el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el en el el el el el el en el el el el en en en el el el el el el en el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el pt el el de en el en sv el en sv el es sv el ja sv el en hbs_lat el el el el en el el el el el es el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el en el fr el el el el el el el el el el el el el en en el en en el ru uk en en el en el en el el en el en en en en en en el en el el en en el el el el en en el en el el en el en el ru el el el el el el el el el el el el el el el el el
Στην Αστρονομία γενικά αστέρας ή απλανής (σε αντιδιαστολή με τον πλανήτη), ονομάζεται το κάθε ουράνιο σώμα που διατηρεί όλες εκείνες τις ιδιότητες του δικού μας Ηλίου πέριξ του οποίου περιστρέφεται η Γη. Συνεπώς όλοι οι αστέρες είναι Ήλιοι, εκ των οποίων και παρατηρείται κατάστικτος ο ουράνιος θόλος.
Το νεφέλωμα Λιμνοθάλασσας αποτελεί μία τεράστια περιοχή δημιουργίας άστρων στον Γαλαξία μας.
Κατά την Αστροφυσική, ο κάθε αστέρας είναι ένα λαμπερό αέριο ουράνιο σώμα που παράγει ενέργεια από πυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης που συμβαίνουν στον πυρήνα του. Όταν η μάζα του σώματός του είναι μικρότερη από 0.08 φορές της μάζας του ήλιου οι πιέσεις και οι θερμοκρασίες που αναπτύσσονται στο κέντρο του, δεν επαρκούν προκειμένου να αρχίσουν οι πυρηνικές συντήξεις. Επομένως η μάζα όλων των αστέρων είναι μεγαλύτερη από την ανωτέρω ποσότητα.
Οι αστέρες γεννιούνται σε νεφελώματα, όταν μία περιοχή καταρρεύσει από το βάρος της. Όταν το νεφέλωμα είναι αρκετά πυκνό, αρχίζουν οι πυρηνικές αντιδράσεις, καθώς το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο μέσω της πυρηνικής σύντηξης. Όσο το άστρο εκτελεί αυτή τη διαδικασία, βρίσκεται στην κύρια ακολουθία. Η εσωτερική πίεση αποτρέπει το άστρο από την κατάρρευση. Όταν τελειώσει αυτή η φάση, αστέρες με μάζα τουλάχιστον 0,4 φορές όσο η ηλιακή μετατρέπονται σε ερυθρούς γίγαντες και συντήκουν βαρύτερα στοιχεία. Στη συνέχεια, αστέρες σαν τον ήλιο απομακρύνουν την ατμόσφαιρά τους και μετατρέπονται σε λευκούς νάνους. Αστέρια δέκα ή περισσότερες φορές από τον ήλιο συντήκουν όλο και βαρύτερα στοιχεία, μέχρι σχηματιστεί σίδηρος. Τότε εκρήγνυνται ως υπερκαινοφανείς αστέρες και το αντικείμενο που μένει είναι απίστευτα συμπυκνωμένο. Αυτά τα αντικείμενα είναι οι αστέρες νετρονίων και οι μαύρες τρύπες.
Παρατηρώντας κυρίως τη νύκτα στον Ουράνιο θόλο, τους αστέρες, διαπιστώνεται ότι αυτοί δεν κατανέμονται ομοιόμορφα σ΄ αυτόν, ενώ παρουσιάζουν κάποια ευδιάκριτα συμπλέγματα τα οποία και ονομάζονται αστερισμοί. Οι αστέρες βρίσκονται καταχωρημένοι σε καταλόγους. Από την παρατήρηση των αστέρων αυτοί διακρίνονται σε τρεις κατηγορίες:
Αειφανείς αστέρες, που παρατηρούνται όλο το 24ωρο, πάνω από τον ορίζοντα.
Αφανείς αστέρες, που παραμένουν όλο το 24ωρο υπό τον ορίζοντα και η παρατήρησή τους δεν είναι εφικτή.
Αμφιφανείς αστέρες, που άλλοτε παρατηρούνται υπέρ τον ορίζοντα και άλλοτε όχι.
Η διάκριση αυτή είναι πολύ σημαντική για την Αστρονομική ναυτιλία.
2.3 Μετά την κύρια ακολουθία
8 Πλήθος και κατανομή αστέρων
9 Κατάλογοι και χάρτες αστέρων
Από τους αστέρες μόνο οι 30 λαμπρότεροι φέρουν ο καθένας ιδιαίτερο όνομα, συνήθως ελληνικής προέλευσης όπως ο Αρκτούρος ή αραβικής όπως ο Αλτάιρ (= αετός ιπτάμενος).
Τόσο όμως αυτοί οι 30 αστέρες, όσο και όλοι οι άλλοι οι ορατοί χωρίς τηλεσκόπιο, σε κάθε αστερισμό, έχουν καθορισθεί διεθνώς (ο καθένας) με ένα γράμμα (μικρό) του ελληνικού αλφαβήτου. Το γράμμα α έχει συνήθως ο λαμπρότερος αστέρας του αστερισμού, το β ο αμέσως αμυδρότερος κ.ο.κ. Έτσι λοιπόν ο Βέγας, ο λαμπρότερος αστέρας του βορείου ουράνιου ημισφαιρίου, στον αστερισμό της Λύρας, λέγεται και α Lyr (ή α της Λύρας).
Εάν κάποιος αστερισμός έχει περισσότερους από 24 αστέρες (αρκετά σύνηθες) τότε αμέσως μετά τον ω (του ελληνικού αλφαβήτου) χρησιμοποιούνται τα γράμματα του λατινικού αλφαβήτου. Μετά το τέλος του λατινικού αλφαβήτου χρησιμοποιούνται οι αραβικοί αριθμοί.
Προκειμένου δε περί των υπολοίπων αστέρων που είναι ορατοί μόνο με τηλεσκόπια, αντί ονόματος χρησιμοποιείται ο αριθμός με τον οποίο και έχουν καταχωρηθεί στους αστρικούς καταλόγους.
Οι αστέρες σχηματίζονται μέσα εκτεταμένες περιοχές με μεγαλύτερη πυκνότητα στο διαστρικό μέσο, αν και η πυκνότητα είναι ακόμη χαμηλότερη από το εσωτερικό ενός επίγειου θαλάμου κενού. Αυτές οι περιοχές ονομάζονται μοριακά νέφη (ωεφελώματα) και αποτελούνται κυρίως από υδρογόνο, με περίπου 23-28% ήλιο και ένα μικρό ποσοστό βαρύτερα στοιχεία. Ένα παράδειγμα μίας τέτοιας περιοχής σχηματισμού άστρων, είναι το νεφέλωμα του Ωρίωνα.[1] Δεδομένου ότι τα μεγάλα αστέρια σχηματίζονται στα μοριακά νέφη, φωτίζουν έντονα αυτά τα σύννεφα. Μπορούν επίσης να ιονίσουν το υδρογόνο, δημιουργώντας μία περιοχή Η II.
Η δημιουργία ενός αστεριού ξεκινά με μια βαρυτική αστάθεια στο εσωτερικό ενός μοριακού νέφους, που συχνά προκαλείται από τα κρουστικά κύματα ενός υπερκαινοφανή (μαζική αστρική έκρηξη) ή τη σύγκρουση δύο γαλαξιών (όπως σε έναν αστρογόνο γαλαξία). Μόλις μια περιοχή έχει φθάσει σε επαρκή πυκνότητα ύλης για να ικανοποιήσει τα κριτήρια για τη δημιουργία της αστάθειας Τζιν αρχίζει να καταρρέει κάτω από τη δύναμη της δικής του βαρύτητας.[2]
Καθώς το νέφος καταρρέει, μεμονωμένες συγκεντρώσεις της πυκνής σκόνης και του αερίου αποτελούν αυτό που είναι γνωστό ως σφαιρίδιο του Bok. Καθώς ένα σφαιρίδιο καταρρέει και η πυκνότητα αυξάνει, η βαρυτική ενέργεια μετατρέπεται σε θερμότητα και η θερμοκρασία ανεβαίνει. Όταν το πρωταστρικό νέφος έχει φτάσει περίπου σε υδροστατική ισορροπία, ένας πρωτοαστέρας σχηματίζεται στον πυρήνα[3]. Αυτοί οι προ Κύριας Ακολουθίας αστέρες συχνά περιβάλλονται από ένα πρωτοπλανητικό δίσκο. Η περίοδος της βαρυτικής συστολής διαρκεί περίπου 10-15 εκατομμύρια χρόνια.
