Τι είναι το Φαινόμενο και τι το Απόλυτο μέγεθος των αστέρων;

Στο άρθρο αυτό θα εξετάσουμε τα δύο αυτά μεγέθη στους 26 λαμπρότερους αστέρες που κοσμούν τον νυκτερινό ουρανό.

 

Κοιτώντας τον νυχτερινό ουρανό, παρατηρούμε ότι μερικά αστέρια φαίνονται πολύ φωτεινότερα από άλλα. Ωστόσο, η φωτεινότητα ενός αστεριού εξαρτάται από τη σύνθεσή του και από το πόσο μακριά είναι από τη Γη.

Εικόνα 1 Αυτή η εικόνα ευρέως πεδίου του ουρανού γύρω από το λαμπρό αστέρι Άλφα Κενταύρου δημιουργήθηκε με ένα σύνολο φωτογραφιών από το πρόγραμμα Digitized Sky Survey 2. Το αστέρι εμφανίζεται τόσο μεγάλο εξαιτίας της σκέδασης του φωτός από τα οπτικά τηλεσκόπια καθώς και στο λεγόμενο φωτογραφικό γαλάκτωμα. Το Άλφα Κενταύρου  είναι το πλησιέστερο σύστημα αστέρων στο Ηλιακό μας Σύστημα. Η εικόνα κυκλοφόρησε στις 17 Οκτωβρίου του 2012.

Εικόνα:  ESO/Digitized Sky Survey 2

Οι αστρονόμοι ορίζουν τη φωτεινότητα των αστέρων με βάση το φαινόμενο μέγεθος, πόσο φωτεινό δηλαδή φαίνεται ένα αστέρι, ενώ σαν απόλυτο μέγεθος ορίζεται η φωτεινότητα ενός αστέρα στην προδιαγεγραμμένη απόσταση των 32,6 ετών φωτός ή 10 Παρσέκς από τη Γη. (Ένα έτος φωτός είναι το φως που ταξιδεύει σε ένα χρόνο - περίπου 6 τρισεκατομμύρια μίλια ή 10 τρισεκατομμύρια χιλιόμετρα.) Οι αστρονόμοι μετρούν επίσης τη φωτεινότητα ή λαμπρότητα - την ποσότητα ενέργειας (φωτός) που εκπέμπει ένα αστέρι από την επιφάνεια του.

Η μέτρηση της φωτεινότητας των αστέρων είναι μια πανάρχαια επιστημονική αναζήτηση. Σήμερα όμως οι αστρονόμοι χρησιμοποιούν ακριβέστερα εργαλεία για να κάνουν τους σχετικούς υπολογισμούς υπολογισμού του μέτρου αυτού.

Από την Αρχαία Ελληνική πραγματεία ως τη σύγχρονη εποχή

Πάνω από 2.000 χρόνια πριν, ο Έλληνας αστρονόμος Ίππαρχος ο Ρόδιος ήταν ο πρώτος που δημιούργησε κατάλογο για τα αστέρια ανάλογα με τη (φαινόμενη) φωτεινότητα τους, σύμφωνα με την Ιστορία καθώς και από τον  Dave Rothstein, ο οποίος συμμετείχε στο επιστημονικό πρόγραμμα για το κοινό, στον ιστότοπο "Ask A Astronomer" του Πανεπιστημίου Κορνέλ το 2003.

"Βασικά, παρατηρώντας τα αστέρια στον ουρανό τα ταξινόμησε ανάλογα με το πόσο λαμπερά φαίνονται - τα φωτεινότερα αστέρια ήταν « μεγέθους 1 », τα επόμενα λαμπρότερα ήταν « μεγέθους 2 », κλπ., Έως κάτω από το « μέγεθος 6 », τα οποία ήταν και τα πιο αμυδρά αστέρια που μπορούσε να δει, "έγραψε ο Rothstein.

Το ανθρώπινα μάτια, ωστόσο, δεν έχουν μεγάλη διακριτική ικανότητα. Οι μεγάλες διαφορές στη φωτεινότητα φαίνονται πολύ μικρότερες χρησιμοποιώντας αυτήν την κλίμακα, είπε ο Rothstein. Οι ψηφιακές φωτογραφικές μηχανές οι οποίες χρησιμοποιούν «συσκευή (ή διάταξη) συζευγμένου φορτίου» (CCD) (ή αισθητήρες φωτοστοιχείων), τα οποία είναι φωτοευαίσθητα, μετρούν και υπολογίζουν την ποσότητα φωτός που προέρχεται από τα αστέρια και μπορούν να δώσουν εναν πιο ακριβή ορισμό της φωτεινότητας.

