Μολονότι η πρόοδος της διαστημικής επιστήμης έχει δόσει τη δυνατότητα επιτόπιων μετρή-
σεων στο μεσοπλανητικό χώρο, σε πλανήτες, ακόμα και σε κομήτες, η ηλεκτρομαγνητική
ακτινοβολία εξακολουθεί να είναι η βασική πηγή πληροφορίας για τις φυσικές συνθήκες που
επικρατούν στα αστρονομικά αντικείμενα. Δεν είναι λοιπόν περίεργο ότι ένα μεγάλο μέρος
της Αστροφυσικής έχει να κάνει με τη μέτρηση και ερμηνεία της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας.
Η μέτρηση της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας είναι αντικείμενο της παρατηρησι-
ακής αστροφυσικής και δεν θα μας απασχολήσει εδώ. Θα περιοριστούμε στην ερμηνεία της
ακτινοβολίας, που στην ουσία είναι μια διαγνωστική μέθοδος για τις φυσικές συνθήκες που
επικρατούν σε μακρινά αντικείμενα με βάση την ακτινοβολία που φτάνει σε μας. Εξάλλου σε προηγούμενο άρθρο μας έχουμε μιλήσει εκτενώς για το φάσμα της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας.
Μεγέθη πεδίου ακτινοβολίας.
Το πεδίο της ακτινοβολίας δεν είναι τίποτε άλλο παρά ο χώρος ό που υπάρχει ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία: ο χώρος όπου εκπέμπεται, απορροφάται ή απλά διαδίδεται. Τέτοιος χώρος μπορεί να είναι αστέρι, μεσοαστρικό υλικό, η ατμόσφαι ρα της γης ή ακόμα και ο χώρος ανάμεσα στο αντικειμενικό κάτοπτρο ενός τηλεσκόπιου καιτον ανιχνευτή της ακτινοβολίας. Για την ποσοτική περιγραφή του πεδίου ακτινοβολίας χρησιμο ποιούνται οι φυσικές ποσότητες που θα περιγράψουμε στη συνέχεια.Στην περίπτωση των αστεριών χρησιμοποιούμε τον όρο αστρική ατμόσφαιρα για να αναφερθούμε στα εξωτερικά τους στρώματα από όπου προέρχεται η ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία. Από αυτόν τον ορισμό είναι φανερό ότι η αστρική ατμόσφαιρα δεν έχει σαφή όρια, σε αντίθεση με την ατμόσφαιρα της γης όπου το κάτω όριό της είναι ο στερεός φλοιός. Είναι επίσης φανερό ότι για το εσωτερικό των αστεριών η ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία δεν μας δίνει καμιά πληροφορία.
Ισότροπο πεδίο και ροή ακτινοβολίας.
Ισότροπο ονομάζεται το πεδίο της ακτινοβολία του οποίου η ένταση είναι ίδια προς όλες τις διευθύνσεις του πεδίου ακτινοβολίας.
Η ροή της ακτινοβολίας είναι η ενέργεια ανά μονάδα χρόνου, επιφάνειας και συχνότητας, που περνάει από όλες τις διευθύνσεις από μια στοιχειώδη επιφάνεια.
Σημειακή και εκτεταμένη πηγή.
Ένα αστρονομικό αντικείμενο χαρακτηρίζεται ως σημειακή πηγή όταν η φαινόμενη διάμετρος του είναι πολύ μικρή, σε σχέση με την διακριτική ικανότητα του οργάνου με το οποίο παρατηρείται. Κλασική περίπτωση σημειακών πηγών είναι τα αστέρια (εκτός από τον ήλιο).
Ως εκτεταμένες πηγές χαρακτηρίζονται τα αστρονομικά αντικείμενα που έχουν φαινόμενη (γωνιακή) διάμετρο, μεγαλύτερη από τη διακριτική ικανότητα του οργάνου που χρησιμοποιούμε για την παρατήρηση τους, έτσι ώστε μπορούμε να διακρίνουμε λεπτομέρειες στην επιφάνεια του. Τέτοια αντικείμενα είναι ο ήλιος, οι πλανήτες και τα νεφελώματα.
Φωτεινότατα και λαμπρότητα.
Όταν ένα σώμα εκπέμπει ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία, η ολική ισχύς της ακτινοβολίας αναφέρεται ως φωτεινότητα (L) του σήματος. Με τον όρο “ολική ισχύς της ακτινοβολίας” εννοούμε, την αθροιστική ισχύς για όλα τα μήκη κύματος της εκπεμπόμενης ακτινοβολίας.
