Αστρικά σμήνη

Αστρικό σμήνος είναι μια ομάδα αστεριών που έχουν κοινή προέλευση και βαρυτικά δεσμεύονται για κάποιο χρονικό διάστημα. Είναι ιδιαίτερα χρήσιμα για τους αστρονόμους, καθώς παρέχουν έναν τρόπο για να μελετήσουν και να ‘’μοντελοποιήσουν’’ την  αστρική εξέλιξη και χρονολόγηση. Οι δύο βασικές κατηγορίες που κατατάσσονται τα αστρικά σμήνη είναι α) Ανοιχτά σμήνη, επίσης γνωστά ως γαλαξιακά σμήνη, και β) Σφαιρωτά σμήνη.

Α) Ανοιχτά (γαλαξιακά) σμήνη

Η ονομασία ‘’Ανοιχτά σμήνη’’, οφείλεται στο γεγονός ότι τα αστέρια που βρίσκονται εντός του σμήνους αυτού, είναι εύκολο να τα δει κάποιος μέσα από ένα τηλεσκόπιο. Μερικά παραδείγματα, όπως οι Υάδες και οι Πλειάδες είναι τόσο κοντά που τα επιμέρους αστέρια τους μπορούν να γίνουν ορατά με σαφήνεια ακόμα και με γυμνό μάτι. Μερικές φορές ονομάζονται γαλαξιακά σμήνη λόγω της θέσης τους πάνω στους ‘’σκονισμένους’’ σπειροειδείς βραχίονες που βρίσκονται πάνω στο επίπεδο των σπειροειδών γαλαξιών. Τα αστέρια σε ένα ανοιχτό σμήνος έχουν μια κοινή προέλευση – λόγω του ότι σχηματίζονται από την ίδιο αρχικό και  γιγαντιαίο μοριακό νέφος. Τα αστρικά σμήνη τυπικά περιέχουν μερικές εκατοντάδες αστέρια αν και αυτό μπορεί να ποικίλει από μερικές δεκάδες έως μερικές χιλιάδες.

Εικόνα: M. Bessell

Το αστρικό σμήνος ‘’Το κουτί με τα κοσμήματα’’ ( Jewel Box cluster),ένα από τα καλύτερα ανοιχτά σμήνη για παρατήρηση με ένα μικρό τηλεσκόπιο στο νότιο ουρανό**. Βρίσκεται κοντά στο άστρο Κάππα* (κ) του αστερισμού του Νότιου Σταυρού. Τα αστέρια μέσα σε ένα ανοιχτό σμήνος είναι δεσμεύονται χαλαρά από τη βαρύτητα. Καθώς το σμήνος περιστρέφεται γύρω από τον γαλαξία, διασκορπίζεται τελικά λόγω της βαρυτικής διαταραχής που δημιουργεί η αλληλεπίδραση με άλλα αντικείμενα στο γαλαξία. Ενώ ο Ήλιος μας είναι πιθανό να έχει αρχικά σχηματιστεί μέσα σε ένα ανοιχτό σμήνος, δεν υπάρχει πλέον ορατή μια ομαδοποίηση του με κοντινά αστέρια. Ως εκ τούτου τα ανοιχτά σμήνη είναι συνήθως αντικείμενα με σχετικά νεαρή ηλικίας. Μερικοί, όπως οι Πλειάδες εξακολουθούν να παρουσιάζουν ενδείξεις νεφελώματος που υποδηλώνει το πρόσφατο σχηματισμό τους. Τα άστρα που βρίσκονται μέσα στα ανοιχτά αστρικά σμήνη ανήκουν στην κατηγορία που ονομάζεται: Πληθυσμός Ι (Population I). Πρόκειται για νεαρά άστρα τα οποία παρουσιάζουν έχουν υψηλή μεταλλικότητα (metallicity). Τα σμήνη αυτά έχουν έκταση από 2 έως 20 περίπου παρσέκ.