Χρησιμοποιώντας αυτήν την κλίμακα, οι αστρονόμοι ορίζουν πλέον τη διαφορά πέντε μεγεθών με εύρος φωτεινότητας 100. Ο αστέρας Βέγα  χρησιμοποιήθηκε σαν αστέρας αναφοράς για την κλίμακα αυτή. Αρχικά είχε μέγεθος 0, αλλά μετρήσεις που έγιναν με όργανα μεγάλης ακρίβειας το άλλαξαν σε 0,3.

Εικόνα 2. Ο Αστερισμός του Ωρίωνα είναι ο φωτεινότερος και ο ομορφότερος χειμερινός αστερισμός. Μερικά από τα άστρα του συγκαταλέγονται στα φωτεινότερα άστρα στον νυκτερινό ουρανό, όπως ο είναι ο Μπετελγκέζ, και ο Ρίγκελ.

Εικόνα: Starry Night Software

Εικόνα 3. Συγκριτικά μεγέθη αστέρων και πλανητών

Φαινόμενο μέγεθος εναντίον Απόλυτου μεγέθους

Εάν ωστόσο θεωρήσουμε τη Γη σαν σημείο αναφοράς, η κλίμακα μεγέθους αποτυγχάνει να εξηγήσει τις πραγματικές διαφορές στη φωτεινότητα μεταξύ των αστεριών. Η φαινόμενη φωτεινότητα, ή το φαινόμενο μέγεθος, εξαρτάται από τη θέση του παρατηρητή. Παρατηρητές που βρίσκονται σε διαφορετικά σημεία πάνω στη Γη, θα λαμβάνουν διαφορετική μέτρηση, ανάλογα με την τοποθεσία και την απόσταση τους από το παρατηρούμενο αστέρι. Τα αστέρια που είναι πιο κοντά στη Γη, αλλά πιο αμυδρά, θα μπορούσαν να φαίνονται πιο φωτεινά από άλλα άστρα πολύ πιο φωτεινά από αυτά τα οποία όμως βρίσκονται σε μεγάλες αποστάσεις. Για παράδειγμα ο Αστέρας Σείριος ο λαμπρότερος αστέρας του ουρανού έχει μέγεθος – 1,46 και η απόστασή του από τη Γη είναι 8,6 έτη φωτός, ενώ ο Αντάρης που είναι πολύ μεγαλύτερος σε μέγεθος από τον Σείριο έχει μικρότερο φαινόμενο μέγεθος  0,96 γιατί απέχει από τη Γη 520 έτη φωτός (Βλ. Εικόνα 3).

Σε ένα διαδικτυακό μάθημα αστρονομίας στο Πανεπιστήμιο της πολιτείας του Τενεσί στις ΗΠΑ, δηλώθηκε το εξής: ¨Η ¨πραγματική¨ φωτεινότητα - με υπολογισμένη τη σχέση απόστασης – είναι που μας ενδιαφέρει περισσότερο σαν αστρονόμους¨,

"Επομένως, είναι χρήσιμο να καθιερώσουμε μια συνθήκη με την οποία θα μπορούμε να συγκρίνουμε δύο αστέρια στην ίδια βάση, χωρίς μεταβολές στη φωτεινότητα λόγω των διαφορετικών αποστάσεων που περιπλέκουν το ζήτημα".

Η λύση ήταν να εφαρμοστεί μια κλίμακα απόλυτου μεγέθους για να παρέχεται έτσι μια σχέση μεταξύ των αστεριών. Για να γίνει αυτό, οι αστρονόμοι υπολογίζουν τη φωτεινότητα των αστεριών όπως θα εμφανίζονταν εάν ήταν στα 32,6 έτη φωτός ή 10 Παρσέκς από τη Γη.

Ένα άλλο μέτρο της λαμπρότητας ενός αστέρα είναι η φωτεινότητα (luminosity), η οποία είναι η πραγματική ισχύς ενός αστέρα - η ποσότητα ενέργειας (φωτός) που εκπέμπει ένα αστέρι από την επιφάνεια του. Συνήθως εκφράζεται σε βατ και υπολογίζεται σε σχέση με τη φωτεινότητα του Ήλιου. Για παράδειγμα, η φωτεινότητα του Ήλιου είναι 400 τρισεκατομμύρια τρισεκατομμύριων βατ. Ένα από τα πλησιέστερα αστέρια στη Γη, ο Άλφα (α) του Κένταυρου, είναι περίπου 1,3 φορές φωτεινότερος από τον Ήλιο.