Οι αστέρες δαπανούν περίπου το 90% της διάρκειας της ζωής στη σύντηξη υδρογόνου που μετατρέπεται σε ήλιο σε υψηλή θερμοκρασία και υψηλή πίεση κοντά στον πυρήνα. Τέτοια αστέρια λέγεται ότι είναι στην κύρια ακολουθία και ονομάζονται αστέρια νάνοι. Ξεκινώντας από την μηδέν-ηλικία στην κύρια ακολουθία, η αναλογία του ηλίου στον πυρήνα ενός αστέρα θα αυξάνεται σταθερά. Κατά συνέπεια, προκειμένου να διατηρηθεί το απαιτούμενο ρυθμό πυρηνικής σύντηξης στον πυρήνα, το αστέρι θα αυξήσει αργά τη θερμοκρασία και τη φωτεινότητά του.[7] Στον Ήλιο, για παράδειγμα, εκτιμάται ότι έχει αυξηθεί σε φωτεινότητα κατά 40%, δεδομένου ότι έφτασε η κύρια ακολουθία από 4,6 δισεκατομμύρια χρόνια.[8]
Κάθε αστέρι δημιουργεί ένα αστρικό άνεμο σωματιδίων που προκαλεί μια συνεχή εκροή αερίου προς το διάστημα. Για τα περισσότερα αστέρια, το ποσό της μάζας χάνεται είναι αμελητέα. Ο Ήλιος χάνει 10−14 ηλιακές μάζες κάθε χρόνο,[9] ή περίπου το 0,01% της συνολικής μάζας του για όλη τη διάρκεια της ζωής του. Ωστόσο πολύ ογκώδη αστέρια μπορούν να χάσουν 10−7 έως 10−5 ηλιακές μάζες κάθε χρόνο, γεγονός που επηρεάζει σημαντικά την εξέλιξη τους.[10] Τα αστέρια που αρχίζουν με πάνω από 50 ηλιακές μάζες μπορεί να χάσει πάνω από το ήμισυ συνολικής μάζας τους κατά την παραμονή τους στην κύρια ακολουθία.[11]
Η χρονική διάρκεια που ένα αστέρι δαπανά στην κύρια ακολουθία εξαρτάται πρωτίστως από την ποσότητα καυσίμου που έχει να συντήξει και το ρυθμό με τον οποίο συντήκει αυτό το καύσιμο, δηλαδή από την αρχική του μάζα και φωτεινότητα. Για τον Ήλιο, αυτό το διάστημα εκτιμάται ότι είναι περίπου 1010 χρόνια (10 δισεκατομμύρια χρόνια). Τα μεγάλα αστέρια καταναλώνουν τα καύσιμά τους πολύ γρήγορα και είναι βραχύβια. Τα μικρά αστέρια (που ονομάζεται κόκκινο νάνοι) καταναλώνουν τα καύσιμά τους με πολύ αργό ρυθμό και διαρκούν δεκάδες έως εκατοντάδες δισεκατομμύρια χρόνια. Στο τέλος της ζωής τους, θα γίνουν απλά αχνότερα και αχνότερα. Ωστόσο, δεδομένου ότι η διάρκεια ζωής αυτών των αστέρων είναι μεγαλύτερη από την τρέχουσα ηλικία του σύμπαντος (13,7 δισ. χρόνια), δεν αναμένεται ερυθροί νάνοι να έχουν φτάσει ακόμα σε αυτό το στάδιο.
Καθώς αστέρια με μάζα τουλάχιστον 0,4 ηλιακές μάζες εξαντλούν το υδρογόνο στον πυρήνα τους, τα εξωτερικά στρώματά τους επεκτείνονται σε μεγάλο βαθμό και γίνονται πιο δροσερά για να σχηματίσουν ένα κόκκινο γίγαντα. Για παράδειγμα, σε περίπου 5 δισεκατομμύρια χρόνια, όταν ο Ήλιος θα είναι ένας ερυθρός γίγαντας, θα αναπτυχθεί σε μέγιστη ακτίνα περίπου 1 αστρονομική μονάδα (150 εκατομμύρια χιλιόμετρα), 250 φορές το σημερινό του μέγεθός του. Ως γίγαντας, ο Ήλιος θα χάσει περίπου το 30% της τρέχουσας μάζας του.[8][14]
Σε ένα ερυθρό γίγαντα με μάζα μέχρι 2,25 ηλιακές μάζες, η σύντηξη υδρογόνου προχωρά σε ένα κέλυφος-στρώμα που περιβάλλει τον πυρήνα.[15] Τελικά, ο πυρήνας συμπιέζεται αρκετά για να ξεκινήσει σύντηξη ηλίου, και το αστέρι τώρα σταδιακά συρρικνώνεται σε ακτίνα και αυξάνει τη θερμοκρασία της επιφάνειάς του. Για τα μεγαλύτερα αστέρια, η περιοχή πυρήνα μεταβαίνει απευθείας από τη σύντηξη υδρογόνο στη σύντηξη ηλίου.
Αφού το άστρο έχει καταναλώσει το ήλιο στον πυρήνα, η σύντηξη συνεχίζεται σε ένα κέλυφος γύρω από ένα καυτό πυρήνα άνθρακα και οξυγόνου. Το αστέρι στη συνέχεια ακολουθεί μια εξελικτική πορεία που είναι παράλληλη με την αρχική φάση του ερυθρού γίγαντα, αλλά σε υψηλότερη θερμοκρασία της επιφάνειας.
Κατά τη διάρκεια της φάσης καύσης του ηλίου, τα αστέρια με πολύ υψηλή, δηλαδή με μάζα μεγαλύτερη από εννέα ηλιακές μάζες θα επεκταθούν για να σχηματίσουν ερυθρούς υπεργίγαντες. Μόλις αυτό το καύσιμο έχει εξαντληθεί στον πυρήνα, μπορούν να συνεχίσουν να συντήκουν στοιχεία βαρύτερα από το ήλιο.
Ο πυρήνας συστέλλεται έως ότου η θερμοκρασία και η πίεση να είναι επαρκείς για να συντήξουν άνθρακα. Η διαδικασία αυτή συνεχίζεται, με τα διαδοχικά στάδιά της να τροφοδοτούνται από νέον, οξυγόνο και πυρίτιο. Κοντά στο τέλος της ζωής του αστεριού, η σύντηξη μπορεί να συμβεί κατά μήκος μιας σειράς κελυφών εντός του αστέρα, προσδίδοντάς του μια μορφή κρεμμυδιού. Κάθε κέλυφος συντήκει ένα διαφορετικό στοιχείο, με τις εξώτερες περιοχές να συντήκουν υδρογόνο, το επόμενο ήλιο, και ούτω καθ 'εξής.[16]
Το τελικό στάδιο επιτυγχάνεται όταν το αστέρι αρχίζει την παραγωγή σιδήρου. Επειδή οι πυρήνες σιδήρου είναι πιο στενά συνδεδεμένοι από κάθε βαρύτερους πυρήνες, αν συντήκονταν δεν θα απελευθερωνόταν ενέργεια-η διαδικασία θα ήταν, αντίθετα, να καταναλωθεί ενέργεια. Ομοίως, δεδομένου ότι είναι πιο στενά συνδεδεμένοι από όλους τους ελαφρύτερους πυρήνες, η ενέργεια δεν μπορεί να απελευθερωθεί από την σχάση.[15] Σε σχετικά παλιά, πολύ ογκώδη αστέρια, ένας μεγάλος πυρήνας αδρανούς σιδήρου θα συγκεντρωθεί στο κέντρο του αστεριού. Τα βαρύτερα στοιχεία σε αυτά τα αστέρια μπορούν να συνεχίσουν την πορεία τους προς την επιφάνεια, σχηματίζοντας αντικείμενα γνωστά ως αστέρες Wolf-Rayet που έχουν ένα ισχυρό αστρικό άνεμο που απομακρύνει την εξωτερική ατμόσφαιρα.
Ένα εξελιγμένο, μέσου μεγέθους αστέρι θα απομακρύνει πλέον τα εξωτερικά στρώματά του ως ένα πλανητικό νεφέλωμα. Αν αυτό που μένει μετά την απομάκρυνση της εξωτερικής ατμόσφαιρας έχει μάζα λιγότερη από 1,4 ηλιακές μάζες, συρρικνώνεται σε ένα σχετικά μικρό αντικείμενο (περίπου το μέγεθος της Γης) που δεν είναι αρκετά ογκώδες για να λάβει χώρα περαιτέρω συμπίεση. Αυτό το αντικείμενο είναι γνωστό ως λευκός νάνος.[17] Η ύλη εκφυλισμένων ηλεκτρονίων μέσα σε ένα λευκό νάνο δεν είναι πλέον πλάσμα, ακόμα κι αν αστέρια γενικά αναφέρονται ως σφαίρες πλάσματος. Οι λευκοί νάνοι τελικά θα εξασθενίσουν σε μαύρους νάνους σε ένα πολύ μεγάλο χρονικό διάστημα.
Το νεφέλωμα του Καρκίνου, υπόλειμμα ενός υπερκαινοφανή που πρωτοπαρατηρήθηκε το 1054 μ.Χ.
