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,
πατήστε καί εδώ>
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) .
 |
| ΟΙ 20 ΛΑΜΠΡΟΤΕΡΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ ΤΟΥ ΟΥΡΑΝΟΥ |
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
Tα στάδια της εξελίξεως 1,5 και 15 ηλιακών μαζών αστέρων στο διάγραμμα H-R. Στην κυρία ακολουθία (i) ένας αστέρας μετατρέπει στον πυρήνα του
το υδρογόνο σε ήλιο. Όταν τα αποθέματα του υδρογόνου εξαντληθούν, ο αστέρας
μετατοπίζεται προς τα άνω (ii). Η λαμπρότητα του αστέρος και τα εξωτερικά του στρώματα αυξάνουν, και
μετατοπίζεται επάνω και κατά μήκος του διαγράμματος μετατρεπόμενος σε γίγαντα (iii). Όταν η θερμοκρασία του πυρήνος του
αστέρος φθάσει στους 100 εκατομμύρια βαθμούς K, αρχίζουν οι αντιδράσεις άνθρακος. Ένας
αστέρας μάζας 1-4 ηλιακών παρουσιάζει αστάθεια στην καύση βαρυτέρων στοιχείων
και όταν το ήλιον του πυρήνα του τελειώσει, θα εκτιναχθούν τα εξωτερικά
στρώματα με μορφή πλανητικού νεφελώματος (iv) και στη συνέχεια κατρακυλώντας στο διάγραμμα
θα μετατραπεί σε λευκό νάνο ή μελανό σώμα (v). Αστέρας με μάζα άνω των 2 ηλιακών, καίγοντας
τον άνθρακα στο εσωτερικό και το ήλιο στα εξωτερικά του στρώματα, θα
πραγματοποιεί ζίκ-ζάκ στο διάγραμμα (iv). Αστέρες με πολύ μεγάλες μάζες τελικά με την παραγωγή σιδήρου στον πυρήνα
των, θα εκραγούν χαωτικά σαν σουπερνόβες (vii).
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
III
|
A0 +0.0 10.000 4 5 0.04 85
Α5 +0.7 8.000
45
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
|
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
-----------------------------------------------------------------------------------------------