Για να υπολογίσουμε τη φωτεινότητα από το απόλυτο μέγεθος, πρέπει να υπολογίσουμε ότι μια διαφορά της τάξης του πέντε στην κλίμακα απόλυτου μεγέθους είναι ισοδύναμη με ένα συντελεστή 100 στην κλίμακα φωτεινότητας. Για παράδειγμα, ένα αστέρι με απόλυτο μέγεθος 1 είναι 100 φορές φωτεινότερο από ένα αστέρι με απόλυτο μέγεθος 6.

Περιορισμοί απόλυτου μεγέθους

Ενώ η κλίμακα απόλυτου μεγέθους είναι η καλύτερη προσπάθεια των αστρονόμων να συγκρίνουν τη φωτεινότητα των αστεριών, υπάρχουν μερικοί κύριοι περιορισμοί που έχουν να κάνουν με τα όργανα που χρησιμοποιούνται για τη μέτρησή της.

Πρώτον, οι αστρονόμοι πρέπει να καθορίσουν το μήκος κύματος του φωτός που χρησιμοποιούν για να κάνουν τη μέτρηση αυτή. Τα αστέρια μπορούν να εκπέμπουν ακτινοβολία σε μορφές που κυμαίνονται από ακτίνες Χ υψηλής ενέργειας, έως υπέρυθρη ακτινοβολία χαμηλής ενέργειας. Ανάλογα με τον τύπο του αστέρα, θα μπορούσαν να είναι φωτεινοί σε μερικά από αυτά τα μήκη κύματος ενώ να εξασθενούν σε άλλες κυματομορφές.

Για να το αντιμετωπίσουν αυτό, οι επιστήμονες πρέπει να καθορίσουν το μήκος κύματος που χρησιμοποιούν για να κάνουν τις μετρήσεις απόλυτου μεγέθους.

Ένας άλλος σημαντικός περιορισμός είναι η ευαισθησία του οργάνου που χρησιμοποιείται για τη μέτρηση. Γενικά, καθώς οι υπολογιστές έχουν προχωρήσει και η τεχνολογία των κατόπτρων των τηλεσκοπίων έχει βελτιωθεί με την πάροδο των ετών, οι μετρήσεις που έγιναν τα τελευταία χρόνια έχουν μεγαλύτερη βαρύτητα στους επιστήμονες από εκείνες που έγιναν στο παρελθόν.

Παραδόξως, τα φωτεινότερα αστέρια είναι τα λιγότερο μελετημένα από τους αστρονόμους, ενώ υπάρχει τουλάχιστον μία πρόσφατη προσπάθεια να καταγραφεί η φωτεινότητα τους. Ένας ¨αστερισμός¨ δορυφόρων που ονομάζεται BRITE (Bridge Target Explorer) θα μετρήσει τη μεταβλητότητα της φωτεινότητας μεταξύ των αστεριών. Οι συμμετέχοντες στο πρόγραμμα των έξι δορυφόρων περιλαμβάνουν την Αυστρία, τον Καναδά και την Πολωνία. Οι δύο πρώτοι δορυφόροι εκτοξεύτηκαν με επιτυχία το 2013.

Μεταβλητοί αστέρες

Ενώ πολλά αστέρια έχουν σταθερή φωτεινότητα, υπάρχουν περισσότεροι από 100.000 γνωστοί και ταξινομημένοι μεταβλητοί αστέρες. (Ακόμη και ο δικός μας Ήλιος είναι μεταβλητός, μεταβάλλοντας την ενεργειακή του απόδοση κατά περίπου 0,1 τοις εκατό ή ένα χιλιοστό του μεγέθους του κατά τη διάρκεια του 11ετούς ηλιακού κύκλου.) Οι μεταβλητοί αστέρες είναι είτε ενδογενείς [(δηλαδή σημειώνονται αλλαγές στη φωτεινότητα τους λόγω ιδιαίτερων χαρακτηριστικών όπως διαστολή, συστολή, έκρηξη ή παλμικές κινήσεις (pulsation)] ή εξωγενείς (δηλαδή ένα αστέρι ή ένας πλανήτης περνάει μπροστά από το αστέρι και μεταβάλλεται το φως του, ή οι αλλαγές που οφείλονται σε αστρική περιστροφή).