Στα μεγαλύτερα αστέρια, η σύντηξη συνεχίζεται μέχρι ο πυρήνας σιδήρου να έχει αυξηθεί σε μάζα τόσο πού (πάνω από 1,4 ηλιακές μάζες), που δεν μπορεί πλέον να στηρίξει τη δική του μάζα. Αυτός ο πυρήνας θα καταρρεύσει ξαφνικά, καθώς τα ηλεκτρόνιά του οδηγούνται στα πρωτόνιά του, σχηματίζοντας νετρόνια και νετρίνα μέσα σε μια έκρηξη αντίστροφη της διάσπασης βήτα, ή της σύλληψης ηλεκτρονίων. Το κρουστικό κύμα που σχηματίζεται από αυτήν την ξαφνική κατάρρευση προκαλεί το υπόλοιπο άστρο να εκραγεί ως υπερκαινοφανής αστέρας. Οι υπερκαινοφανείς είναι τόσο φωτεινοί ώστε να μπορούν να επισκιάσουν για λίγο ολόκληρο τον γαλαξία όπου βρίσκεται ο αστέρας. Όταν εκδηλώνονται εντός του Γαλαξία μας, οι υπερκαινοφανείς έχουν ιστορικά παρατηρηθεί με γυμνό μάτι από τους παρατηρητές ως «νέα αστέρια», όπου δεν υπήρχαν καθόλου πριν.[18]
Η περισσότερη από την ύλη του αστέρα απομακρύνεται από την έκρηξη (και σχηματίζει νεφελώματα, όπως το Νεφέλωμα του Καρκίνου)[18] και αυτό που μένει θα είναι ένας αστέρας νετρονίων (ο οποίος εκδηλώνεται ενίοτε ως πάλσαρ ή με εκρήξεις ακτίνων Χ) ή, στην περίπτωση των μεγαλύτερων αστέρων (αρκετά μεγάλα για να αφήσει ένα αστρικό υπόλειμμα μεγαλύτερο από περίπου 4 ηλιακές μάζες), μια μαύρη τρύπα.[19] Σε έναν αστέρα νετρονίων, η ύλη είναι σε μια κατάσταση γνωστή ως ύλη εκφυλισμένων νετρονίων, με μια πιο εξωτική μορφή του εκφυλισμένη ύλη, την ύλη QCD, που ενδεχομένως υπάρχει μέσα στον πυρήνα. Μέσα σε μια μαύρη τρύπα η ύλη είναι σε μια κατάσταση που δεν είναι σήμερα κατανοητή.
Τα εκτιναγμένα εξωτερικά στρώματα του αστέρα που πεθαίνει περιλαμβάνουν βαρέα στοιχεία που μπορούν να ανακυκλωθούν κατά τη διάρκεια της δημιουργίας νέων αστέρων. Αυτά τα βαριά στοιχεία είναι που επιτρέπουν το σχηματισμό βραχωδών πλανητών. Τα υπολείμματα υπερκαινοφανών και ο αστρικός άνεμος από μεγάλα αστέρια παίζουν σημαντικό ρόλο στη διαμόρφωση του διαστρικό ενδιάμεσου.[18]
Κύριο λήμμα: πυρηνική σύντηξη
Διαγραμματική απεικόνιση σύντηξης δευτερίου με τρίτιο.
Οι αστέρες παράγουν ενέργεια με ένα μηχανισμό γνωστό ως πυρηνική σύντηξη. Η ενέργεια που απελευθερώνεται, οφείλεται στο ότι η ενέργεια σύνδεσης ανά νουκλεόνιο στα προϊόντα της σύντηξης, είναι μικρότερη από το άθροισμα των ενεργειών σύνδεσης που χαρακτηρίζει κάθε αντιδρών συστατικό της σύντηξης (μέχρι του σχηματισμό του σιδήρου. Κατά την παραγωγή βαρύτερων πυρήνων υπάρχει ενεργειακό έλλειμμα). Οπότε με τη δημιουργία των προϊόντων στη διαδικασία της σύντηξης, υπάρχει ένα "περίσσευμα" ενέργειας, που οφείλεται στη διαφορά των ενεργειών σύνδεσης και αυτή απελευθερώνεται στο περιβάλλον με μορφή κινητικής ενέργειας στα παραπροϊόντα (π.χ. σωματίδια β ή νετρίνα ηλεκτρονίου) και με τη μορφή ακτινοβολίας γάμμα.
Πυρηνική σύντηξη μπορούν να δημιουργήσουν μόνον ελαφρά στοιχεία, όπως τα ισότοπα του υδρογόνου. Με την θέρμανση αερίου υδρογόνου σε υψηλές θερμοκρασίες, προκαλούνται συγκρούσεις των πυρήνων των ατόμων του υδρογόνου, τόσο ορμητικές και βίαιες που τελικά αυτοί συνενώνονται δημιουργώντας σταδιακά, πυρήνες ενός άλλου στοιχείου (μεταστοιχείωση), του ηλίου, εκλύοντας ταυτόχρονα θερμική ενέργεια.
Οι πυρηνικές αντιδράσεις που περιγράφουν την εξώθερμη σύντηξη υδρογόνου, αρχικά σε δευτέριο και τελικά σε ήλιο είναι οι ακόλουθες:
1 1 H + 1 1 H ⟶ 1 2 H + β + + ν e {\displaystyle {}_{1}^{1}H+{}_{1}^{1}H\longrightarrow {}_{1}^{2}H+\beta ^{+}+\nu _{e}}
1 2 H + 1 1 H ⟶ 2 3 H e + γ {\displaystyle {}_{1}^{2}H+{}_{1}^{1}H\longrightarrow {}_{2}^{3}He+\gamma }
2 3 H e + 2 3 H e ⟶ 2 4 H e + 1 1 H + 1 1 H {\displaystyle {}_{2}^{3}He+{}_{2}^{3}He\longrightarrow {}_{2}^{4}He+{}_{1}^{1}H+{}_{1}^{1}H}
Όπου, 1 1 H {\displaystyle {}_{1}^{1}H}   ο πυρήνας του υδρογόνου, 1 2 H {\displaystyle {}_{1}^{2}H}   ο πυρήνας του δευτερίου, 2 3 H e {\displaystyle {}_{2}^{3}He}   το ελαφρύ ισότοπο 3 2 του ηλίου και 2 4 H e {\displaystyle {}_{2}^{4}He}   το ισότοπο 4 2 του ηλίου που συναντάμε και πιο συχνά στο περιβάλλον. Το β+ είναι ένα σωματίδιο β (εν προκειμένω ποζιτρόνιο), το νe είναι το νετρίνο ηλεκτρονίου και γ η ακτινοβολία γάμμα.
Τα περισσότερα αστέρια έχουν ηλικία μεταξύ 1 δισ. και 10 δισεκατομμύρια χρόνια. Μερικά αστέρια μπορεί ακόμη και να έχουν ηλικία κοντά στα 13,7 δισεκατομμυρίων έτη - την παρατηρούμενη ηλικία του σύμπαντος. Ο παλαιότερος αστέρας που έχει ανακαλυφθεί, ο HE 1523-0901, είναι περίπου 13.200 εκατομμυρίων ετών.[20][21]
Όσο πιο ογκώδες το αστέρι, τόσο μικρότερος ο χρόνος ζωής του, κυρίως επειδή τα ογκώδη αστέρια έχουν μεγαλύτερη πίεση στους πυρήνες τους, αναγκάζοντάς τους έτσι να καίνε υδρογόνο πολύ πιο γρήγορα. Τα πιο μεγάλα αστέρια διαρκούν κατά μέσο όρο μόλις ένα εκατομμύριο χρόνια, ενώ αστέρια της ελάχιστης μάζας (κόκκινοι νάνοι) καίνε τα καύσιμά τους πολύ αργά και ζουν δεκάδες έως εκατοντάδες δισεκατομμύρια χρόνια.[22][23]
Τα σχετικά μεγέθη των πλανητών του ηλιακού συστήματος και αρκετών γνωστών αστέρων.
1. Ερμής < Άρης < Αφροδίτη < Γη
2. Γη < Ποσειδώνας < Ουρανός < Κρόνος < Δίας
3. Δίας < Wolf 359 < Ήλιος < Σείριος
4. Σείριος < Πολυδεύκης < Αρκτούρος < Αλντεμπαράν
5. Αλντεμπαράν < Ρίγκελ < Αντάρης < Μπετελγκέζ
6. Μπετελγκέζ < Εράκης < VV Κηφέως < VY Μεγάλου Κυνός.
Όλοι οι αστέρες, λόγω της μεγάλης απόστασής των, δεν παρουσιάζονται ως μικροί δίσκοι (με εξαίρεση τον Ήλιο), αλλά φαίνονται ως φωτεινά σημεία. Παρά ταύτα με τη βοήθεια της συμβολής τους φωτός των κατορθώθηκε να μετρηθούν οι φαινόμενοι διάμετροι αρκετών εξ αυτών, οι οποίοι και βρίσκονται πάντοτε μικρότεροι των 0",06. Την μεγαλύτερη ακτινική διάμετρο από τους αστέρες εκτός του Ήλιο την έχει ο υπεργίγαντας αστέρας R Δόρατος και ακολουθεί ο Μπετελγκέζ.[24] Εξ αυτών μετρήθηκαν και οι πραγματικοί διάμετροι. Είναι όμως δυνατόν να βρεθούν οι διαστάσεις των αστέρων και από το απόλυτο μέγεθος αυτών εφόσον αυτό εξαρτάται από την επιφανειακή θερμοκρασία τους, αλλά και από την έκταση της επιφανείας τους. Επομένως από το απόλυτο μέγεθος, όταν είναι γνωστή η θερμοκρασία της επιφανείας ενός αστέρος, βρίσκεται και η πραγματική του ακτίνα.
