ΣτηνΑστρονομία γενικάαστέρας ή απλανής (σε αντιδιαστολή με τονπλανήτη), ονομάζεται κάθεουράνιο σώμα που διατηρεί όλες εκείνες τις ιδιότητες του δικού μαςΉλιου πέριξ του οποίου περιστρέφεται ηΓη. Συνεπώς όλοι οιαστέρες είναι Ήλιοι, εκ των οποίων και παρατηρείται κατάστικτος οουράνιος θόλος.
Κατά τηνΑστροφυσική, ο κάθε αστέρας είναι ένα λαμπερό αέριοουράνιο σώμα που παράγει ενέργεια από πυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης που συμβαίνουν στονπυρήνα του. Όταν ημάζα του σώματός του είναι μικρότερη από 0.08 φορές της μάζας τουΉλιου 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 σενεφελώματα, όταν μία περιοχή καταρρεύσει από το βάρος της, υπό την επίδραση της βαρύτητας. Όταν το νεφέλωμα είναι αρκετά πυκνό, αρχίζουν οι πυρηνικές αντιδράσεις, καθώς το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο μέσω τηςπυρηνικής σύντηξης. Όσο το άστρο εκτελεί αυτή τη διαδικασία, βρίσκεται στηνκύρια 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 σεερυθρούς γίγαντες και συντήκουν βαρύτερα στοιχεία. Στη συνέχεια, αστέρες σαν τον ήλιο απομακρύνουν την ατμόσφαιρά τους και μετατρέπονται σελευκούς νάνους. Αστέρια δέκα ή περισσότερες φορές από τον ήλιο συντήκουν όλο και βαρύτερα στοιχεία, μέχρι σχηματιστείσίδηρος. Τότε εκρήγνυνται ωςυπερκαινοφανείς αστέρες και το αντικείμενο που μένει είναι απίστευτα συμπυκνωμένο. Αυτά τα αντικείμενα είναι οιαστέρες νετρονίων και οιμαύρες τρύπες.
Παρατηρώντας κυρίως τη νύχτα στον Ουράνιο θόλο, τους αστέρες, διαπιστώνεται ότι αυτοί δεν κατανέμονται ομοιόμορφα σ΄ αυτόν, ενώ παρουσιάζουν κάποια ευδιάκριτα συμπλέγματα τα οποία και ονομάζονταιαστερισμοί. Οι αστέρες βρίσκονται καταχωρημένοι σε καταλόγους. Από τηνπαρατήρηση των αστέρων αυτοί διακρίνονται σε τρεις κατηγορίες:
Από τους αστέρες μόνο οι 30 λαμπρότεροι φέρουν ο καθένας ιδιαίτερο όνομα, συνήθως ελληνικής προέλευσης όπως οΑρκτούρος ή αραβικής όπως οΑλτάιρ (=αετός ιπτάμενος).
Τόσο όμως αυτοί οι 30 αστέρες, όσο και όλοι οι άλλοι οι ορατοί χωρίςτηλεσκόπιο, σε κάθε αστερισμό, έχουν καθορισθεί διεθνώς (ο καθένας) με ένα γράμμα (μικρό) του ελληνικού αλφαβήτου. Το γράμμαα έχει συνήθως ο λαμπρότερος αστέρας του αστερισμού, τοβ ο αμέσως αμυδρότερος κ.ο.κ.. Έτσι λοιπόν οΒέγας, ο λαμπρότερος αστέρας του βορείου ουράνιου ημισφαιρίου, στοναστερισμό της Λύρας, λέγεται καια Lyr (ήα της Λύρας).
Εάν κάποιος αστερισμός έχει περισσότερους από 24 αστέρες (αρκετά σύνηθες) τότε αμέσως μετά τονω (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 στουςαστρικούς καταλόγους.