Τα αστέρια μπορούν επίσης να μεταβάλουν τη φωτεινότητα με την πάροδο του χρόνου. Ο Πολικός Αστέρας, για παράδειγμα, θα μπορούσε να ήταν 4,6 φορές φωτεινότερος στην αρχαιότητα από ό, τι είναι σήμερα. Μια μελέτη το 2014 υπογράμμισε ότι στο αστέρι ελαττώθηκε η φωτεινότητά του η οποία τις τελευταίες δεκαετίες αυξάνεται δραματικά. Ο Πολικός Αστέρας, ή Αστέρι του Βορρά, ανήκει στη κατηγορία των μεταβλητών Κηφείδων , τα οποία είναι εξαιρετικά φωτεινά αστέρια που έχουν σύντομες περιόδους διακυμάνσεων. Οι διακυμάνσεις της φωτεινότητας τους (λέγονται Παλλόμενοι μεταβλητοί), επιτρέπουν στους αστρονόμους να υπολογίζουν πόσο μακριά είναι αυτοί οι Κειφήδες, καθιστώντας τα χρήσιμα πρότυπα μέτρησης (measuring sticks) διερευνώντας για παράδειγμα αν τα υπό παρατήρηση αστέρια είναι ενσωματωμένα σε γαλαξίες ή νεφελώματα.

 Οι Kηφείδες αποτελούν τους δείκτες αποστάσεων στο Σύμπαν. Ο υπολογισμός αυτών των αποστάσεων είναι πολύ σημαντικός και ολοκληρώθηκε από τον Harlow Sapley (1918), που πέτυχε – προσδιορίζοντας τις αποστάσεις 230 κηφειδών διασπαρμένων σ’ ολόκληρο τον Γαλαξία μας – να συσχετίσει την περίοδο τωνKηφειδών με το απόλυτο μέγεθός τους (ή την απόλυτη λαμπρότητά τους) και να παρουσιάσει σε διάγραμμα το αποτέλεσμα αυτής της συσχέτισης.

 Εικόνα 4

Με βάση το διάγραμμα – τη σχέση δηλαδή μεταξύ περιόδου και απόλυτης λαμπρότητας – αν βρούμε μέσω παρατηρήσεων την περίοδο ενός κηφείδη, τότε μπορούμε να υπολογίσουμε το απόλυτο οπτικό μέγεθός του Μ. Το απόλυτο αυτό μέγεθος αν το αντικαταστήσουμε στη σχέση:

Μ = m + 5 – 5 logr

όπου με m συμβολίζεται το φαινόμενο μέγεθος του άστρου – που προσδιορίζεται από αστρονομικές παρατηρήσεις – μπορούμε τελικά να υπολογίσουμε την απόσταση r του κηφείδη σε παρσέκ. Η δυνατότητα μέτρησης της απόστασης του κηφείδη έχει ιδιαίτερη σημασία όταν αυτός ανήκει σε κάποιο αστρικό σμήνος, διότι η απόστασή του εκφράζει και τη μέση απόσταση του συγκεκριμένου σμήνους από τον παρατηρητή.

Εικόνα 5

Άλλοι τύποι ενδογενών μεταβλητών αστέρων περιλαμβάνουν τους κατακλυσμικούς μεταβλητούς (οι οποίες φωτίζονται εξαιτίας εκρήξεων, όπως είναι οι εκρήξεις υπερκαινοφανών) ή των εκρηκτικών μεταβλητών (των οποίων η φωτεινότητα ποικίλλει ανάλογα με τις  εκρήξεις στην επιφάνεια τους ή αλληλεπιδράσεις των αστέρων αυτών με τη διαστρική ύλη.) Οι εξωγενείς μεταβλητοί περιλαμβάνουν τους εκλειπτικούς δυαδικούς ή διπλούς αστέρες και περιστρεφόμενα αστέρια (όπως τα Πάλσαρς, οι πυρήνες των υπερκαινοφανών των οποίων η ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία είναι ορατή μόνο όταν η δέσμη που εξάγεται από αυτούς κατευθύνεται προς τη Γη βλ. Εικόνα 5).

