Η εξέλιξη στον Ήλιο

Ο Ήλιος γεννήθηκε μαζί με πολλούς άλλους αστέρες από έναν πρώτο- αστέρα. Αρχικά είχε γιγάντιες διαστάσεις πολύ μικρή πυκνότητα και χαμηλή θερμοκρασία. Καθώς όμως το κέντρο του πιεζόταν λόγω των αναπτυσσόμενων δυνάμεων βαρύτητας, η αέρια μάζα του (αποτελούμενη κυρίως από υδρογόνο), γινόταν διαρκώς πυκνότερη και θερμότερη. Τις πρώτες χιλιετηρίδες από την γέννησή του, είχε ακτίνα πολύ μεγαλύτερη από τη σημερινή και εξέπεμπε στο διάστημα φως και θερμότητα 500 φορές περισσότερο απ’ όσο εκπέμπει σήμερα. Η ενέργεια αυτή οφειλόταν αποκλειστικά στη συμπίεσή του λόγω της βαρύτητας. Καθ΄ όσο όμως οι διαστάσεις του περιορίζονταν η θερμοκρασία στον κεντρικό του πυρήνα υψωνόταν ολοένα και περισσότερο. Ταυτόχρονα λόγω του περιορισμού της επιφάνειάς του η ποσότητα της ακτινοβολούμενης ενέργειας και συνεπώς οι ενεργειακές απώλειες μειώνονταν. Μετά την πάροδο 8 περίπου εκατομμυρίων ετών, είχε πολύ μεγαλύτερη φωτεινότητα και μικρότερη ακτίνα ενώ η ανύψωση της θερμοκρασίας στο εσωτερικό του δίνει έναυσμα σε πυρηνικές αντιδράσεις. Κατά τις αντιδράσεις αυτές, οι οποίες συμβαίνουν στον κεντρικό του πυρήνα, το άφθονο σε αυτόν υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο ενώ εκλύονται τεράστιες ποσότητες ενέργειας. Ταχέως η φωτεινότητα αυξάνεται και η συρρίκνωση του όγκου του σταματά, διότι η πίεση των θερμών αερίων του πυρήνα του αντισταθμίζει τις δυνάμεις βαρύτητας. Έτσι δημιουργείται κατάσταση δυναμικής ισορροπίας με αποτέλεσμα το άστρο μας να διατηρείται σε σταθερή κατάσταση επί 4 έως και 6 δισεκατομμύρια έτη. Αυτές τις διαστάσεις και αυτά τα χαρακτηριστικά έχει ο Ήλιος μας σήμερα.

