλείται το υδρογόνο του πυρήνα σε αυτούς τους αστέρες, αυτός γίνεται στερεώτερος με αύξηση της θερμοκρασίας.  Σε αστέρες με μάζα 0,5  της ηλιακής θα δημιουργηθεί ένα κέλυφος από ήλιο περικλείοντας τον πυρήνα του αστέρος. Από αυτό το σημείο και μετά ο αστέρας μετακινείται πρός τα άνω και δεξιά της κυρίας ακολουθίας και θα γίνει ερυθρός γίγαντας.  Στη συνέχεια, καιόμενο το κέλυφος του αερίου ηλίου μετακινεί πρός τις έξω περιοχές του αστέρος τον κύκλο της καύσεως των εξωτερικών αποθεμάτων υδρογόνου με αποτέλεσμα την αύξηση των διαστάσεών του όπως και την σταδιακή πτώση της θερμοκρασίας. Στην περιοχή αυτή της επιφανείας του αστέρος ακτινοβολείται λιγώτερη ενέργεια από πρίν, αλλά όμως επειδή η ακτινοβολούσα επιφάνεια είναι μεγάλη λόγω της διαστολής, η λαμπρότητα του αστέρος γίνεται εκατοντάδες φορές μεγαλύτερη.

Ακολούθως και με την σταδιακή πτώση της ακτινοβολίας, ο αστέρας "ολισθαίνει" στην περιοχή αυτή του διαγράμματος, αλλά παραμένει στις τάξεις των γιγάντων αστέρων. O αστέρας ακόμα συγκεντρώνει στον πυρήνα του αποθέματα ηλίου με υψηλές θερμοκρασίες που έχει σαν αποτέλεσμα την πυρηνική μετατροπή του ηλίου σε άνθρακα.

Σε αστέρες με μικρότερες μάζες η καύση του ηλίου γίνεται ανομοιόμορφα και με διακοπές σαν μία απεγνωσμένη προσπάθεια διατηρήσεως της ισορροπίας η οποία όμως δεν θα έλθει ποτέ. Το εσωτερικό του αστέρος ψυχόμενο αρχίζει να πάλλεται ανώμαλα φουσκώνοντας και ξεφουσκώνοντας.  Σε κάθε μία ανάπαλση, μία μεγάλη ποσότητα αστρικού υλικού χάνεται και είναι δυνατόν σύντομα το εξακοντισθέν αεριώδες υλικό να δημιουργήσει ένα διαστελλόμενο πλανητικό νεφέλωμα γύρω από τον λιλειπούτειο αστρικό πυρήνα που αποτελείται από άνθρακα. Όλες αυτές οι μεταβολές αυτών των ειδών των αστέρων, τους μετακινούν πρός το μπλέ τμήμα του διαγράμματος H-R και κατόπιν "πέφτουν" πρός τα κάτω στην περιοχή των λευκών νάνων.

Στην περίπτωση αστέρος με μάζα μεγαλύτερη  από 2  φορές από αυτήν του ηλίου μας, η καύση του αερίου ηλίου γίνεται πιό σταδιακά με την ύπαρξη μεγαλύτερης περιόδου σταθερότητος με αποτέλεσμα την επίτευξη μεγαλυτέρων διαστάσεων και λαμπρότητός του .

Όταν στον πυρήνα του αστέρος το ήλιον εξαντληθεί, οι υψηλότερες  θερμοκρασίες παράγουν ένα καιόμενο κέλυφος από ήλιο που περικλείεται από παρόμοιο κέλυφος υδρογόνου. Αστέρες με μεγάλες μάζες είναι σε θέση να παράγουν στον πυρήνα των θερμοκρασίες ικανές  γιά την απαρχή πυρηνικών αντιδράσεων  μετατροπής  του  άνθρακος  σε  νέον  και  μαγνήσιο,

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 


του νέου σε οξυγόνο και μαγνήσιο, του οξυγόνου σε οξείδεια θείου και το θείον σε σίδηρο. Όλες αυτές οι πυρηνικές καύσεις βαρυτέρων στοιχείων είναι παράγοντες αστάθειας και ουσιαστικών μεταβολών των αστέρων αυτών.

Το  τέλος της εξελίξεως των αστέρων.  Εν τούτοις , το συμπέρασμα που προκύπτει όσον αφορά τις μεταθέσεις των θέσεων των αστέρων στο διάγραμμα H-R στα τελευταία στάδια της ζωής του εξαρτάται από το ποσό της τελικής μάζας που έχει απομείνει , αφού το 80%  της μάζας του είναι δυνατόν να έχει χαθεί.   