Γενικά οι αστέρες διακρίνονται ανάλογα του μεγέθους τους όπως διαφάνηκε από τις φασματοσκοπικές έρευνες σε αστέρες γίγαντες, υπεργίγαντες, αλλά και αστέρες νάνοι όπου των τελευταίων οι διαστάσεις είναι ανάλογοι του δικού μας Ηλίου ή και μικρότερες ανάλογες με των μεγάλων πλανητών. Από τους μεγαλύτερους γνωστούς αστέρες είναι ο Μπετελγκέζ και ο Αντάρης, των οποίων η διάμετρος είναι περίπου 800 φορές μεγαλύτερη από την ηλιακή.
Η κίνηση ενός άστρου σε σχέση με τον Ήλιο μπορεί να παρέχει χρήσιμες πληροφορίες για την προέλευση και την ηλικία του, καθώς και τη δομή και την εξέλιξη του γύρω γαλαξία. Οι συνιστώσες της κίνησης ενός αστέρα αποτελείται από το ακτινική ταχύτητα προς ή μακριά από τον Ήλιο, και η τραβέρσα γωνιακή κίνηση, η οποία ονομάζεται ιδία κίνηση.
Ακτινική ταχύτητα μετριέται με τη μετατόπιση Doppler των φασματικών γραμμών του άστρου, και δίνεται σε μονάδες km / s. Η ίδια κίνηση ενός άστρου καθορίζεται από ακριβείς μετρήσεις αστρομετρικές σε μονάδες χιλιοστά του δευτερολέπτου τόξου (mas) ανά έτος. Με τον προσδιορισμό της παράλλαξης ενός άστρου, η ίδια κίνηση μπορεί στη συνέχεια να μετατραπεί σε μονάδες της ταχύτητας. Οι αστέρες με υψηλούς συντελεστές ιδίας κίνησης είναι πιθανό να είναι σχετικά κοντά στον Ήλιο, που τους καθιστά καλούς υποψήφιους για την μέτρηση της παράλλαξης.[25]
Αφού είναι γνωστοί και οι δύο συντελεστές της κίνησης, την διαστημική ταχύτητα του αστεριού μπορεί να υπολογιστεί σε σχέση με τον Ήλιο ή το γαλαξία. Μεταξύ κοντινών αστέρων, διαπιστώθηκε ότι αστέρες πληθυσμού Ι έχουν γενικά χαμηλότερες ταχύτητες από ό, τι τα παλαιότερα, πληθυσμού ΙΙ αστέρια. Τα τελευταία έχουν ελλειπτικές τροχιές που έχουν κλίση προς το επίπεδο του Γαλαξία.[26] Η σύγκριση των κινηματικών κοντινών αστέρων οδήγησε επίσης στην αναγνώριση τών αστρικής συγκεντρώσεων. Αυτά είναι πιθανότατα ομάδες αστεριών που μοιράζονται ένα κοινό σημείο αφετηρίας σε ένα γιγαντιαίο μοριακό νέφος.[27]
Ένα από τα πιο γνωστά ογκώδη αστέρια είναι το Ήτα Τρόπιδος,[28] με 100-150 φορές μεγαλύτερη μάζα από τον Ήλιο. Η διάρκεια ζωής του είναι πολύ σύντομη - μόνο μερικά εκατομμύρια χρόνια το πολύ. Μια μελέτη του σμήνους Arches δείχνει ότι οι 150 ηλιακές μάζες είναι το ανώτατο όριο για τα αστέρια στη σημερινή εποχή του σύμπαντος.[29] Ο λόγος για αυτό το όριο δεν είναι επακριβώς γνωστός, αλλά αυτό οφείλεται εν μέρει στην φωτεινότητα Eddington, η οποία καθορίζει το μέγιστο ποσό λαμπρότητας που μπορεί να περάσει μέσα από την ατμόσφαιρα ενός άστρου, χωρίς να απομακρύνει αέρια στο διάστημα. Ωστόσο, ένα αστέρι που ονομάζεται R136a1 στο RMC 136α σμήνος αστέρων στο μικρό νέφος του Μαγγελάνου έχει μετρηθεί στις 265 ηλιακές μάζες, βάζοντας το όριο αυτό υπό αμφισβήτηση.[30]
Τα πρώτα αστέρια που σχηματίστηκαν μετά τη Μεγάλη Έκρηξη μπορεί να ήταν μεγαλύτερα, μέχρι και 300 ηλιακές μάζες ή περισσότερο, λόγω της πλήρους απουσίας στοιχείων βαρύτερων από το λίθιο στη σύνθεσή τους. Αυτή η γενιά των υπερβαρέων, πληθυσμού ΙΙΙ αστέρων έχει προ πολλού εξαφανιστεί, όμως, και προς το παρόν είναι μόνο θεωρητική.[31]
Από την άλλη, με μάζα μόνο 93 φορές μεγαλύτερη από του Δία, AB Doradus C, ένας σύντροφος του AB Doradus Α, είναι το μικρότερο γνωστό αστέρι που συμβαίνει πυρηνική σύντηξη στον πυρήνα του.[32]
Όλα τα αστέρια είναι αυτόφωτα. Ακριβώς όπως ο δικός μας Ήλιος, ακτινοβολούν φως και θερμότητα, είναι δηλαδή Ήλιοι. Συνεπώς ότι βλέπουμε στον ουρανό είναι Ήλιοι, άλλοι μικρότεροι και άλλοι χιλιάδες φορές μεγαλύτεροι από τον δικό μας Ήλιο. Ο μόνος λόγος που φαίνονται τόσο μικρά είναι οι ασύλληπτα τεράστιες αποστάσεις που μας χωρίζουν από τη Γη, η οποία δεν είναι αστέρι, αλλά πλανήτης και ετερόφωτη, δηλαδή δεν παράγει δικό της φως, αλλά φωτίζεται από τον Ήλιο όπως και όλοι οι πλανήτες και δορυφόροι τους (φεγγάρια), κάποιοι από τους οποίους φαίνονται με γυμνό μάτι, και πολλοί τα ονομάζουν και αυτά, λανθασμένα, αστέρια. Οι μόνοι γνωστοί πλανήτες που έχουμε εξερευνήσει μέχρι σήμερα, είναι αυτοί του δικού μας ηλιακού συστήματος. Πρέπει να αναφερθεί ότι έχουν εντοπιστεί μέχρι σήμερα τουλάχιστον 200 πλανήτες που περιφέρονται γύρω από άλλα άστρα.
Με ελάχιστες εξαιρέσεις, βλέπουμε στον ουρανό τους αστέρες που επί χιλιάδες χρόνια παραμένουν σταθεροί στις θέσεις τους, αν και αυτό είναι φαινομενικό αφού και αυτοί γεννιούνται, μεγαλώνουν και χάνονται. Οι αρχαίοι πίστευαν πως οι αστέρες ήταν μικροσκοπικές πηγές φωτός ή κάποιες τρύπες στο πέπλο της νύχτας.
Όπως διαπιστώνει ο κάθε παρατηρητής του ουράνιου θόλου, όλοι οι αστέρες δεν παρουσιάζουν την ίδια λαμπρότητα. Μερικοί είναι εξόχως λαμπροί, άλλοι φαίνονται αμυδρότεροι με κατάληξη εκείνων που μόλις διακρίνονται. Με τα τηλεσκόπια διακρίνονται αστέρες κατά πολύ ακόμα αμυδρότεροι. Οι διαφορές αυτές οφείλονται σε τρεις λόγους: στην απόσταση, στο μέγεθός τους και στη θερμοκρασία τους. Συνεπώς το «μέγεθος» ή το φαινόμενο μέγεθος, όπως αποκαλείται, ενός αστέρα δεν εκφράζει τις πραγματικές του διαστάσεις, αλλά μόνο τη λαμπρότητά του σε σχέση μ΄ εκείνη των άλλων αστέρων.
Από τους αρχαίους Έλληνες αστρονόμους και προ παντός τον Ίππαρχο (Ελληνιστική περίοδος), αλλά και τον Κλαύδιο Πτολεμαίο (Ρωμαϊκή περίοδος), οι αστέρες ταξινομήθηκαν ανάλογα της λαμπρότητάς τους, βάσει της οποίας και προσδιορίστηκαν σε μεγέθη. Όλοι οι ορατοί, με γυμνό οφθαλμό, αστέρες κατετάγησαν σε έξι μεγέθη. Στο πρώτο μέγεθος περιλήφθηκαν οι λαμπρότεροι, στο δεύτερο οι αμέσως αμυδρότεροι κ.ο.κ. έτσι ώστε οι αστέρες του επόμενου μεγέθους να είναι αμυδρότεροι του προηγουμένου και στον έκτο να αντιστοιχούν οι μόλις ορατοί.