Λαμπρότητα (b) ενός σήματος που εκπέμπει ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία, σε συγκειμένη απόσταση από το σώμα (r), ορίζεται η ροή ενέργειας της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας στην απόσταση αυτή.
Μέλαν σώμα.
Σε πολλές περιπτώσεις το αίτιο εκπομπής ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολία από ένα σώμα, είναι η θερμοκρασία του σώματος. Τότε η εκπεμπόμενη ακτινοβολία αναφέρεται ως “θερμική ακτινοβολία” του σώματος. Για την θεωρητική μελέτη της θερμικής ακτινοβολίας, ορίζεται ένα ιδανικό σώμα, του οποίου η επιφάνεια απορρόφα πλήρως την προσπίπτουσα στο σώμα ακτινοβολία. Ένα τέτοιο σώμα ονομάζεται μέλαν σώμα.
Το φαινόμενο μέγεθος (m) εκφράζει την φαινομενική λαμπρότητα ενός αστέρα από έναν παρατηρητή για κάθε φασματική περιοχή παρατήρησης. Δεν εκφράζει τις διαστάσεις του αστέρα, ούτε τη μάζα του ούτε τον όγκο, ούτε τη συνολική εκπεμπόμενη ενέργεια του. Όσο μικρότερο είναι το αστρικό μέγεθος, τόσο λαμπρότερος είναι ο αστέρας.
Από ενεργειακή άποψη, οι αστέρες θεωρούνται “εξωτικές μηχανές” παραγωγής ενέργειες. η ολική ισχύς ενός αστέρα είναι άθροισμα: της φωτεινότητας του αστέρα, της ισχύος που οφείλεται στην έκλυση νετρινίων από τον αστέρα και τέλος της ισχύ που οφείλεται στην απώλεια μάζας αστέρα.
Οι τιμές της απόλυτης λαμπρότητας και μεγέθους ενός άστρου, προκύπτουν από περίπλοκες αλλά καθιερωμένες πλέον εξισώσεις. Θα τις αναφέρουμε επιγραμματικά, όμως δεδομένου πως η ανάλυση τους αποτελεί πανεπιστημιακού επιπέδου τεχνική γνώση, θα παραπέμψουμε τους αναγνώστες που ενδιαφέρονται παραπάνω στις πηγές μας (οι πηγές βρίσκονται στο τέλος του άρθρου. Κύριες πηγές του άρθρου είναι τα τμήματα φυσικής των Πανεπιστημίων Πάτρας και Καποδιστριακού, καθώς επίσης και το αστεροσκοπείο Αθηνών).
 |
| Η απόλυτη λαμπρότητα του ήλιου. |
Θερμοκρασία χρώματος και ενεργός θερμοκρασία.
Θερμοκρασία χρώματος ενός αστέρα είναι η θερμοκρασία που πρέπει να έχει το μέλαν σώμα ώστε το χαρακτηριστικό χρώμα του, να συμπίπτει με το παρατηρούμενο χαρακτηριστικό χρώμα.
Ενεργός θερμοκρασία ενός αστέρα είναι η θερμοκρασία που πρέπει να έχει ένα μέλλον σώμα, ώστε η επιφανειακή λαμπρότητα του να συμπίπτει με την παρατηρούμενη λαμπρότητα του.
 |
| Χρήση του νόμου που διατύπωσε ο Wien, με σκοπό τον υπολογισμό της θερμοκρασίας χρώματος του ήλιου. |
Το φαινόμενο χρώμα ενός αστέρα είναι το αίσθημα που δημιουργείται στον οφθαλμό του παρατηρητή από όλα τα μήκη κύματος του ορατού φάσματος του αστέρα. Το οπτικό αυτό αίσθημα επηρεάζεται καθοριστικά από χαρακτηριστικό χρώμα του αστέρα. Για να κατανοηθεί πλήρως το παραπάνω αρκεί να αναφέρουμε στο σημείο αυτό, πως το φαινόμενο χρώμα είναι το αίσθημα που δημιουργείται από πολλά μήκη κύματος, ενώ το χαρακτηριστικό χρώμα από ένα και μοναδικό μήκος κύματος (όπως έχουμε πει και στο παρελθόν αναλύοντας το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα, η ακτινοβολία που έχει ένα μήκος κύματος ονομάζεται μονοχρωματική).