Οι 26 Λαμπρότεροι αστέρες

Ονομασία	Αστερισμός	Φ. Μέγεθος *μεταβλητό	A.Μέγεθος	Απόσταση από τη Γη
Ήλιος	------------	-26.72	4.2	150 εκ. χιλιόμετρα
Σείριος	Μέγας Κύων	-1.46	1.4	8.6 Έτη Φωτός
Κάνωπος	Τρόπιδα	-0.72	-2.5	74 ΕΦ
Άλφα (α) Κενταύρου	Κένταυρος	-0.27	4.4	4.3  ΕΦ
Αρκτούρος	Βοώτης	-0.04	0.2	34  ΕΦ
Βέγα	Λύρα	0.03	0.6	25  ΕΦ
Αίγα	Ηνίοχος	0.08	0.4	41  ΕΦ
Ρίγκελ	Ωρίων	0.12	-8.1	1400  ΕΦ
Προκύων	Μικρός Κύων	0.38	2.6	11.4  ΕΦ
Αχερνάρ	Ηριδανός	0.46	-1.3	69  ΕΦ
Μπετελγκέζ	Ωρίων	0.50*	-7.2	1400  ΕΦ
Χαντάρ	Κένταυρος	0.61*	-4.4	320 ΕΦ
΄Aλφα Νότιου Σταυρού	Νότιος Σταυρός	0.76	-4.6	510 ΕΦ
Αλτάιρ	Αετός	0.77	2.3	16 ΕΦ
Αλντεμπαράν	Ταύρος	0.85*	-0.3	60 ΕΦ
Αντάρης	Σκορπιός	0.96*	-5.2	520  ΕΦ
Στάχυς	Παρθένος	0.98*	-3.2	220  ΕΦ
Πολυδεύκης	Δίδυμοι	1.14	0.7	40  ΕΦ
Φομαλώ	Νότιος Ιχθύς	1.16	2.0	22  ΕΦ
Μιμόζα (β Νότιου Σταυρού)	Νότιος Σταυρός	1.25*	-4.7	460  ΕΦ
Ντένεμπ	Κύκνος	1.25	-7.2	1500  ΕΦ
Βασιλίσκος	Λέων	1.35	-0.3	69  ΕΦ
Αντχάρα	Μέγας Κύων	1.50	-4.8	570  ΕΦ
Κάστωρ	Δίδυμοι	1.57	0.5	49  ΕΦ
Γκάκρουζ  (γ Νότιου Σταυρού)	Νότιος Σταυρός	1.63*	-1.2	120  ΕΦ
Σάουλα	Σκορπιός	1.63*	-1.2	330  ΕΦ

Σύνδεσμοι για μεταβλητούς αστέρες:

Περί μεταβλητών αστέρων Γιάννης Σειραδάκης Τμήμα Φυσικής, ΑΠΘ http://slideplayer.gr/slide/2324378/

Μεταβλητοί αστέρες Βικιπαίδεια : https://el.wikipedia.org/wiki/%CE%9C%CE%B5%CF%84%CE%B1%CE%B2%CE%BB%CE%B7%CF%84%CE%BF%CE%AF_%CE%B1%CF%83%CF%84%CE%AD%CF%81%CE%B5%CF%82

ΠΑΛΛΟΜΕΝΟΙ ΜΕΤΑΒΛΗΤΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ ΚΑΙ ΑΚΤΙΝΙΚΕΣ ΤΑΛΑΝΤΩΣΕΙΣ- ΠΑΠΠΑΣ ΓΕΩΡΓΙΟΣ

http://users.uoa.gr/~gpappas/Variable_stars_Radial_pulsation.pdf

Κατακλυσμικοί μεταβλητοί- Κοσμάς Γαζέας
 http://users.uoa.gr/~kgaze/research_cataclysmic_gr.html

Αρθρογράφος: Elizabeth Howell

Πηγή

Πηγές υπάρχουν επίσης και στις παραπομπές του κειμένου (οι λέξεις με τα μπλε γράμματα)

Απόδοση στα Ελληνικά : Δημήτρης Γκίκας.

 Για διορθώσεις μετάφρασης ως προς το πρότυπο κείμενο, απορίες, ή συμπληρώματα, γράψτε μας: gikasd63@hotmail.com  η αφήστε μήνυμα inbox στη Σελίδα:  

 https:/www.facebook.com/Aratosastronomy/

 Επίσης εάν θέλετε να δημοσιευτεί στο μπλόγκ μας κάποια δική σας εργασία, άρθρο, ή paper σχετικά με την επιστήμη, αποστείλατε τα άρθρα αυτά συνοδευόμενα απαραίτητα από τη σχετική βιβλιογραφία, και την σχετική έντυπη άδεια σας για δημοσίευση στο μπλόγκ μας, στη διεύθυνση: gikasd63@hotmail.com  . Η δημοσίευση είναι εντελώς δωρεάν

Εάν, κατά την άποψή σας, υπάρχουν επιστημονικά λάθη στο πρότυπο κείμενο η ομάδα μας δεν μπορεί να παρέμβει και να το αλλάξει χωρίς την συναίνεση του αρθρογράφου. Για οποιαδήποτε τέτοια αλλαγή επικοινωνήστε με την πηγή του άρθρου.

 Το κείμενο υπόκειται σε επικαιροποίηση αν υπάρξουν έγκυρες διορθώσεις ή νέα στοιχεία που αφορούν το θέμα του άρθρου. 

Από την ομάδα : @Aratosastronomy