Και ενώ αυτά ξεκίνησαν στην αρχαιότητα, πρώτος ο Γερμανός αστρονόμος Τζων Χέρσελ (J. Herschel) απέδειξε το 1830 ότι οι αστέρες του α' μεγέθους είναι 100 φορές λαμπρότεροι εκείνων του στ' μεγέθους. Η απόδειξη αυτή υπήρξε πολύ σημαντική, διότι με ένα απλούστατο υπολογισμό προσδιορίσθηκε πως: «οι αστέρες ενός μεγέθους είναι κατά 2,512 φορές λαμπρότεροι από εκείνους του επόμενου μεγέθους».[33] Την διαφορά λαμπρότητας 2,512 μεταξύ των μεγεθών επεσήμανε ο Άγγλος αστρονόμος Νόρμαν Πόγκσον (Norman Robert Pogson) το 1856.
Τα σημερινά τηλεσκόπια, ανάλογα με τον αντικειμενικό φακό τους ή το κάτοπτρό τους, αλλά και με τη βοήθεια σήμερα της "αστρικής φωτομετρίας" που αποτελεί τη βασική μέθοδο μέτρησης της φωτεινότητας των αστέρων, φθάνουν σήμερα να διακρίνουν αστέρες μέχρι και 24ου μεγέθους.
Η μετάβαση (κλιμάκωση) από μέγεθος σε μέγεθος δεν παρατηρείται απότομα, αλλά με τη βοήθεια φωτομέτρων καθορίζονται ασφαλέστερα και τα δέκατα του μεγέθους. Έτσι ο αστέρας Λαμπαδίας (ο α του αστερισμού του Ταύρου) έχει μέγεθος 1,1, ενώ ο Πολυδεύκης (ο β των Διδύμων) είναι 1,2 μεγέθους και ο Βασιλίσκος (ο α του Λέοντος) είναι 1,3.
Διαπιστώθηκε όμως ότι, στους 20 λαμπρότερους αστέρες που χαρακτηρίζονται γενικά ως αστέρες α' μεγέθους, οι πρώτοι 12 είναι πολύ λαμπρότεροι των υπολοίπων του ίδιου α' μεγέθους. Για αυτό στην ακριβέστερη σύγχρονη κλίμακα αστρικών μεγεθών χρησιμοποιείται και μέγεθος μεγαλύτερο του α', (κατά μαθηματικό περίεργο ή ανατροπή), το «μηδενικό μέγεθος». Έτσι ο προαναφερθείς Βέγας (α της Λύρας) έχει μέγεθος 0,1 ενώ η Αιξ (α Ηνιόχου) και ο Αρκτούρος (α Βοώτου) 0,2 μεγέθους.
Αλλά υπάρχουν και δύο αστέρες που είναι ακόμη λαμπρότεροι και του «μηδενικού μεγέθους». Σ΄ αυτούς χρησιμοποιούνται «αρνητικά μεγέθη», ο ένας είναι ο Κάνωπος (α της Τρόπιδας της Αργούς) που έχει μέγεθος -0,9 και ο δεύτερος ο γνωστός Σείριος (α του Μεγάλου Κυνός), ο λαμπρότερος όλων των αστέρων στην Ουράνια σφαίρα, που είναι -1,46 μεγέθους.
Εύλογα καθίσταται πλέον αντιληπτό ότι τα άλλα λαμπρότερα των αστέρων ουράνια σώματα λαμβάνουν τιμές μεγέθους αρνητικές και μεγαλύτερες σε απόλυτη τιμή, π.χ. (συγκριτικά) ο πλανήτης Αφροδίτη (ο λαμπρότερος των πλανητών) έχει μέγεθος -4,3, η δε Σελήνη (λαμπρότερος των δορυφόρων και των πλανητών) ως Πανσέληνος έχει μέγεθος -12,6, ενώ ο Ήλιος -26,8.
Επειδή η απόσταση ενός άστρου επηρεάζει το φαινόμενο μέγεθός του οι αστρονόμοι χρησιμοποιούν σήμερα ένα άλλο σύστημα "απολύτων μεγεθών". Τοποθετούν θεωρητικά τα άστρα σε μια δεδομένη απόσταση 32,6 ετών φωτός από τη Γη (ή 10 παρσέκ, [όταν 1 παρσέκ (pc) = 3,26 ε.φ. (l.y.)]) και σ΄ αυτή την απόσταση συγκρίνουν την λαμπρότητα των αστέρων μεταξύ τους. Έτσι ο όρος "απόλυτο μέγεθος" αναφέρεται στο πόσο λαμπρός θα ήταν ένας δεδομένος αστέρας αν βρισκόταν σε απόσταση από τη Γη 32,6 εφ.
Με χρήση τέτοιας κλίμακας το απόλυτο μέγεθος του Ήλιου είναι 4,8, του Σείριου (α του Μεγάλου Κυνός) 1,4, ενώ το απόλυτο μέγεθος του Πολικού αστέρα (Polaris) -4,6. Τα απόλυτα αυτά παραπάνω μεγέθη, μας καταδεικνύουν πως ο Πολικός είναι λαμπρότερος, ακολουθεί ο Σείριος, και αυτόν ο Ήλιος. Ο Σείριος δηλαδή είναι 23 φορές λαμπρότερος από τον Ήλιο.
Σ΄ αυτήν όμως την ταξινόμηση, απαραίτητο στοιχείο είναι η γνώση της πραγματικής απόστασης ενός αστέρα, διαφορετικά είναι αδύνατος ο υπολογισμός του απολύτου μεγέθους του.
Οι επιφανειακές θερμοκρασίες για
33.000 K ή περισσότερο
Εκτός της λαμπρότητας, οι αστέρες παρουσιάζουν και ένα άλλο ιδιαίτερο χαρακτηριστικό, εύκολα ορατό, το χρώμα τους, που βεβαίως σχετίζεται άμεσα με τη θερμοκρασία που επικρατεί στην επιφάνειά τους. Έτσι παρατηρούνται αστέρες με σχεδόν όλα τα χρώματα της ίριδας: γαλάζια, λευκά, κίτρινα, κόκκινα κλπ. Οι κόκκινοι είναι οι λιγότερο θερμοί, ενώ οι γαλάζιοι οι περισσότερο θερμοί. Ακριβώς όπως μια σιδερόβεργα σε αναμμένο τζάκι, στην αρχή αρχίζει να κοκκινίζει (ερυθροπύρωση) και διαδοχικά θερμαινόμενη αλλάζει χρωματισμούς σε πορτοκαλί, κίτρινο, λευκό και όταν θερμανθεί πολύ σε γαλάζιο (λευκοπύρωση).
Με βάση λοιπόν το χρώμα των αστέρων δηλαδή του ορατού φάσματος που λάμπουν αυτοί, οι αστρονόμοι προχωρούν σε κατάταξή τους σε διαφορετικούς τύπους αστέρων που ονομάζονται "φασματικοί τύποι".
Σύμφωνα μ΄ αυτή την ταξινόμηση οι αστέρες που παρουσιάζουν στο φάσμα τους έντονες γραμμές υδρογόνου ταξινομήθηκαν ως αστέρες τύπου Α, ενώ σ΄ εκείνους που στο φάσμα τους οι γραμμές υδρογόνου δεν είναι ορατές ως τύπου Q.[35] Έτσι οι ενδιάμεσες κατηγορίες έλαβαν ως όνομα τα ενδιάμεσα γράμματα του λατινικού αλφαβήτου. Οι γραμμές υδρογόνου κορυφώνονται σε θερμοκρασία περίπου 9.000 βαθμών Κέλβιν, ενώ γίνονται λιγότερο έντονες για θερμοκρασίες μεγαλύτερες ή μικρότερες. Γι' αυτό το λόγο και πλέον η ταξινόμηση γίνεται με βάση τη θερμοκρασία του άστρου και όχι με τις γραμμές υδρογόνου.[36] Με το καιρό επικράτησαν επτά μόνο κύριοι φασματικοί τύποι αστέρων και αυτοί σήμερα είναι O, B, A, F, G, K και M. Καθένας από αυτούς τους τύπους διακρίνεται σε 10 αριθμητικές επιμέρους υποκατηγορίες, όπως αστέρες Α0, Β3, Ο6, G9, Κ4 κλπ. Έξαιρεση αποτελούν οι τμές Ο0 και Ο1, οι οποίες δεν υπάρχουν.[37] Τον τρόπο αυτό ταξινόμησης των αστέρων σε φασματικούς τύπους διατύπωσε για πρώτη φορά στα τέλη του περασμένου αιώνα ο Έντουαρντ Πίκερινγκ (1846-1919) και οι συνεργάτες του στο αστεροσκοπείο του Χάρβαρντ.