Αστέρες με χαμηλές μάζες συρρικνώνονται σε πολύ μικρές διαστάσεις και η απομείνασα ατμόσφαιρά των η οποία έχει εξακοντισθεί, σχηματίζει ένα πλανητικό νεφέλωμα, με τελική κατάληξη την κατάρρευση του αστέρος . Kάτω από την κύρια ακολουθία και κυρίως από τους φασμ.τύπους Β, Α μέχρι και τον Μ και με χαμηλά απόλυτα μεγέθη (+10-+15) όπως ανάφερα, ευρίσκονται αστέρες με μεγάλες επιφανειακές θερμοκρασίες, αλλά με ταπεινές φωτεινότητες, γεγονός που δικαιολογείται από τις πολύ μικρές των διαστάσεις. Οι αστέρες αυτοί λέγονται λευκοί νάνοι.  Παραδειγματικά αναφέρω τον αστέρα Wolf 1346 (B9, M=+10.9) και τον συνοδό του Σειρίου.  Ένας λευκός νάνος είναι ένας "νεκρός" αστέρας, ένα απομεινάρι αστρικής εξελίξεως όπου καμμία πυρηνική αντίδραση δεν είναι δυνατόν να πραγματοποιηθεί, αφού οι ατομικοί πυρήνες και τα ηλεκτρόνια έχουν εκφυλισθεί.  Η κατηγορία αυτή υποθετικά περιλαμβάνει και τους καφέ νάνους οι οποίοι είναι σώματα αστρικής προελεύσεως  σκοτεινά και πολύ ψυχρά .

Απεναντίας, αστέρες μεγάλων μαζών έχουν δημιουργήσει στο κέντρο των σίδηρο , οι ατομικοί πυρήνες του οποίου είναι περισσότερο ενεργοί από όλα τα άλλα στοιχεία με αποτέλεσμα την εξακολούθηση των αντιδράσεων καύσεως του σιδήρου σε άλλα βαρύτερα στοιχεία. Χωρίς άλλες πηγές ενεργείας όμως, αστέρες με μάζες μεγαλύτερες των 4 ηλιακών θα εκραγούν καίοντας ηλεκτρόνια και πρωτόνια απογυμνόνωντας τα νετρόνια των χημικών των  στοιχείων. Το περίβλημα του αστέρος θα καταστραφεί μετά από την διάλυση του πυρήνα, και μετά από αυτό , ο αστέρας θα εκραγεί με μία χαωτική έκρηξη, μία έκρηξη σουπερνόβα και την δημιουργία ενός αστέρος νετρονίων (pulsar) με κατάληξη τις μελανές οπές (black holes). ΄Επειτα , η απορροφούμενη ενέργεια από την έκρηξη που λέγεται και αστρικός άνεμος σχηματίζει σωματίδια με χημικά στοιχεία βαρύτερα του σιδήρου τα οποία με το ανακάτεμά τους με το νέφος τής σκόνης προστίθενται στο μεσοαστρικό υλικό από όπου περιστασιακά θα δημιουργηθούν νέοι αστέρες και πλανητικά συστήματα.

Οι εξελικτικοί πληθυσμοί των αστέρων παριστάνονται στο σχεδιάγραμμα με διακεκομένες γραμμές  και με λατινικές ονομασίες βάσει της φασματικής ταξινομήσεως του αστεροσκοπείου Yerkes  όπως θα εκθέσω πιό κάτω. Το διάγραμμα  Η-R είναι διαφωτιστικό, προκειμένου να υπολογισθεί γραφικά  η πορεία της εξελίξεως των αστέρων.

 Άλλες μεγάλες σπουδαιότητες του διάγραμματος Η-R είναι ότι με την βοήθεια του φασματικού τύπου και της τάξεως λαμπρότητος ενός αστέρος αφού προσδιορισθεί επακριβώς η θέση του στο διάγραμμα, αναγνωρίζεται αυτόματα και το απόλυτό του μέγεθος και κατά συνέπεια ευρίσκεται  η απόσταση του αστέρος.