Εικόνα: D. Malin/AAO

Οι Πλειάδες, ένα νεαρό, και σε κοντινή απόσταση αστρικό σμήνος. Το αχνό μπλε νεφέλωμα είναι ένα νεφέλωμα ανάκλασης και υποδηλώνει ότι το σμήνος αυτό σχηματίστηκε μόλις πρόσφατα, δεδομένου ότι το νεφέλωμα αυτό δεν έχει ακόμη εντελώς απωθηθεί από την υπεριώδη ακτινοβολία που προέρχεται από τα καυτά, μπλε αστέρια του σμήνους. Οι Πλειάδες είναι γνωστές και ως Πέντε αδελφές σε πολλούς πολιτισμούς όπως στην Ιαπωνία που ονομάζονται: Subaru

Β) Σφαιρωτά σμήνη

Τα σφαιρωτά σμήνη περιέχουν από αρκετές χιλιάδες έως ένα εκατομμύριο αστέρια στο σφαιρικό, βαρυτικά-δεσμευμένο σύστημα τους. Βρίσκονται κυρίως στο ‘’φωτοστέφανο’’ (Άλω) που υπάρχει γύρω από το γαλαξιακό επίπεδο, και το οποίο περιλαμβάνει τα παλαιότερα αστέρια στο γαλαξία μας. Αυτά τα αστέρια που ανήκουν στη κατηγορία: Πληθυσμός ΙΙ (Population II), είναι ιδιαίτερα εξελιγμένα, αλλά με χαμηλή μεταλλικότητα. Τα Αστρικά σμήνη αυτά είναι τόσο παλιά, ώστε κάθε αστέρι υψηλότερο από την κατηγορία φασματικού τύπου G ή F θα έχει ήδη εξελιχθεί από την Κύρια ακολουθία. Υπάρχει λίγη ελεύθερη σκόνη ή αέριο μέσα στα σφαιρωτά σμήνη, ώστε δεν λαμβάνει χώρα κανένας νέος σχηματισμός αστέρων μέσα σε αυτά. Οι αστρικές πυκνότητες μέσα στις εσωτερικές περιοχές ενός σφαιρωτού σμήνος είναι πολύ υψηλές σε σύγκριση με άλλες περιοχές όπως αυτές που υπάρχουν γύρω από τον Ήλιο.

Εικόνα: NASA ,Ron Gilliland (STScI) και  David Malin AAO

Το σφαιρωτό σμήνος 47 Τουκάνας  από το επίγειο Άγγλο-Αυστραλιανό Τηλεσκόπιο (Anglo-Australian Telescope's 2° ΑΑΤ) και το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Χάμπλ (HST) . Το 47 Τουκάνας απέχει από τη Γη περίπου 4.600 παρσέκ. Τα αστέρια είναι ηλικίας περίπου 10 δισεκατομμυρίων ετών που τα περισσότερα είναι Ερυθροί γίγαντες ή λευκοί νάνοι.

Όπως και με τα ανοιχτά σμήνη, τα αστέρια στα σφαιρωτά σμήνη είχαν πιθανώς μια κοινή προέλευση. Σε αντίθεση με τα ανοιχτά σμήνη, τα σφαιρωτά σμήνη συνήθως παραμένουν σε μια βαρυτική συνοχή σε ολόκληρη τη ζωή τους. Τα αστέρια στο εσωτερικό τους δεν είναι διασκορπισμένα έξω από το σύμπλεγμα. Ο Γαλαξίας μας έχει περίπου 200 σφαιρωτά σμήνη. Χαρακτηριστικά παραδείγματα περιλαμβάνουν τα σμήνη: Το 47 Τουκάνας  (47 Tuc), το Μ4 και το Ωμέγα Κενταύρου, αν και υπάρχει κάποια αντιπαράθεση ως προς το κατά πόσον αυτό μπορεί να συμβαίνει στην πραγματικότητα, μιας και θεωρείται ότι αρχικά ήταν ο πυρήνας ενός γαλαξία νάνου.

Οι Ηλικίες των αστρικών σμηνών, και η Μηδενική Ηλικία Κύριας ακολουθίας***(Zero-Age  Main Sequence) 

Τα αστρικά σμήνη είναι ιδιαίτερα σημαντικά γιατί επιτρέπουν στους αστρονόμους να ελέγξουν τα μοντέλα της αστρικής εξέλιξης και τις ηλικίες των άστρων. Ας δούμε πρώτα τα ανοιχτά αστρικά σμήνη για να καταλάβουμε γιατί συμβαίνει αυτό.