άξονας τετμημένων: φασματικός τύπος
0, Ia, Ib: Υπεργίγαντες,
Επιπλέον, τα αστέρια μπορούν να κατατάσσονται βάσει των αποτελεσμάτων της φωτεινότητα στις φασματικές γραμμές τους, οι οποίες αντιστοιχούν στο διαστημικό μέγεθός τους και καθορίζεται από την επιφανειακή βαρύτητα. Ποικίλουν από τύπου 0 (υπεργίγαντες) σε ΙΙΙ (ερυθροί γίγαντες) μέχρι V (αστέρας στην Κύρια Ακολουθία). Τα περισσότερα αστέρια βρίσκονται στην Κύρια Ακολουθία, δηλαδή εκπέμπουν ενέργεια μετατρέποντας το υδρογόνο σε ήλιο. Αυτοί οι αστέρες αποτελούν μία στενή, διαγώνια γραμμή στο διάγραμμα φωτεινότητας - θερμοκρασίας.[37]
Κύριο λήμμα: μεταβλητοί αστέρες
Στην ουράνια σφαίρα υπάρχουν αστέρες των οποίων το φαινόμενο μέγεθος δεν μένει σταθερό, αλλά μεταβάλλεται με την πάροδο του χρόνου. Αυτοί οι αστέρες ονομάζονται μεταβλητοί αστέρες. Οι μεταβολές αυτές οφείλονται σε διάφορους λόγους, αλλά πάντα έχουν να κάνουν με τον ίδιο τον αστέρα, και όχι π.χ. με τις ατμοσφαιρικές συνθήκες στη Γη, σε σφάλματα των παρατηρήσεων κλπ. Ο κλάδος της Αστρονομίας που ασχολείται με τους μεταβλητούς αστέρες είναι κυρίως η Φωτομετρία. Οι φωτομετρικές παρατηρήσεις μας δίνουν τις λεγόμενες καμπύλες φωτός, δηλαδή τις γραφικές παραστάσεις της λαμπρότητας του μεταβλητού ως συνάρτηση του χρόνου. Από αυτές μπορεί να εξακριβωθεί το είδος του μεταβλητού αστέρα και τα ειδικότερα χαρακτηριστικά του, αλλά και να εξαχθούν συμπεράσματα με γενικότερη αξία για την Αστροφυσική.
Στους περισσότερους μεταβλητούς αστέρες η μεταβολή της λαμπρότητας είναι περιοδική, με περίοδο που μπορεί να είναι από λίγες ώρες μέχρι και πολλά χρόνια. Υπάρχουν πάντως και αρκετοί ημιπεριοδικοί ή και ανώμαλοι (μη περιοδικοί) μεταβλητοί αστέρες, που συνήθως είναι υπερμεγέθεις ερυθροί γίγαντες, αλλά και «εκρηκτικοί» μεταβλητοί, όπως οι καινοφανείς αστέρες («νόβα»), οι υπερκαινοφανείς αστέρες («σουπερνόβα») και οι κατακλυσμικοί μεταβλητοί αστέρες.
Οι τρεις βασικές κατηγορίες μεταβλητών αστέρων είναι:
Οι παλλόμενοι μεταβλητοί αστέρες
Οι μεταβλητοί δι' εκλείψεων αστέρες
Οι εκρηκτικοί μεταβλητοί αστέρες
Πλήθος και κατανομή αστέρωνΕπεξεργασία
Γενική είναι η εντύπωση ότι οι αστέρες που είναι ορατοί με γυμνό μάτι είναι άπειροι και ότι θα είναι μάταιη κάθε προσπάθεια καταμέτρησής τους. Και όμως, η εντύπωση αυτή είναι εσφαλμένη, διότι όλοι οι αστέρες που φαίνονται με γυμνό οφθαλμό είναι 7.107 που κατανέμονται στα μεγέθη 1ο έως 6ο ως εξής: 1ο μέγεθος 20, 2ο μέγεθος 69, 3ο μέγεθος 205, 4ο μέγεθος 473, 5ο μέγεθος 1.291 και 6ο μέγεθος 5.049, σύνολο 7.107 αστέρες. Ο δε λόγος αύξησης από μέγεθος σε μέγεθος είναι περίπου 3, ενώ για εκείνους που τα φαινόμενα μεγέθη είναι περίπου 20 και 21 ο λόγος είναι μικρότερος του 2.[εκκρεμεί παραπομπή]
Έτσι ενώ το πλήθος των αστέρων που μπορούν να παρατηρηθούν με γυμνό μάτι συνήθως μέχρι 6ου μεγέθους (χωρίς αυτό να είναι και απόλυτο*) είναι 7.000 περίπου, μέχρι 12ου μεγέθους είναι 4Χ106 και μέχρι 21ου μεγέθους είναι 5Χ109[εκκρεμεί παραπομπή]
(*)Σημείωση:Το 6ο μέγεθος θεωρείται γενικά το όριο της ανθρώπινης όρασης σε πολύ καλές συνθήκες παρατήρησης. Κοντά σε μια πόλη όμως το όριο είναι περίπου το 3ο μέγεθος μόνο. Σε πολύ εξαιρετικές συνθήκες (Λατινική Αμερική) κάποιοι ίσως καταφέρουν να δουν και λίγο περισσότερα αστέρια.
Εκτός από μεμονωμένα αστέρια, ένα σύστημα πολλαπλών αστέρων μπορεί να αποτελείται από δύο ή περισσότερα βαρυτικά συνδεδεμένα αστέρια που περιφέρονται το ένα γύρω από το άλλο. Τα πιο κοινά σύστημα πολλών αστέρων είναι ένα διπλό άστρο, αλλά τα συστήματα από τρία ή περισσότερα αστέρια έχουν επίσης βρεθεί. Για λόγους τροχιακής σταθερότητας, οι εν λόγω πολλαπλοί αστέρες συχνά οργανώνονται σε ιεραρχικές συντροχιακές ομάδες διπλών αστέρων.[38] Οι μεγαλύτερες ομάδες, που καλούνται σμήνη αστέρων, υπάρχουν επίσης. Αυτές κυμαίνονται από χαλαρές αστρικές ενώσεις με μόνο μερικά αστέρια, μέχρι τεράστια σφαιρωτά σμήνη με εκατοντάδες χιλιάδες αστέρια.
Ήταν μια μακροχρόνια υπόθεση ότι η πλειονότητα των άστρων σχηματίζουν βαρυτικά συνδεδεμένα ζευγάρια, τα συστήματα πολλαπλών αστέρων. Αυτό ισχύει ιδιαίτερα για τις πολύ ογκώδεις κατηγορίας αστέρων τύπου O και Β, όπου το 80% των συστημάτων που πιστεύεται ότι είναι πολλαπλά. Ωστόσο, το ποσοστό των μοναχικών αστέρων αυξάνεται για τα μικρότερα αστέρια, έτσι ώστε μόνο το 25% των κόκκινων νάνων είναι γνωστό ότι έχουν αστρικούς συνοδούς. Δεδομένου ότι το 85% όλων των άστρων είναι κόκκινοι νάνοι, τα περισσότερα αστέρια στο Γαλαξία μας είναι πιθανό να είναι μόνα από τη γέννησή τους.[39]
Τα αστέρια δεν κατανέμονται ομοιόμορφα σε όλο το σύμπαν, αλλά είναι συνήθως ομαδοποιημένα σε γαλαξίες, μαζί με το διαστρικό αέριο και σκόνη. Ένας τυπικός γαλαξίας περιέχει εκατοντάδες δισεκατομμύρια αστέρια, και υπάρχουν περισσότεροι από 100 δισεκατομμύρια γαλαξίες στο σύμπαν.[40] Αν και είναι συχνά πιστεύεται ότι οι αστέρες υπάρχουν μόνο μέσα στους γαλαξίες, υπάρχουν διαγαλαξιακοί αστέρες που έχουν ήδη ανακαλυφθεί.[41] Μια εκτίμηση του 2010 καταμέτρησε ότι τα αστέρια ήταν 300 εξάκις εκατομμύρια (3 × 1023) στο παρατηρήσιμο σύμπαν.[42]
Το κοντινότερο αστέρι στη Γη, εκτός από τον Ήλιο, είναι ο εγγύτατος Κενταύρου, το οποίο είναι 39.900 δισεκατομμύρια χιλιόμετρα, ή 4,2 έτη φωτός μακριά (Επειδή οι αριθμοί αυτοί είναι τεράστιοι και χάνουν την σημασία αυτού τούτου του μέτρου τους, καθιερώθηκε η συσχέτιση χρόνου στη μονάδα μέτρησης που είναι το έτος φωτός και που είναι ίσο με 9,5 τρισεκατομμύρια χιλιόμετρα). Το φως από τον Εγγύτατος Κενταύρου χρειάζεται 4,2 χρόνια για να φθάσει στη Γη. Ταξιδεύοντας στην τροχιακή ταχύτητα του διαστημικού λεωφορείου (8 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο, περίπου 30.000 χιλιόμετρα την ώρα), θα χρειαστούν περίπου 150.000 χρόνια για να φτάσουμε εκεί. Οι αποστάσεις όπως αυτό είναι τυπικές στους γαλαξιακούς δίσκους, συμπεριλαμβανομένων την περιοχή του ηλιακού συστήματος.[43] Τα αστέρια μπορεί να είναι πολύ πιο κοντά το ένα στο άλλο στα κέντρα των γαλαξιών και στα σφαιρωτά σμήνη, ή σε πολύ μεγαλύτερη απόσταση μεταξύ τους στη γαλαξιακή άλω. Ο πλέον απόμακρος αστέρας που έχει παρατηρηθεί υπολογίζεται πως το φως του (τρέχοντας βεβαίως με την ταχύτητα του φωτός) κάνει περισσότερο από 13 δισεκατομμύρια χρόνια για να φθάσει στη Γη!