Οι πυρηνικές αντιδράσεις μετατροπής υδρογόνου σε ήλιο προκαλούν συσσώρευση ηλίου στο κέντρο του Ήλιου έως ότου η εξάντληση του υδρογόνου οδηγήσει στη διακοπή τους. Σε μικρό, σχετικά, χρονικό διάστημα της τάξεως των 4 εκατομμυρίων ετών η αντίδραση μετατροπής του υδρογόνου σε ήλιο μετατοπίζεται από το κέντρο στην περιφέρεια του κεντρικού πυρήνα και μολονότι οι ποσότητες του πυρηνικού καυσίμου είναι μικρότερες, οι αντιδράσεις γίνονται με εντονότερο ρυθμό. Το αποτέλεσμα είναι ότι η ακτίνα του Ήλιου αρχικώς τριπλασιάζεται και η ακτινοβολούμενη ενέργεια τετραπλασιάζεται, ενώ στα επόμενα 600 εκατομμύρια έτη τα φαινόμενα αυτά συνεχίζονται μέχρι να εξαντληθούν πλήρως τα αποθέματα του υδρογόνου των κεντρικών περιοχών. Στο τέλος της περιόδου αυτής, ο Ήλιος θα έχει μετατραπεί σε ερυθρό γίγαντα με ακτίνα πενταπλάσια της σημερινής ενώ θα ακτινοβολεί στο διάστημα ενέργεια 1500 φορές περισσότερο. Εν τω μεταξύ η θερμοκρασία στο κέντρο του Ήλιου, όπου πλέον το υδρογόνο, έχει μετατραπεί εξ’ ολοκλήρου σε ήλιο, έχει υψωθεί σε τέτοιο βαθμό ώστε να είναι δυνατή η έναρξη πυρηνικών αντιδράσεων μετατροπής του ηλίου σε άνθρακα.
Οι αντιδράσεις αυτές θα προκαλέσουν βίαιες αλλαγές στη δομή του Ήλιου. Η πίεση των εσωτερικών αερίων είναι τόση, ώστε οι δυνάμεις της βαρύτητας υπερνικώνται. Ο όγκος του Ήλιου θα αυξηθεί τερατωδώς. Η ακτίνα του θα μεγαλώσει και θα φτάσει να είναι 400 φορές μεγαλύτερη της σημερινής. Έτσι λοιπόν ο Ήλιος εντός χρονικής περιόδου 30 εκατομμυρίων ετών (η οποία θα αρχίσει μετά από την πάροδο 5 δισεκατομμυρίων ετών περίπου) θα διογκωθεί σε τέτοιο σημείο ώστε να καταβροχθίσει διαδοχικά τον Ερμή, την Αφροδίτη, και τη Γη. Αυτή η αστάθεια του Ήλιου θα καταλήξει σε «έκρηξη» και εκτόξευση μέρους της μάζας του στο διάστημα με αποτέλεσμα τη δημιουργία ενός πλανητικού νεφελώματος στο κέντρο του οποίου θα υπάρχει ένας λευκός νάνος, ως απομεινάρι του αρχικού σώματος, με πολύ μικρότερη διάμετρο αλλά πολύ μεγαλύτερη πυκνότητα από αυτή που είχε ο Ήλιος.

Η γέννηση των αστέρων

Τα έως σήμερα δεδομένα μας επιτρέπουν να αναπαραστήσουμε την πορεία διαφόρων τύπων αστέρων από την γέννηση έως τον θάνατο τους. Τα πάντα εξαρτώνται από τις αρχικές συνθήκες. Στα νέφη των αερίων και σκόνης που υφίστανται σε ολόκληρο το σύμπαν και εντοπίζονται άτακτα και ανομοιόμορφα στους βραχίονες των γαλαξιών υπάρχουν και δρουν κατά κύριο λόγο δυνάμεις βαρύτητας. Υπό την επίδραση των δυνάμεων αυτών τα νεφελώματα αρχίζουν να συμπυκνώνονται ενώ ταυτόχρονα η αρχικά πολύ χαμηλή θερμοκρασία τους αυξάνεται σημαντικά ως αποτέλεσμα αυτής της συμπύκνωσης. Η συμπύκνωση των νεφελωμάτων προχωρεί μέχρι να δημιουργηθεί στο κέντρο τους σφαίρα μέγιστης πυκνότητας και εξαιρετικά υψηλής θερμοκρασίας. Σχηματίζεται ένας γιγάντιος πρώτο- αστέρας, ο οποίος λόγω της πολύ υψηλής θερμοκρασίας που έχει αναπτυχθεί στο εσωτερικό του παύει να συστέλλεται και αρχίζει να διαστέλλεται.