Οι αστέρες σχηματίζονται μέσα σε 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 ονομάζονταιμοριακά νέφη (ωεφελώματα) και αποτελούνται κυρίως απόυδρογόνο, με περίπου 23-28%ήλιο και ένα μικρό ποσοστό βαρύτερα στοιχεία. Ένα παράδειγμα μίας τέτοιας περιοχής σχηματισμού άστρων, είναι τονεφέλωμα του Ωρίωνα.[1]Δεδομένου ότι τα μεγάλα αστέρια σχηματίζονται στα μοριακά νέφη, φωτίζουν έντονα αυτά τα σύννεφα. Μπορούν επίσης ναιονίσουν 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 ενόςυπερκαινοφανή (μαζική αστρική έκρηξη) ή τη σύγκρουση δύογαλαξιών (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, έναςπρωτοαστέρας σχηματίζεται στον πυρήνα[3]. Αυτοί οι προ Κύριας Ακολουθίας αστέρες συχνά περιβάλλονται από ένανπρωτοπλανητικό δίσκο. Η περίοδος της βαρυτικής συστολής διαρκεί περίπου 10-15 εκατομμύρια χρόνια.
Οι πρωτοαστέρες που είναι μικρότεροι από 2 ηλιακές μάζες ονομάζονταιαστέρες τύπου T Ταύρου, ενώ αυτοί με μεγαλύτερη μάζα είναιαστέρες Herbig AE/Be. Αυτά τα νεογέννητα αστέρια εκπέμπουν πίδακες αερίου κατά μήκος του άξονα περιστροφής τους, γεγονός που μπορεί να μειώσει τηστροφορμή του καταρρέοντος αστέρα και να δημιουργήσει μικρές περιοχές νέφωσης γνωστές ωςαντικείμενα Herbig-Haro.[4][5] Αυτοί οι πίδακες, σε συνδυασμό με την ακτινοβολία από κοντινά μεγάλα άστρα, μπορεί να βοηθήσει για να απομακρυνθεί το νέφος μέσα στο οποίο σχηματίστηκε το άστρο.[6]
Οι αστέρες δαπανούν περίπου το 90% της διάρκειας της ζωής τους στησύντηξη υδρογόνου που μετατρέπεται σε ήλιο σε υψηλήθερμοκρασία και υψηλή πίεση κοντά στον πυρήνα. Τέτοια αστέρια λέγεται ότι είναι στηνκύρια ακολουθία και ονομάζονται αστέρια νάνοι. Ξεκινώντας από τη μηδέν-ηλικία στην κύρια ακολουθία, η αναλογία του ηλίου στον πυρήνα ενός αστέρα θα αυξάνεται σταθερά. Κατά συνέπεια, προκειμένου να διατηρηθεί ο απαιτούμενος ρυθμός 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 έναναστρικό άνεμο σωματιδίων που προκαλεί μια συνεχή εκροή αερίου προς τοδιάστημα. Για τα περισσότερα αστέρια, το ποσό της μάζας όπου χάνεται είναι αμελητέα. ΟΉλιος 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 εξέλιξή τους.[10] Τα αστέρια που αρχίζουν με πάνω από 50 ηλιακές μάζες μπορεί να χάσουν πάνω από το ήμισυ της 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 τον 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 ονομάζονταικόκκινοι 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.
Εκτός από τη μάζα, το ποσοστό των στοιχείων που είναι βαρύτερα από το ήλιο μπορεί να διαδραματίσει σημαντικό ρόλο στην εξέλιξη των άστρων. Στην αστρονομία όλα τα στοιχεία βαρύτερα από το ήλιο θεωρούνται «μέταλλα», και η συγκέντρωση αυτών των χημικών στοιχείων ονομάζεταιμεταλλικότητα. Η μεταλλικότητα μπορεί να επηρεάσει τη διάρκεια που ένα αστέρι θα κάψει τα καύσιμά του, να ελέγχει τον σχηματισμό τωνμαγνητικών πεδίων[12] και να τροποποιήσει τη δύναμη του αστρικού ανέμου.[13] Παλαιότερα, ο πληθυσμός αστέρων ΙΙ έχουν σημαντικά μικρότερη μεταλλικότητα από ό,τι οι νεότεροι, οι αστέρες πληθυσμού I, λόγω της σύνθεσης των μοριακών νεφών από τα οποία σχηματίζονται. (Με την πάροδο του χρόνου όπου γίνονται αυτά τα σύννεφα εμπλουτίζονται όλο και περισσότερο με βαρύτερα στοιχεία, καθώς τα μεγαλύτερα αστέρια πεθαίνουν και απομακρύνουν τμήματα της ατμόσφαιράς τους.)