Λόγω των σχετικά μεγάλων αποστάσεων μεταξύ των άστρων έξω από το γαλαξιακό πυρήνα, οι συγκρούσεις μεταξύ των άστρων πιστεύεται ότι είναι σπάνιες. Σε πυκνότερες περιοχές, όπως στον πυρήνα των σφαιρωτών σμηνών ή στο γαλαξιακό κέντρο, οι συγκρούσεις μπορούν να είναι πιο συχνές. [80] Οι συγκρούσεις μπορούν να παράγουν άστρα που είναι γνωστό ως κυανοί αποκομμένοι (blue stragglers).[44] Αυτοί οι ανώμαλοι αστέρες έχουν υψηλότερη θερμοκρασία στην επιφάνεια από τα άλλος αστέρες της κύριας ακολουθία με την ίδια φωτεινότητα.[45]
Κατάλογοι και χάρτες αστέρωνΕπεξεργασία
Από την αρχαιότητα οι παρατηρούμενοι στον Ουράνιο θόλο αστέρες καταγράφονται σε ειδικούς σχετικούς καταλόγους υπό το όνομα Ουρανομετρία. Η δε καταγραφή αυτή συνεχίζεται μέχρι και σήμερα. Το πρώτο κατάλογο αστέρων συνέταξε ο μέγας Έλληνας αστρονόμος της αρχαιότητας Ίππαρχος ο Ρόδιος, ο κατάλογος του οποίου περιελάμβανε 1.022 αστέρες από τους λαμπρότερους του Ουρανού. Οι κατάλογοι αυτοί σήμερα περιέχουν τα ακριβή στοιχεία της θέσης των αστέρων στην Ουράνια σφαίρα, του μεγέθους των, του δείκτου του χρώματός των, του φασματικού τύπου των, καθώς και άλλα ακόμη στοιχεία και χαρακτηριστικά όπως απόσταση, διαστάσεις κλπ.
Βάσει των καταλόγων των αστέρων αλλά και με τη βοήθεια της φωτογραφίας, συντάσσονται ακριβείς χάρτες και άτλαντες ουρανού στους οποίους σημειώνονται οι θέσεις των αστέρων ως προς αλλήλους, καθώς και το οπτικό μέγεθός τους. Οι απλούστεροι χάρτες βεβαίως περιλαμβάνουν μόνο τους λαμπρότερους αστέρες των αστερισμών καθώς και τα γράμματα με τα οποία ονομάζονται.
Στους χάρτες δε αυτούς οι λαμπρότεροι αστέρες με τη μέθοδο της «Γραμμοδαισίας» συνδέονται με συνήθως ευθύγραμμα τμήματα, το σύνολο των οποίων και παρουσιάζει το περίγραμμα του αντικειμένου ή ζώου που απεικονίζει ο αστερισμός.
Οι θέσεις των ιχνών των αστέρων στην ουράνια σφαίρα προσδιορίζονται από τις ισημερινές συντεταγμένες. Και αυτές είναι η απόκλιση αστέρος και η αστρική ωρική γωνία. Αν όμως ληφθεί ως βάση ο μαθηματικός ορίζοντας τότε οι θέσεις των αστέρων προσδιορίζονται από τις οριζόντιες συντεταγμένες που είναι το αληθές ύψος και το αληθές αζιμούθ.
α). Έστω το σημείο Η ο Ήλιος και Γ, Γ1, τα σημεία της Γης επί της τροχιάς της, στην ετήσια περιφορά της γύρω από τον Ήλιο, έστω ακόμη Α το σημείο του Αστέρα που παρατηρούμε στο χώρο. Παρατηρώντας τον Αστέρα από το σημείο Γ (θέση της Γης) φαίνεται να προβάλλεται αυτός στο σημείο Σ (στο σχέδιο είναι το κάτω σημείο προβολής του αστέρα στην Ουράνια Σφαίρα).
Κινούμενη η Γη (έξι μήνες μετά) στο σημείο Γ1 ο παρατηρούμενος Αστέρας φαίνεται να κινείται και αυτός και να διαγράφει τόξο Σ Σ1 (στο σχέδιο το πάνω σημείο προβολής του αστέρα στην Ουράνια Σφαίρα).
Έτσι όταν η Γη εκτελεί την ετήσια κίνησή της (περιστροφή) γύρω από τον Ήλιο Γ Γ1 Γ ο Αστέρας Α φαίνεται να διαγράφει την τροχιά Σ Σ1 Σ επί του Ουράνιου θόλου.
Αυτή η ετήσια φαινομενική τροχιά του αστέρα καλείται παραλλακτική τροχιά του αστέρα Α.
Ευνόητο ότι: οι παραλλακτικές τροχιές των αστέρων αποδεικνύουν ότι η Γη περιστρέφεται γύρω από τον Ήλιο.
Η ετήσια παράλλαξη ενός αστέρα και ο προσδιορισμός της απόστασης σε παρσέκ.
β). Αν το τρίγωνο ΓΗΑ (στο σχέδιο) είναι ορθογώνιο, τότε η γωνία θ, που σχηματίζουν η ΑΓ (απόσταση αστέρος από τη Γη) και η ΑΗ (απόσταση αστέρος από τον Ήλιο), καλείται ετήσια παράλλαξη αστέρος.
Επειδή δε ΓΓ1, η διάμετρος της γήινης τροχιάς, είναι κάθετος στην ΗΑ, για αυτό η ΣΣ1 -σημεία προβολών του αστέρα στην Ουράνια Σφαίρα-, διάμετρος της παραλλακτικής τροχιάς του αστέρος Α, θα είναι παράλληλη προς τη ΓΓ1. Συνεπώς αν μετρηθεί η γωνία ΣΑΣ1 και λάβουμε το ήμισυ αυτής, τότε αυτό θα είναι ίσο προς τη γωνία θ δηλαδή ίσο προς την ετήσια παράλλαξη του αστέρα.
γ). Η παράλλαξη θ είναι πάντοτε πολύ μικρή, μικρότερη και του 1΄΄ τόξου. Είναι δε προφανές ότι όσο μακρύτερα της Γης βρίσκεται ένας Αστέρας τόσο μικρότερη θα είναι και η παράλλαξή του. Επομένως για τους πολύ μακρινούς αστέρες καθίσταται αδύνατον να μετρηθεί, αφού η διάμετρος Σ Σ1 της «παραλλακτικής τροχιάς του αστέρα» περιορίζεται τόσο ώστε να καταντά απλό σημείο.
Εκ των παραπάνω λόγων, μόνο 100 περίπου αστέρες παρουσιάζουν αισθητή οπτικά παράλλαξη, ενώ μόλις 6.000, περίπου, είναι το σύνολο εκείνων που μπορεί να διαπιστωθεί η παράλλαξή τους με τη βοήθεια και μόνο πολύ ευαίσθητων φωτογραφικών μετρήσεων.
Η ιδέα τής μέτρησης τής απόστασης των αστέρων μέσω τής παράλλαξης υπήρχε ήδη από τον Αρίσταρχο όπως διασώζει ο Αρχιμήδης στον Ψαμμίτη. Καθώς ο Αρίσταρχος δεν κατάφερε να την μετρήσει υπέθεσε ότι οι αστέρες βρίσκονται σε άπειρη απόσταση συγκριτικά με την απόσταση Γης-Ηλίου. Η απουσία παράλλαξης υπήρξε από τα βασικά επιχειρήματα των γεωκεντριστών απέναντι στον ηλιοκεντρισμό.
↑ Woodward, P. R. (1978). «Theoretical models of star formation». Annual review of astronomy and astrophysics 16 (1): 555–584. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.003011. Bibcode: 1978ARA&A..16..555W.
↑ Smith, Michael David (2004). The Origin of Stars. Imperial College Press. σελίδες 57–68. ISBN 1860945015.
↑ Seligman, Courtney. «Slow Contraction of Protostellar Cloud». Self-published. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 23 Ιουνίου 2008. Ανακτήθηκε στις 5 Σεπτεμβρίου 2006.
↑ Bally, J.; Morse, J.; Reipurth, B. (1996). «The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks». Στο: Piero Benvenuti, F.D. Macchetto, and Ethan J. Schreier, επιμ. Science with the Hubble Space Telescope - II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995. Space Telescope Science Institute, p. 491. Bibcode: 1996swhs.conf..491B.