Τα αστέρια σε ένα ανοιχτό σμήνος έχουν μια κοινή προέλευση από ένα συγκεκριμένο νεφέλωμα. Ως εκ τούτου, έχουν την ίδια αρχική μεταλλικότητα έτσι ώστε οποιαδήποτε επίδραση αυτής στην αστρική εξέλιξη είναι ουσιαστικά η ίδια για τα μέλη του σμήνους. Ένα άλλο σημαντικό στοιχείο είναι ότι όλα τα αστέρια που βρίσκονται μέσα σε ένα αστρικό σμήνος, είναι ουσιαστικά στην ίδια απόσταση από έναν παρατηρητή στη Γη. Ακόμα κι αν ένα τέτοιο σμήνος μπορεί να εκτείνεται σε μερικά παρσέκ, το μέγεθος αυτό είναι ασήμαντο σε σύγκριση με την πολύ μεγαλύτερη απόσταση του από τη Γη. Αν πάρουμε φωτομετρικές μετρήσεις για τα αστέρια του σμήνους, το φαινόμενο μέγεθος του καθενός από αυτά μας  επιτρέπει επίσης στο να υπολογίσουμε και να τεκμηριώσουμε τις σχετικές απόλυτες λαμπρότητες των άστρων του σμήνους. Τα αστέρια που εμφανίζονται φωτεινότερα μέσα σε ένα αστρικό σμήνος είναι εγγενώς πιο λαμπρά**** από τα πιο αμυδρά μέλη του.

Οι αστρονόμοι χρησιμοποιούν αυτό το στοιχείο για να δημιουργήσουν ένα διάγραμμα χρωματικού μεγέθους για ένα αστρικό σμήνος. Στην ουσία είναι ένα διάγραμμα HR που απεικονίζει το φαινόμενο μέγεθος, συνήθως το ορατό V (ή mV) στον κάθετο άξονα έναντι του δείκτη χρώματος, Β - V στον οριζόντιο. Χρησιμοποιώντας φασματοσκοπική παράλλαξη γίνεται δυνατή στη συνέχεια η βαθμονόμηση του διαγράμματος για να ληφθούν τιμές για το απόλυτο μέγεθος, M ή MV. Με το να ακολουθείται η μέθοδος αυτή για πολλά ανοιχτά σμήνη, προκύπτει ένα ενδιαφέρον αποτέλεσμα. Οι παρακάτω εικόνες δείχνουν κάποια ανοιχτά σμήνη. Στα αριστερά έχουμε το h και χ του Περσέα στον ομώνυμο αστερισμό, ένα διπλό ανοιχτό σμήνος, όπου βλέπουμε τα δύο σμήνη, σε απόσταση 2.200 παρσέκ να απέχουν μεταξύ τους περίπου 30 παρσέκ. Η εικόνα δεξιά δείχνει το M67. Παρατηρείτε μήπως οποιεσδήποτε διαφορές μεταξύ των δύο εικόνων;

Ανοιχτά σμήνη

                    h και χ του Περσέα                                                             Το Μ67

                 (Ένα νεαρό αστρικό σμήνος)                              (Ένα παλαιό αστρικό σμήνος ηλικίας 4 Δισ. ετών) 

 Εικόνα: N.A.Sharp/NOAO/AURA/NSF (αριστερά), Nigel Sharp, Mark Hanna / NOAO / AURA / NSF (δεξιά)

Το διπλό ανοιχτό σμήνος h και χ του Περσέα. Αυτό το ζευγάρι είναι εξαιρετικό λόγω του μεγάλου αριθμού των νέων φωτεινών άστρων φασματικού τύπου O και Β σε κάθε ένα, και της εγγύτητας τους, η οποία  εξακολουθεί να διακρίνεται με σαφήνεια. Το M67, στην δεξιά εικόνα είναι μια πολύ παλαιότερο αστρικό σμήνος. Χρονολογείται βάση των πολλών λευκών νάνων μέσα σε αυτό, που φαίνεται ότι είναι ηλικίας 4 δισεκατομμυρίων ετών. Σημειώστε ότι απουσιάζουν οποιαδήποτε ζεστά, και φωτεινά αστέρια.

Αν σχεδιάσουμε, αυτά τα ανοιχτά σμήνη και άλλα σε ένα διάγραμμα HR θα πάρουμε το παρακάτω σχέδιο. Καθώς τα αστρικά σμήνη βρίσκονται σε διαφορετικές αποστάσεις, το σχέδιο αυτό έχει βαθμονομηθεί σε απόλυτο μέγεθος.