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 ένανκόκκινο γίγαντα. Για παράδειγμα, σε περίπου 5 δισεκατομμύρια χρόνια, όταν οΉλιος θα είναι ένας ερυθρός γίγαντας, θα αναπτυχθεί σε μέγιστη ακτίνα περίπου 1αστρονομική μονάδα (150 εκατομμύρια χιλιόμετρα), 250 φορές το σημερινό μέγεθός του. Ως γίγαντας, ο Ήλιος θα χάσει περίπου το 30% της τρέχουσας μάζας του.[8][14]
Σε έναν 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 έναν 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 ερυθρούςυπεργίγαντες. 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 απόνέον,οξυγόνο καιπυρίτιο. 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 παραγωγήσιδήρου. 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 τηνσχάση.[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 ωςαστέρες Wolf-Rayet που έχουν έναν ισχυρό αστρικό άνεμο που απομακρύνει την εξωτερική ατμόσφαιρα.
Ένα εξελιγμένο, μέσου μεγέθους αστέρι θα απομακρύνει πλέον τα εξωτερικά στρώματά του ως έναπλανητικό 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 ωςλευκός νάνος.[17] Ηύλη εκφυλισμένων ηλεκτρονίων μέσα σε έναν λευκό νάνο δεν είναι πλέονπλάσμα, ακόμα κι αν αστέρια γενικά αναφέρονται ως σφαίρες πλάσματος. Οι λευκοί νάνοι τελικά θα εξασθενίσουν σε μαύρους νάνους σε ένα πολύ μεγάλο χρονικό διάστημα.
Τονεφέλωμα 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, σχηματίζονταςνετρόνια καινετρίνα 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 ωςυπερκαινοφανής αστέρας. Οι υπερκαινοφανείς είναι τόσο φωτεινοί ώστε να μπορούν να επισκιάσουν για λίγο ολόκληρο τονγαλαξία όπου βρίσκεται ο αστέρας. Όταν εκδηλώνονται εντός τουΓαλαξία 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 σχηματίζεινεφελώματα, όπως τοΝεφέλωμα του Καρκίνου)[18] και αυτό που μένει θα είναι έναςαστέρας νετρονίων (ο οποίος εκδηλώνεται ενίοτε ωςπάλσαρ ή με εκρήξεις ακτινών Χ) ή, στην περίπτωση των μεγαλύτερων αστέρων (αρκετά μεγάλα για να αφήσει ένα αστρικό υπόλειμμα μεγαλύτερο από περίπου 4 ηλιακές μάζες), μιαμαύρη τρύπα.[19] Σε έναν αστέρα νετρονίων, η ύλη είναι σε μια κατάσταση γνωστή ωςύλη 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 τον σχηματισμό βραχωδών πλανητών. Τα υπολείμματα υπερκαινοφανών και ο αστρικός άνεμος από μεγάλα αστέρια παίζουν σημαντικό ρόλο στη διαμόρφωση του διαστρικού ενδιάμεσου.[18]
Οι αστέρες παράγουν ενέργεια με έναν μηχανισμό γνωστό ωςπυρηνική σύντηξη. Η ενέργεια που απελευθερώνεται, οφείλεται στο ότι ηενέργεια σύνδεσης ανάνουκλεόνιο στα προϊόντα της σύντηξης, είναι μικρότερη από το άθροισμα των ενεργειών σύνδεσης που χαρακτηρίζει κάθε αντιδρών συστατικό της σύντηξης (μέχρι του σχηματισμό τουσιδήρου. 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 ήνετρίνα ηλεκτρονίου) και με τη μορφήακτινοβολίας γάμμα.
Πυρηνική σύντηξη μπορούν να δημιουργήσουν μόνον ελαφρά στοιχεία, όπως ταισότοπα τουυδρογόνου. Με τη θέρμανσηαερίουυδρογόνου σε υψηλές θερμοκρασίες, προκαλούνται συγκρούσεις των πυρηνών των ατόμων τουυδρογόνου, τόσο ορμητικές και βίαιες που τελικά αυτοί συνενώνονται δημιουργώντας σταδιακά, πυρήνες ενός άλλου στοιχείου (μεταστοιχείωση), τουηλίου, εκλύοντας ταυτόχροναθερμική ενέργεια.