Στην περίπτωση ενός αστρικού σμήνους εφαρμοζόμενο το διάγραμμα είναι σε θέση να μάς φανερώσει τον αριθμό των αστέρων που ευρίσκονται στο ίδιο στάδιο εξελίξεως, γεγονός που είναι σε θέση να μάς φανερώσει   την πρόοδο της εξελίξεως του συνολικού αριθμού των αστέρων του σμήνους σε σχέση με την μάζα των. Ο συνδυασμός αυτών των πληροφοριών μάς αποκαλύπτει την ηλικία του αστρικού σμήνους . Επίσης με μία ειδική γραφική μέθοδο προβολής φαινομένων και απολύτων μεγεθών υπολογίζεται και η απόσταση του σμήνους.

Τέλος, το διάγραμμα H-R ονομάζεται και διάγραμμα χρώματος-μεγέθους ή διάγραμμα χρώματος-λαμπρότητος.

Φασματική ταξινόμηση του αστεροσκοπείου του Yerkes.  Στό αστεροσκοπείο Yerkes το έτος 1942  έγινε από τους αστρονόμους  Morgan και Keenan μια φασματική ταξινόμηση των αστέρων με κριτήρια αφ' ενός το απόλυτο μέγεθος του αστέρος, αφ' ετέρου δε την απόλυτή των λαμπρότητα (συντομογραφία : διάγραμμα Μ-Κ). Βάσει αυτής της ταξινομήσεως , οι τάξεις των λαμπροτήτων των αστέρων που χαρακτηρίζονται με λατινικά γράμματα είναι οι εξής :

 

 

   Τάξις            Ονομασία                          Λαμπρότης             Παραδείγματα

                                                                   (ήλιος=1)               αστέρων

 

    Io  Έξτρα λαμπροί υπεργίγαντες            100,000                ρ Κασσιόπης

                

   Ιa        Λαμπροί υπεργίγαντες             < 100.000             Δενέμπ,Μπετελγκέζ

 

   Iab          Yπεργίγαντες                         > 10,000                Αντάρης

 

   Ib    Λιγώτερο λαμπροί υπεργίγαντες     < 10,000              ε Πηγάσου

 

   II        Λαμπροί γίγαντες                         100                     ο Κήτους   

 

  III     Φυσιολογικοί γίγαντες                < 100                   Αλδεβαράν- Αρκτούρος

 

  IV     Υπογίγαντες                                     >1                      η Βοώτου

 

  V   Νάνοι κυρίας ακολουθίας            0,1-100                    Ήλιος-α Κενταύρο

 

 VI      Υπονάνοι                                    1-0,01                   

 

 VII    Λευκοί νάνοι                            0,01- 0,001                 Wolf  1346

 

Όσον αφορά τον φασματικό συμβολισμό γιά έναν αστέρα , πρώτα γράφεται ο φασματικός τύπος ακολουθούμενος από την τάξη λαμπρότητος. Πχ  Ήλιος G2V, Αντάρης M Ib, Αλδεβαράν K5 III, Βέγας A0 IV κλπ.

Αστέρες του ίδιου  φασματικού τύπου αλλά με διαφορετικές τάξεις λαμπρότητος δεν έχουν τις ίδιες μάζες, φωτεινότητες και διαμέτρους, αλλά παρουσιάζουν διαφορές όπως ενδεικτικά αναφέρονται στους πίνακες της επομένης σελίδας από όπου ο αναγνώστης θα έχει τις συγκρίσεις του:

                              

 

                             Κύρια ακολουθία(τάξις φωτεινότητος V) 

 Φασματικός Απόλυτο  Επιφανειακή  Μάζα        Διάμετρος  Πυκνότης Λαμπρότης

τύπος            μέγεθος   θερμοκρασία  (ήλιος=1)(ήλιος=1)   (gr/cm3)    (ήλιος=1)

   O5                - 5.8          45.000 oK       50               18              0.01          17.500

  B0                - 4.5          30.000             18                7               0.07            5.500

  B5                - 1.2          15.000              6                 4               0.15               260

 A0               + 0.7         10.000              3                 2.5            0.25                 45

  A5                +2.0          8.500               2                 1.7            0.55                 14

  F0                +2.6          7.250               1.6              1.4            0.8                    8

  F5                +3.4          6.500              1.4               1.2            1.1                    4   

  G0                +4.4         6.000              1.1               1.1            1.2                   1.5

HΛΙΟΣ(G2)       +4.8        5.800              1                   1              1.4                    1

  G5                +5.1        5.600               0.9               0.9            1.7                   0.8

  K0                 +5.9       5.000               0.8               0.85          2.3                   0.4

  K5                 +7.3       4.200               0.7               0.72          2.6                   0.1

  M0                +9.0       3.500              0.5                0.6            3.2                   0.02  

  M5               +12.0      3.000              0.2                0.3            10                   0.002

---------------------------------------------------------------------------------------------