Διάγραμμα 1

Εικόνα: Mike Guidry, Πανεπιστήμιο του Τενεσί

Αν μελετήσετε αυτό το διάγραμμα 1 προσεκτικά θα παρατηρήσετε μια νέα κλίμακα στο δεξιό κάθετο άξονα. Τα "χρόνια" εδώ αναφέρονται στην ηλικία του σμήνους. Ένα αστρικό σμήνος όπως το h και το χ του Περσέα είναι τόσο νέα ώστε τα περισσότερα από τα αστέρια του βρίσκονται ακόμα μέσα στην Κύρια ακολουθία - δεν έχουν ακόμα ‘’σβήσει’’. Οι Πλειάδες, που είναι λίγο μεγαλύτερες σε ηλικία, δεν έχουν αστέρια θερμότερα από το χρωματικό δείκτη 0 (A0 φασματική κλάση) αριστερά στην Κύρια ακολουθία. Τα πιο ογκώδη άστρα του σμήνους έχουν ήδη εξελιχθεί έξω από την κύρια ακολουθία σε γιγαντιαίες διακλαδώσεις. Το Μ67, ένα πολύ παλαιό ανοιχτό σμήνος δεν έχει κανένα αστέρι θερμότερο από 0,4 του δείκτη χρώματος όπως βλέπουμε αριστερά στην Κύρια ακολουθία. Καίριας σημασίας είναι το σημείο καμπής στο διάγραμμα, όπου το σύμπλεγμα στρέφει από την Κύρια ακολουθία. Όσο πιο κάτω από την Κύρια ακολουθία είναι το σημείο καμπής,τόσο παλαιότερο είναι το σμήνος.

Όταν ένα αστέρι επιτυγχάνει την πρώτη του  πυρηνική σύντηξη στο Υδρογόνο και εμφανίζεται στην Κύρια ακολουθία λέγεται ότι είναι μηδενικής ηλικίας. Η μηδενική ηλικία της Κύριας ακολουθίας (Zams) είναι η Κύρια ακολουθία όλα των άστρων όταν σχηματίζονται αρχικά σε ένα αστρικό σμήνος. Όσο πιο ψηλά βρίσκεται στην Κύρια ακολουθία, τόσο πιο μαζικό είναι το αστέρι.

Καθώς τα σφαιρωτά σμήνη είναι γενικά πολύ μεγαλύτερα σε ηλικία από ό, τι τα ανοιχτά σμήνη, τα διαγράμματα χρώματος-μεγέθους τους δείχνουν πιο εξελιγμένα άστρα. Επίσης δεν έχουν κανένα άστρο μεγάλης μάζας αριστερά στην κύρια ακολουθία. Το διάγραμμα χρώματος-μεγέθους κάτω για το M55 απεικονίζει το σημείο αυτό.

Διάγραμμα 2

Διάγραμμα χρωματικού μεγέθους για το σφαιρωτό σμήνος Μ55.

Αν μελετήσετε το παραπάνω διάγραμμα, θα βρείτε ενδιαφέρον το ότι θα δείτε μια ομάδα από καυτά άστρα που εμφανίζονται να είναι στην κύρια ακολουθία πάνω από το σημείο καμπής. Αυτά είναι στην πραγματικότητα γνωστά ως ‘’μπλε παραξενιές’’ (blue stragglers). Λόγω της υψηλής αστρικής πυκνότητας μέσα στα σφαιρωτά σμήνη, οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι μερικά άστρα μπορούν να ενωθούν και να συγχωνευτούν. Ως εκ τούτου, η συνολική μάζα καθιστά το νέο αστέρι θερμότερο (πιο μπλε), και φωτεινότερο από το μεγαλύτερο μέρος των άστρων που υπάρχουν στο σμήνος.

Διάγραμμα 3

Η παραπάνω κινούμενη εικόνα είναι μια λεπτομερής προσομοίωση υπολογιστή του διαγράμματος HR. Ο οριζόντιος άξονας είναι η λογαριθμική κλίμακα της θερμοκρασίας, και ο άξονας y είναι η φωτεινότητα των άστρων. Η κύρια ακολουθία είναι η γραμμή που διέρχεται από το μέσον του σχήματος. Σημειώστε ότι τα αστέρια εξελίσσονται από την κύρια ακολουθία και προσδιορίζονται από τις μάζες τους που αντιστοιχεί σε ηλιακές μάζες, με πρώτα εκείνα που έχουν μεγάλες μάζες. Στα δεξιά είναι ένα διάγραμμα από το εσωτερικό τριών αστέρων, με μάζες 2.6, 1.0 και 0.7 ηλιακές μάζες. Στα επιμέρους τμήματα του διαγράμματος αυτού φαίνεται το τι συμβαίνει στο εσωτερικό αυτών των άστρων, καθώς εξελίσσονται. Παρατηρήστε τα κελύφη των άστρων όταν εκείνα σταδιακά μετατρέπονται σε ερυθρούς γίγαντες.