Τα περισσότερα αστέρια έχουν ηλικία μεταξύ 1 δισ. και 10 δισεκατομμύρια χρόνια. Μερικά αστέρια μπορεί ακόμη και να έχουν ηλικία κοντά στα 13,7 δισεκατομμύρια 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 καίνευδρογόνο 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]
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 οιφαινόμενοι διάμετροι αρκετών εξ αυτών, οι οποίοι και βρίσκονται πάντοτε μικρότεροι των 0",06. Τη μεγαλύτερη ακτινική διάμετρο από τους αστέρες εκτός του Ήλιο την έχει ο υπεργίγαντας αστέρας R Δόρατος και ακολουθεί οΜπετελγκέζ.[24] Εξ αυτών μετρήθηκαν και οι πραγματικοί διάμετροι.Είναι όμως δυνατόν να βρεθούν οι διαστάσεις των αστέρων και από τοαπόλυτο μέγεθος αυτών εφόσον αυτό εξαρτάται από την επιφανειακήθερμοκρασία 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 σεαστέρες γίγαντες,υπεργίγαντες, αλλά καιαστέρες 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 οΜπετελγκέζ και οΑντάρης, 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 τηνακτινική ταχύτητα προς ή μακριά από τον Ήλιο, και η τραβέρσα γωνιακή κίνηση, η οποία ονομάζεταιιδία κίνηση.
Ακτινική ταχύτητα μετριέται με τημετατόπιση 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 τη μέτρηση τηςπαράλλαξης.[25]
Αφού είναι γνωστοί και οι δύο συντελεστές της κίνησης, τη διαστημική ταχύτητα του αστεριού μπορεί να υπολογιστεί σε σχέση με τον Ήλιο ή τον 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 έχουνκλίση 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 τοΉτα 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 στηφωτεινότητα 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 στομικρό νέφος του Μαγγελάνου έχει μετρηθεί στις 265 ηλιακές μάζες, βάζοντας το όριο αυτό υπό αμφισβήτηση.[30]
Τα πρώτα αστέρια που σχηματίστηκαν μετά τηΜεγάλη Έκρηξη μπορεί να ήταν μεγαλύτερα, μέχρι και 300 ηλιακές μάζες ή περισσότερο, λόγω της πλήρους απουσίας στοιχείων βαρύτερων από τολίθιο 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 τουΔία, 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 τηΓη, 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 καιδορυφόροι τους (φεγγάρια), κάποιοι από τους οποίους φαίνονται με γυμνό μάτι, και πολλοί τα ονομάζουν και αυτά, λανθασμένα, αστέρια. Οι μόνοι γνωστοίπλανήτες που έχουμε εξερευνήσει μέχρι σήμερα, είναι αυτοί του δικού μαςηλιακού 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 τηςνύχτας.
Όπως διαπιστώνει ο κάθε παρατηρητής του ουράνιου θόλου, όλοι οι αστέρες δεν παρουσιάζουν την ίδιαλαμπρότητα. Μερικοί είναι εξόχως λαμπροί, άλλοι φαίνονται αμυδρότεροι με κατάληξη εκείνων που μόλις διακρίνονται. Με τατηλεσκόπια διακρίνονται αστέρες κατά πολύ ακόμα αμυδρότεροι. Οι διαφορές αυτές οφείλονται σε τρεις λόγους: στην απόσταση, στομέγεθός τους και στηθερμοκρασία τους. Συνεπώς το «μέγεθος» ή τοφαινόμενο μέγεθος, όπως αποκαλείται, ενός αστέρα δεν εκφράζει τις πραγματικές του διαστάσεις, αλλά μόνο τη λαμπρότητά του σε σχέση μ΄ εκείνη των άλλων αστέρων.
Από τουςαρχαίους Έλληνες αστρονόμους και προ παντός τονΊππαρχο (Ελληνιστική περίοδος), αλλά και τονΚλαύδιο 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 αστρονόμοςΤζων 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 κατά2,512 φορές λαμπρότεροι από εκείνους του επόμενου μεγέθους».[33] Τη διαφορά λαμπρότητας 2,512 μεταξύ των μεγεθών επεσήμανε ο Άγγλος αστρονόμος Νόρμαν Πόγκσον (Norman Robert Pogson) το 1856.