Από αυτόν τον πρώτο- αστέρα αναλόγως της αρχικής του μάζας γεννώνται κατά ομάδες, ολιγομελείς ή πολυμελείς, αστέρες που απομακρύνονται από τον χώρο του αρχικού πρώτο- αστέρα διασχίζοντας το υπόλοιπο νεφέλωμα από το οποίο έχουν γεννηθεί. Το είδος της αστρικής ομάδας που δημιουργείται, εξαρτάται από την αρχική μάζα του νεφελώματος από το οποίο γεννήθηκε ο πρώτο- αστέρας. Η εξέλιξη και η διάρκεια της είναι συναρτήσεις, του αριθμού των αστέρων- μελών της ομάδας, της ταχύτητας με την οποία απομακρύνονται από τον χώρο του αρχικού πρώτο- αστέρα των γειτονικών πεδίων βαρύτητας και των παλιρροϊκών κινήσεων του Γαλαξία, στον οποίο ανήκουν. Ανεξάρτητα της ομάδας, στην οποία ανήκει, η εξέλιξη ενός αστέρα είναι συνάρτηση της αρχικής του μάζας, της ταχύτητας περιστροφής γύρω από τον άξονα του (η οποία εξαρτάται από την ομάδα του μητρικού νεφελώματος), την ταχύτητα με την οποία ο αστέρας απομακρύνεται από το κέντρο της δημιουργίας του, καθώς και άλλων παραγόντων.

(Στις φωτογραφίες είναι τα νεφελώματα, Μ-42 στον αστερισμό του Ωρίωνα και το Μ-17 στον αστερισμό του Tοξότη, αντίστοιχα. Και τα δύο σημαντικές περιοχές αστρογέννεσης).

Εισαγωγή στην ουρανογραφία

Η πλήρης γνώση της ουρανογραφίας αποτελεί το πρώτο σοβαρό βήμα, όταν πρόκειται να επιδοθεί κάποιος στη συστηματική μελέτη του ουρανού αλλά και χρήσιμο συμπλήρωμα της εγκυκλοπαιδικής μόρφωσης κάθε ανθρώπου, ιδίως τη σημερινή εποχή. Καλό θα είναι να είμαστε σε θέση να αναγνωρίζουμε αμέσως δίχως κόπο τους διάφορους αστερισμούς οποιαδήποτε εποχή του έτους και οποιαδήποτε ώρα της νύχτας. Ο προσανατολισμός, ο κατά προσέγγιση προσδιορισμός της ώρας, ο καθορισμός της θέσεως στην οποία περίπου εμφανίσθηκε τυχών ουράνιο σώμα (κομήτης, καινοφανής αστέρας, μετέωρο κ.τ.λ.) δεν παρουσιάζουν καμιά δυσκολία, όταν γνωρίζουμε καλώς τους αστερισμούς, δηλαδή όταν είμαστε κάτοχοι της ουρανογραφίας.

Ο καλλίτερος τρόπος για να μάθει κάποιος εύκολα και άκοπα την ουρανογραφία είναι να αρχίσει από την αναγνώριση των λεγόμενων αειφανών αστερισμών, επειδή αυτοί, βρισκόμενοι πάντοτε πάνω από τον ορίζοντα, είναι δυνατόν να αναγνωριστούν αμέσως καθ’ όλη τη διάρκεια του έτους και οποιαδήποτε ώρα της νύχτας. Αρκεί γι’ αυτό να βρισκόμαστε σε σημείο με ορίζοντα ανοιχτό από παντού, να είναι ο ουρανός αίθριος και να μη φωτίζεται από τη Σελήνη ή από την ανταύγεια των φώτων γειτονικών συνοικισμών ή πόλεων (φωτορύπανση), διότι τότε εξαφανίζονται οι αμυδρότεροι αστέρες και δυσχεραίνεται η αναγνώριση.

Η σχετική προσπάθεια διευκολύνεται σημαντικά εάν εφοδιαστούμε με ένα χάρτη του ουρανού στον οποίο να εικονίζονται οι σπουδαιότεροι αστερισμοί με τους λαμπρότερους αστέρες τους και με ένα φακό (κόκκινο φως ώστε να μην επηρεάζεται η νυχτερινή μας όραση) για την ανάγνωση του χάρτη. Τέτοιοι χάρτες υπάρχουν αρκετοί στο εμπόριο, όπως επίσης και αστρονομικά επιπεδόσφαιρα, με κινητό ορίζοντα κτλ. Είναι περιττό να πούμε ότι, εκτός των ανωτέρω εφοδίων, χρειάζεται απαραίτητα λίγη επιμονή και υπομονή, ιδίως κατά την αρχή της προσπάθειας. Τα δύο αυτά προσόντα τα οποία αποτελούν βασική προϋπόθεση για την επιτυχή έκβαση κάθε προσπάθειας, αναπτύσσονται και ενισχύονται σημαντικά όταν ασχοληθεί κάποιος με ζήλο στη σπουδή του ουρανού και την παρακολούθηση των ουράνιων φαινομένων. Εξοπλισμένοι με όλα τα ανωτέρω εφόδια θα είμαστε έτοιμοι για την αναγνώριση των αστερισμών ως εξής:

Αφού προσανατολιστούμε, στρεφόμαστε προς τον βορρά, οπότε αμέσως θα αναγνωρίσουμε τον αστερισμό της Μεγάλης Άρκτου από το χαρακτηριστικό του σχήμα. Από την Μεγάλη Άρκτο ως αφετηρία και με τη βοήθεια του χάρτη μας προσπαθούμε να αναγνωρίσουμε βήμα βήμα τον ένα αστερισμό μετά τον άλλο, συνδέοντας τους λαμπρότερους αστέρες τους με νοητές γραμμές. Ένα χαρακτηριστικό παράδειγμα είναι ο εντοπισμός του Πολικού αστέρα (Polaris) του λαμπρότερου αστέρα της Μικρής Άρκτου. Αφού εντοπίσουμε τη θέση του εντυπωσιακού αστερισμού της Μεγάλης Άρκτου, με το χαρακτηριστικό σχήμα επικεντρώνουμε την παρατήρησή μας στο τραπέζιο που νοητά σχηματίζουν οι τέσσερις αστέρες, α, β, γ, δ, της Μεγάλης Άρκτου, όπως φαίνονται στον διπλανό χάρτη, με τις αντιπροσωπευτικές ονομασίες τους. Η νοητή προέκταση της ευθείας που ενώνει τους δύο από τους τέσσερις αστέρες, τον β και τον α της Μεγάλης άρκτου, καταλήγει στον Πολικό αστέρα, τον α της Μικρής Άρκτου. Η απόσταση που χωρίζει τον Πολικό αστέρα από τον αστέρα α της Μεγάλης Άρκτου είναι περίπου πέντε φορές η απόσταση των αστέρων β, α της Μεγάλης Άρκτου.

Καλό θα είναι οι αρχάριοι παρατηρητές να μην βιάζονται να μάθουν με μιας πολλούς αστερισμούς. Είναι προτιμότερο να προχωρούν στην εκμάθηση των αστερισμών με αργό ρυθμό από νύχτα σε νύχτα αλλά συστηματικά σταθεροποιώντας τα βήματά τους με συχνές επαναλήψεις αυτών που ήδη έχουν μάθει. Όταν οπωσδήποτε εξοικειωθούμε με αρκετούς αστερισμούς, οποιοσδήποτε από αυτούς, αρκεί να είναι αρκετά ευδιάκριτος, μπορεί να μας χρησιμεύσει αντί της Μεγάλης Άρκτου ως αφετηρία για την αναγνώριση των γειτονικών του.

Αφού θα έχουμε αποκτήσει σταδιακά ευχέρεια στην αναγνώριση των κυριότερων τουλάχιστον αστερισμών, το δεύτερο αλλά σπουδαίο επίσης βήμα αποτελεί η εκμάθηση των ονομάτων των αστέρων κάθε αστερισμού το οποίο επιτυγχάνεται πάλι με τη βοήθεια του χάρτη των αστερισμών. Σε αυτό το στάδιο συνιστάται στους αρχάριους να προσπαθούν να αποκτήσουν συνείδηση του βαθμού λαμπρότητας κάθε αστέρα ώστε να μπορούν να καθορίζουν άμεσα και μ’ ένα απλό βλέμμα κατ’ εκτίμηση το κατά προσέγγιση αστρικό μέγεθός τους.