Διάγραμμα 4

Εικόνα: Hubble Heritage Team (STScI / AURA), A. Cool (SFSU) et al., NASA

Μπλε ''παραξενιές'' στην κεντρική περιοχή του σφαιρωτού σμήνους NGC 6397.

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

*Τα 24 πιο φωτεινά άστρα ενός αστερισμού συμβολίζονται διεθνώς από τα γράμματα της Ελληνικής Αλφαβήτου. Έτσι λοιπόν το γράμμα α δίνεται στο το πιο λαμπρό άστρο, το γράμμα β στο επόμενο άστρο, που είναι λιγότερο λαμπερό από το πρώτο κοκ. Μιλώντας πάντα για φαινόμενη λαμπρότητα.  Όταν εξαντληθούν τα 24 γράμματα, μετά δηλαδή το ω αρχίζει η βαθμονόμηση των φαινόμενων μεγεθών των άστρων όπως ονομάζεται, με αριθμούς. Πχ: Λέμε ότι το α Ωρίωνος είναι ο Βετελγκέζ, ενώ το 1 του Ωρίωνος είναι ο αστέρας Τάμπιτ.

**Ο Ουρανός του Νοτίου Ημισφαιρίου.

***Μηδενική Ηλικία Κύριας ακολουθίας (Αγγ.Ακρώνυμο=Zams) είναι η στιγμή που ένα αστέρι εισέρχεται για πρώτη φορά στην Κύρια ακολουθία στο διάγραμμα HR (Hertzsprung-Russell ή HR) από την καύση του Υδρογόνου στον πυρήνα του μέσω αντιδράσεων Πυρηνικής σύντηξης. Μετά από αυτό το χρονικό διάστημα το αστέρι εισέρχεται σε μια φάση αστρικής εξέλιξης που είναι αρκετά σταθερή, όπου πλέον επεξεργάζεται σταθερά το Υδρογόνο, μετατρέποντας το σε βαρύτερα στοιχεία.

**** Στην αστρονομία, λαμπρότητα είναι το συνολικό ποσό της ενέργειας που εκπέμπεται από ένα άστρο, ένα γαλαξία, ή άλλο αστρονομικό αντικείμενο ανά μονάδα χρόνου.  Έχει σχέση με τη φωτεινότητα, η οποία είναι η φωτεινότητα ενός αντικειμένου σε μια δεδομένη φασματική περιοχή. (Πηγή: https://en.wikipedia.org/wiki/Luminosity)

Πηγές: atnf.csiro.au

             el.wikipedia.org

             astronomy.swin.edu.au

             astrovox.gr

             abyss.uoregon.edu

Παραπομπές:

http://ecourse.uoi.gr/pluginfile.php/94165/mod_resource/content/2/Chapter03.pdf

http://www.helas.gr/greekdict/Greek2English.pdf

https://el.wikipedia.org/wiki/%CE%91%CE%BD%CE%BF%CE%B9%CE%BA%CF%84%CF%8C_%CF%83%CE%BC%CE%AE%CE%BD%CE%BF%CF%82

https://el.wikipedia.org/wiki/%CE%A3%CF%86%CE%B1%CE%B9%CF%81%CF%89%CF%84%CF%8C_%CF%83%CE%BC%CE%AE%CE%BD%CE%BF%CF%82

http://www.eugenfound.edu.gr/frontoffice/portal.asp?cpage=NODE&cnode=163

http://www.astrovox.gr/deepsky.html

http://2epal-n-smyrn.att.sch.gr/files/astro_siteII/astro2/ad.htm

Απόδοση στα Ελληνικά : Δημήτρης Γκίκας.

Για διορθώσεις, απορίες, ή συμπληρώματα γράψτε μας: gikasd63@hotmail.com