Το φαινόμενο χρώμα ενός αστέρα εξαρτάται από την επιφανειακή θερμοκρασία του. Ένας ψυχρός αστέρας (Τ=3000 Κ), έχει το χαρακτηριστικό του χρώμα στην υπέρυθρη περιοχή του φάσματος. Ο οφθαλμός αντιλαμβάνεται ως φαινόμενο χρώμα το ερέθισμα από τα μήκη κύματος του ορατού φάσματος, που βρίσκονται προς την πλευρά του χαρακτηριστικού χρώματος, δεδομένου του γεγονότος πως ο οφθαλμός δέχεται περισσότερα ερυθρά φωτόνια και λιγότερα προοδευτικά προς το κυανό χρώμα.
Συμπέρασμα.
Κανόνας TC: Οι ερυθροί αστέρες είναι σχετικά ψυχροί με χαμηλές επιφανειακές θερμοκρασίες, ενώ οι κυανοί αστέρες είναι σχετικά θερμοί με υψηλές επιφανειακές θερμοκρασίες.
Μέτρηση αποστάσεων ουρανίων σωμάτων.
Η ταχύτητα του φωτός:
Το φως έχει πεπερασμένη ταχύτητα (σύμφωνα με την ειδική θεωρία της σχετικότητας).
Αυτή έχει μετρηθεί και είναι ίση με 299792,458 km/s
Λόγω της πεπερασμένης ταχύτητας η πληροφορία από τα ουράνια σώματα αργεί να μεταφερθεί σε μεγάλες αποστάσεις. Το φως του πιο κοντινού αστέρα κάνει 4.27 χρόνια να φτάσει στη Γη. Το φως του γαλαξία της Ανδρομέδας (σχετικά κοντινός σε εμάς) κάνει 2.200.000 χρόνια να φτάσει στη Γη.
Ουσιαστικά βλέπουμε το παρελθόν του σύμπαντος. Όσο πιο μακριά κοιτούμε με τα τηλεσκόπια, τόσο πιο παλιά στο χρόνο ταξιδεύουμε
Tο φως της Σελήνης φτάνει στη Γη σε 1 secπερίπου.
Το φως του πιο κοντινού αστέρα κάνει 4.27 χρόνια να φτάσει στη Γη.
Το φως του Ήλιου φτάνει στη Γη σε 8.5 min περίπου (499 sec).
*Σύμφωνα με τα παραπάνω, αν υποθετικά ο ήλιος μας πάψει να ακτινοβολεί (σβήσει), εμείς στην Γη θα καταλάβουμε την διαφορά (θερμότητας, φωτός κτλ) περίπου 8 λεπτά μετά!Βέβαια κάτι τέτοιο δεν πρόκειται να συμβεί άμεσα αλλά ούτε και με τον υποθετικό τρόπο που περιγράφουμε εδώ. Περισσότερες πληροφορίες σχετικά με τα φυσικά του ήλιου, θα δούμε σε μελλοντικά άρθρα.
Έτος φωτός είναι η απόσταση που διανύει το φως στο κενό μέσα σε ένα έτος.Για μακρινές
αποστάσεις (πχ αστρικές αποστάσεις ή αποστάσεις γαλαξιών) χρησιμοποιούμε το έτος φωτός.
Η απόσταση της Γης από τον Ήλιο ονομάζεται αστρονομική μονάδα (Astronomical Unit-AU).
Για κοντινές αποστάσεις (πχ εντός του Ηλιακού συστήματος) χρησιμοποιούμε την αστρονομική μονάδα.
Μέτρηση αποστάσεων ουρανίων σωμάτων.
Οι αποστάσεις των αστέρων μετρώνται με διάφορες μεθόδους οι οποίες χωρίζονται βασικά σε γεωμετρικές και φωτομετρικές. Η βασικότερη μέθοδος μέτρησης απόστασης για τις κοντινές αποστάσεις είναι η μέθοδος της παράλλαξης
Με τη χρήση της παραλλακτικής γωνίας ορίζεται μια ακόμη μονάδα μέτρησης στο σύμπαν,το parsec (pc) και ισούται με την απόσταση στην οποία ένας αστέρας παρουσιάζει παράλλαξη π=1 arcsec.
Πηγές:
ecourse.uoi.gr
physics.upatras.gr
eclass.uoa.gr
astro.noa.gr