                                 Γίγαντες(τάξις φωτεινότητος III)

 

Φασματικός Απόλυτο  Επιφανειακή  Μάζα        Διάμετρος  Πυκνότης Λαμπρότης

τύπος            μέγεθος   θερμοκρασία  (ήλιος=1)(ήλιος=1)   (gr/cm3)    (ήλιος=1)

  Ο5

  B0                 -5.0          30.000 oK       20                15           0.008          8.500

  Β5                 -2.2          15.000              7                  8              0.02             650

  A0                +0.0         10.000              4                  5              0.04               85

  Α5                +0.7          8.000                                                                         45

  F0               +1.5           7.000                                                                         20

  F5                +1.6          6.500                                                                         20

  G0               +1.1          5.750             1.5                 6              0.01               30  

  G5                +0.7         5.000               2                 10            0.003              45

  K0                +0.5         4.500             2.5                15            0.001              55 

  K5                 -0.2         3.800             2.5                25            0.0002           100

  M0               -0.4          3.200               3                 40          0.00005           125 

  M5               -0.8          2.800                                                                        180

--------------------------------------------------------------------------------------------------------

                                 Υπεργίγαντες(τάξις φωτεινότητος I)

Φασματικός Απόλυτο  Επιφανειακή  Μάζα        Διάμετρος  Πυκνότης Λαμπρότης

τύπος            μέγεθος   θερμοκρασία  (ήλιος=1)(ήλιος=1)   (gr/cm3)    (ήλιος=1)

O5                  -6.8           40.000 oK    100                30             0.005         45.000

 B0                  -6,4            28.000           35                 25            0.003         30.000      

 B5                  -6.2           14.000            25                40            0.0005        25.000    

 A0                  -6.3           10.000           16                 50            0.0002        28.000         

 A5                  -6.6            8.500            13                 60          0.00008        37.500  

 F0                  -6.6            7.500            12                 70           0.00005       37.500 

 F5                  -6.6            7.000            10                 85           0.00002       37.500               

 G0                 -6.4            5.500            10               110           0.00001       30.000       

 G5                 -6.2            4.850            12               135          0.000007      25.000

 K0                 -6.0            4.250            13               200          0.000002      20.000

 K5                 -5.8            3.750            14               400        0.0000003      18.000  

 M0                -5.6            3.200            14               500       0.00000015     15.000     

 M5                -5.6            2.800            20              800        0.00000005     15.000

Μάζες, διάμετροι και πυκνότητες των αστέρων.  Μελετώντας τους προγούμενους πίνακες  και συγκεκριμένα τις αναφορές στις μάζες και πυκνότητες των αστέρων στις τρείς τάξεις λαμπρότητος V, III καί I        γενικά

συμπεραίνουμε  ότι οι μάζες των κυμαίνονται από 0,2 έως και 100 ηλιακές μάζες.  Όταν μάς είναι γνωστή η μάζα και η διάμετρος ενός αστέρος μπορούμε να υπολογίσουμε εύκολα την πυκνότητά του. Η διάμετρος ενός αστέρος εκτός από τις πειραματικές μεθόδους (συμβολόμετρα με ηλεκτρονικούς υπολογιστές), είναι δυνατόν να υπολογισθεί και θεωρητικά εκτός των άλλων και από το φαινόμενο μέγεθος m σε σχέση με τον δείκτη χρώματος C.

Υπάρχουν αστέρες με κυκλώπειες διαμέτρους 800 φορές μεγαλύτερες του ηλίου όπως αυτή του Μπετελγκέζ και στον αντίποδα, αστέρες, όπως οι λευκοί νάνοι των οποίων οι διάμετροι δεν ξεπερνούν τις  διαμέτρους των μεγάλων πλανητών. Γιά παράδειγμα η διάμετρος   του λευκού  νάνου αστέρος Van Maanen ανέρχεται μόνο σε 10.400 χιλιόμετρα και του Wolf 457 σε 4175 χιλ. μόνον  όπως φαίνεται στό σχήμα.

Όσον αφορά τις πυκνότητες των αστέρων, οι μικρότερες πυκνότητες είναι αυτές των υπεργιγάντων από 0,005 έως 0,00000005 gr/cm3 ενώ οι αντίστοιχες των γιγάντων κυμαίνονται από 0,008 έως 0,00005 gr/cm3 και των αστέρων της κυρίας ακολουθίας από 0,01 έως 10 gr/cm3. Όμως στις κατηγορίες VII των λευκών νάνων οι πυκνότητες είναι τεράστιες και κυμαίνονται από 200,000 έως 7,000,000 gr/cm3.  Η ιδιάζουσα  κατηγορία των λευκών νάνων θα αναφερθεί διεξοδικά σε επόμενο κεφάλαιο.