↑ Smith, Michael David (2004). The origin of stars. Imperial College Press. σελ. 176. ISBN 1860945015.
↑ Megeath, Tom (May 11, 2010). «Herschel finds a hole in space». ESA. http://www.esa.int/esaCP/SEMFEAKPO8G_index_0.html. Ανακτήθηκε στις 2010-05-17.
↑ Mengel, J. G.; Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G. (1979). «Stellar evolution from the zero-age main sequence». Astrophysical Journal Supplement Series 40: 733–791. doi:10.1086/190603. Bibcode: 1979ApJS...40..733M.
↑ 8,0 8,1 Sackmann, I. J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. (1993). «Our Sun. III. Present and Future». Astrophysical Journal 418: 457. doi:10.1086/173407. Bibcode: 1993ApJ...418..457S.
↑ Wood, B. E.; Müller, H.-R.; Zank, G. P.; Linsky, J. L. (2002). «Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity». The Astrophysical Journal 574 (1): 412–425. doi:10.1086/340797. Bibcode: 2002ApJ...574..412W. http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/340797. [νεκρός σύνδεσμος]
↑ de Loore, C.; de Greve, J. P.; Lamers, H. J. G. L. M. (1977). «Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind». Astronomy and Astrophysics 61 (2): 251–259. Bibcode: 1977A&A....61..251D.
↑ «The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun». Royal Greenwich Observatory. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 30 Σεπτεμβρίου 2007. Ανακτήθηκε στις 7 Σεπτεμβρίου 2006.
↑ Pizzolato, N.; Ventura, P.; D'Antona, F.; Maggio, A.; Micela, G.; Sciortino, S. (2001). «Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests». Astronomy & Astrophysics 373 (2): 597–607. doi:10.1051/0004-6361:20010626. Bibcode: 2001A&A...373..597P. http://www.edpsciences.org/articles/aa/abs/2001/26/aah2701/aah2701.html.
↑ «Mass loss and Evolution». UCL Astrophysics Group. 18 Ιουνίου 2004. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 22 Νοεμβρίου 2004. Ανακτήθηκε στις 26 Αυγούστου 2006.
↑ Schröder, K.-P.; Smith, Robert Connon (2008). «Distant future of the Sun and Earth revisited». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386 (1): 155. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. Bibcode: 2008MNRAS.386..155S.  Δείτε επίσηςPalmer, Jason (2008-02-22). «Hope dims that Earth will survive Sun's death». NewScientist.com news service. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2008-03-17. https://web.archive.org/web/20080317001540/http://space.newscientist.com/article/dn13369-hope-dims-that-earth-will-survive-suns-death.html?feedId=online-news_rss20. Ανακτήθηκε στις 2008-03-24.
↑ 15,0 15,1 Hinshaw, Gary (23 Αυγούστου 2006). «The Life and Death of Stars». NASA WMAP Mission. Ανακτήθηκε στις 1 Σεπτεμβρίου 2006.
↑ «What is a star?». Royal Greenwich Observatory. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 30 Σεπτεμβρίου 2007. Ανακτήθηκε στις 7 Σεπτεμβρίου 2006.
↑ Liebert, J. (1980). «White dwarf stars». Annual review of astronomy and astrophysics 18 (2): 363–398. doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.002051. Bibcode: 1980ARA&A..18..363L.
↑ 18,0 18,1 18,2 «Introduction to Supernova Remnants». Goddard Space Flight Center. 6 Απριλίου 2006. Ανακτήθηκε στις 16 Ιουλίου 2006.
↑ Fryer, C. L. (2003). «Black-hole formation from stellar collapse». Classical and Quantum Gravity 20 (10): S73–S80. doi:10.1088/0264-9381/20/10/309. Bibcode: 2003CQGra..20S..73F. http://www.iop.org/EJ/abstract/0264-9381/20/10/309.
↑ Frebel, A.; Norris, J. E.; Christlieb, N.; Thom, C.; Beers, T. C.; Rhee, J (2007-05-11). «Nearby Star Is A Galactic Fossil». Science Daily. http://www.sciencedaily.com/releases/2007/05/070510151902.htm. Ανακτήθηκε στις 2007-05-10.
↑ Frebel, Anna, et al (May, 2007). «Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium». Astrophysical Journal Letters 660 (2): L117–L120. doi:10.1086/518122. Bibcode: 2007ApJ...660L.117F.
↑ Naftilan, S. A.; Stetson, P. B. (13 Ιουλίου 2006). «How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?». Scientific American. Ανακτήθηκε στις 11 Μαΐου 2007.
↑ Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C. (1997). «The End of the Main Sequence». The Astrophysical Journal 482 (1): 420–432. doi:10.1086/304125. Bibcode: 1997ApJ...482..420L.
↑ Bedding TR, et al. (1997). «The angular diameter of R Doradus: a nearby Mira-like star». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 286 (4): 957–62. http://adsabs.harvard.edu/abs/1997astro.ph..1021B. Ανακτήθηκε στις 2007-06-20.
↑ «Hipparcos: High Proper Motion Stars». ESA. 10 Σεπτεμβρίου 1999. Ανακτήθηκε στις 10 Οκτωβρίου 2006.
↑ Johnson, Hugh M. (1957). «The Kinematics and Evolution of Population I Stars». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 69 (406): 54. doi:10.1086/127012. http://adsabs.harvard.edu/abs/1957PASP...69...54J.
↑ Elmegreen, B.; Efremov, Y. N. (1999). «The Formation of Star Clusters». American Scientist 86 (3): 264. doi:10.1511/1998.3.264. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2005-03-23. https://web.archive.org/web/20050323072521/http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1. Ανακτήθηκε στις 2006-08-23.
↑ Smith, Nathan (1998). «The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender». Mercury Magazine (Astronomical Society of the Pacific) 27: 20. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2016-06-18. https://web.archive.org/web/20160618222023/http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html. Ανακτήθηκε στις 2006-08-13.
↑ «NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy». NASA News. 2005-03-03. http://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html. Ανακτήθηκε στις 2006-08-04.
↑ «Stars Just Got Bigger». European Southern Observatory. 2010-07-21. http://www.eso.org/public/news/eso1030/. Ανακτήθηκε στις 2010-17-24.
↑ «Ferreting Out The First Stars». Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 2005-09-22. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 25/11/2015. https://web.archive.org/web/20151125182416/https://www.cfa.harvard.edu/news/2005-31. Ανακτήθηκε στις 2006-09-05.
↑ «Weighing the Smallest Stars». ESO. 2005-01-01. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 22/3/2017. https://web.archive.org/web/20170322105416/https://www.eso.org/public/greece/news/eso0503/. Ανακτήθηκε στις 2006-08-13.
↑ «Luminosity of Stars». Australian Telescope Outreach and Education. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 9 Αυγούστου 2014. Ανακτήθηκε στις 13 Αυγούστου 2006.
↑ Smith, Gene (16 Απριλίου 1999). «Stellar Spectra». University of California, San Diego. Ανακτήθηκε στις 12 Οκτωβρίου 2006.
↑ Fowler, A. (1891–2). «The Draper Catalogue of Stellar Spectra». Nature, a Weekly Illustrated Journal of Science 45: 427–8.
↑ Jaschek, Carlos (1990). The Classification of Stars. Cambridge University Press. σελίδες 31–48. ISBN 0521389968.  Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (βοήθεια)
↑ 37,0 37,1 MacRobert, Alan M. «The Spectral Types of Stars». Sky and Telescope. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 28 Ιουλίου 2011. Ανακτήθηκε στις 19 Ιουλίου 2006.
↑ Szebehely, Victor G. (1985). Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies. Springer. ISBN 9027720460.  Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (βοήθεια)
↑ Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (2006-01-30). Most Milky Way Stars Are Single. Δελτίο τύπου. Ανακτήθηκε στις 2006-07-16. 29/4/2014.
↑ «What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe?». Royal Greenwich Observatory. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 10 Οκτωβρίου 2007. Ανακτήθηκε στις 18 Ιουλίου 2006.
↑ «Hubble Finds Intergalactic Stars». Hubble News Desk. 1997-01-14. http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/. Ανακτήθηκε στις 2006-11-06.
↑ «Starry Starry Starry Night: Star Count May Triple». NPR. Associated Press. December 1, 2010. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2010-12-06. https://web.archive.org/web/20101206020229/http://www.npr.org/templates/story/story.php?storyId=131729046. Ανακτήθηκε στις 2010-12-07.
↑ Holmberg, J.; Flynn, C. (2000). «The local density of matter mapped by Hipparcos». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 313 (2): 209–216. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x. Bibcode: 2000MNRAS.313..209H.
↑ «Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic». CNN News. 2000-06-02. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 1/2/2018. https://web.archive.org/web/20180201201622/http://edition.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/. Ανακτήθηκε στις 2006-07-21.
↑ Lombardi, Jr., J. C.; Warren, J. S.; Rasio, F. A.; Sills, A.; Warren, A. R. (2002). «Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers». The Astrophysical Journal 568 (2): 939–953. doi:10.1086/339060. Bibcode: 2002ApJ...568..939L.