Σχέσις μάζας και λαμπροτήτων των αστέρων.   Όπως παρατηρούμε στον πίνακα, όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα ενός αστέρος, τόσο πιό μεγάλη είναι η λαμπρότητά του , ιδιότητα που ανακάλυψε το 1924 ο Eddington και που είναι γνωστή σαν σχέση μάζας-λαμπρότητος. Αυτό μαθηματικά  σημαίνει ότι η λαμπρότητα ενός αστέρος αυξάνεται μετά της 3,5 δυνάμεως της μάζας του και σε αυτόν τον κανόνα υπακούει το 90 % των αστέρων της κυρίας ακολουθίας  με μεγάλη εξαίρεση τους λευκούς νάνους οι οποίοι παρουσιάζουν λαμπρότητες πολύ μεγαλύτερες σε σχέση με τις μάζες των.  Από αυτήν την σχέση είναι δυνατόν να υπολογισθούν οι μάζες των αστέρων από τις λαμπρότητές των.  Πάντως οι περισσότεροι αστέρες έχουν μάζες που κυμαίνονται μεταξύ 0,1 και 50 ηλιακών μαζών. 

Από όσα ανέφερα μέχρι εδώ, θεωρώ σκόπιμο να παραθέσω έναν πίνακα των 20 λαμπροτέρων αστέρων του ουρανού που περιλαμβάνει τις εξής σταθερές :

 

                           m           M                            π                r             Ήλιος=1

Ονομα αστέρος  οπτικό   απόλυτο φασμ.τύπος παράλλαξη απόσταση Λαμπρό-Ακτί-

                           μέγεθος  μέγεθος        ΜΚ                           parsecs     τητα       να

---------------------------------------------------------------------------------------------------------

*Σείριος             - 1,4          1.4           A1 V         0"380           2.63          23           2

α Μεγ Κυνός

Κάνωπος           - 0,9         - 4.6          F0Ia          0.018         55.55       5540        48   

α Τρόπιδος

Ρίγκιλ                  0,1           4.5          G2 V         0.760           1.32             1          1

α Κενταύρου

Βέγας                  0,1           0.5          A0 V         0.120            8.33           51          3

α Λύρας

*Αίξ                    0,1         - 0.5          G2 III        0.072         13.85         129         14

α Ηνιόχου

Αρκτούρος       - 0,1           0.0          K2 III        0.091          10.98          81          26

α Βοώτου

Ρίγκελ                0,3         - 6.2          B8 Ia         0.005         200.00      23840       58

*β Ωρίωνος

Προκύων           0,5           2.8          F5 IV         0.282            3.54           6           2

α Μικρ Κυνός

Αχερνάρ            0,6         - 2.6          B3 V          0.023           43.47        1058        5

α Ηριδανού

*Χάνταρ           0,9          - 3.1          B0 V          0.016           62.50        1393       7

β Κενταύρου

Αλτάιρ              0,9            2.4          A7 V          0.199             5.02            9         2

α Αετού

Μπετελγκέζ     0,9          - 5.6         M2 Iab       0.005          200.00       13758    750    

α Ωρίωνος

*Ακρούξ          1,0          - 2.7          B0 V           0.018           55.55         965        6

α Νοτ.Σταυρού

*Αλδεβαράν     1,1         - 0.5          K5 III         0.048          20.83         129        45

α Ταύρου

Πολυδεύκης     1,2           1.0          K0 III          0.091         10.98           33          9

α Διδύμων

*Στάχυς           1,2          - 2.2         B1 V            0.021         47.61          610         5

α Παρθένου

*Αντάρης         1,2          - 2.4         M1 Ib          0.019         52.63         733       740

α Σκορπίου

Φομαλχώ         1,3            2.1         A3 V            0.144          6.94            12         2

α Νοτ.Ιχθύος

Δενέμπ             1,3          - 4.8         A2 Ia           0.006       166.66        6610       34  

α Κύκνου

Βασιλίσκος      1,3          - 0.7         B7 V            0.040         25.00         154         8

α Λέοντος

                                            

 *= πολλαπλοί αστέρες

-----------------------------------------------------------------------------------------------