Τα σημερινάτηλεσκόπια, ανάλογα με τον αντικειμενικόφακό τους ή τοκάτοπτρό 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 βοήθειαφωτομέτρων καθορίζονται ασφαλέστερα και τα δέκατα του μεγέθους. Έτσι ο αστέραςΛαμπαδίας (οα τουαστερισμού του Ταύρου) έχει μέγεθος 1,1, ενώ οΠολυδεύκης (οβ τωνΔιδύμων) είναι 1,2 μεγέθους και οΒασιλίσκος (οα τουΛέοντος) 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 προαναφερθείςΒέγας (α της Λύρας) έχει μέγεθος 0,1 ενώ ηΑιξ (α Ηνιόχου) και οΑρκτούρος (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 οΚάνωπος (α της Τρόπιδας της Αργούς) που έχει μέγεθος -0,9 και ο δεύτερος ο γνωστόςΣείριος (α του Μεγάλου Κυνός), ο λαμπρότερος όλων των αστέρων στηνΟυράνια σφαίρα, που είναι -1,46 μεγέθους.
Εύλογα καθίσταται πλέον αντιληπτό ότι τα άλλα λαμπρότερα των αστέρων ουράνια σώματα λαμβάνουν τιμές μεγέθους αρνητικές και μεγαλύτερες σεαπόλυτη τιμή, π.χ. (συγκριτικά) ο πλανήτηςΑφροδίτη (ο λαμπρότερος των πλανητών) έχει μέγεθος -4,3, η δεΣελήνη (λαμπρότερος των δορυφόρων και των πλανητών) ως Πανσέληνος έχει μέγεθος -12,6, ενώ οΉλιος -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 10παρσέκ, [όταν 1 παρσέκ (pc) = 3,26 ε.φ. (l.y.)]) και σ΄ αυτή την απόσταση συγκρίνουν τη 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 τουΠολικού αστέρα (Polaris) -4,6. Τα απόλυτα αυτά παραπάνω μεγέθη, μας καταδεικνύουν πως ο Πολικός είναι λαμπρότερος, ακολουθεί ο Σείριος, και αυτόν οΉλιος. ΟΣείριος 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.
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 με αυτή την ταξινόμηση οι αστέρες που παρουσιάζουν στο φάσμα τους έντονες γραμμές υδρογόνου ταξινομήθηκαν ως αστέρες τύπουΑ, ενώ σ΄ εκείνους που στο φάσμα τους οι γραμμές υδρογόνου δεν είναι ορατές ως τύπουQ.[35] Έτσι οι ενδιάμεσες κατηγορίες έλαβαν ως όνομα τα ενδιάμεσα γράμματα του λατινικού αλφαβήτου. Οι γραμμές υδρογόνου κορυφώνονται σε θερμοκρασία περίπου 9.000βαθμών 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 είναιO,B,A,F,G,K καιM. 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 οΈντουαρντ Πίκερινγκ (1846-1919) και οι συνεργάτες του στοαστεροσκοπείο του Χάρβαρντ.
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 τύπου0 (υπεργίγαντες) σεΙΙΙ (ερυθροί γίγαντες) μέχρι V (αστέρας στηνΚύρια Ακολουθία). Τα περισσότερα αστέρια βρίσκονται στην Κύρια Ακολουθία, δηλαδή εκπέμπουν ενέργεια μετατρέποντας τουδρογόνο σεήλιο. Αυτοί οι αστέρες αποτελούν μία στενή, διαγώνια γραμμή στο διάγραμμα φωτεινότητας - θερμοκρασίας.[37]
Στην ουράνια σφαίρα υπάρχουν αστέρες των οποίων το φαινόμενο μέγεθος δεν μένει σταθερό, αλλά μεταβάλλεται με την πάροδο του χρόνου. Αυτοί οι αστέρες ονομάζονταιμεταβλητοί 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 στηΓη, σε σφάλματα των παρατηρήσεων κλπ. Ο κλάδος τηςΑστρονομίας που ασχολείται με τους μεταβλητούς αστέρες είναι κυρίως ηΦωτομετρία. Οιφωτομετρικές παρατηρήσεις μας δίνουν τις λεγόμενεςκαμπύλες 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 τηνΑστροφυσική.
Στους περισσότερους μεταβλητούς αστέρες η μεταβολή της λαμπρότητας είναιπεριοδική, με περίοδο που μπορεί να είναι από λίγες ώρες μέχρι και πολλά χρόνια. Υπάρχουν πάντως και αρκετοίημιπεριοδικοί ή καιανώμαλοι (μη περιοδικοί) μεταβλητοί αστέρες, που συνήθως είναι υπερμεγέθειςερυθροί γίγαντες, αλλά και «εκρηκτικοί» μεταβλητοί, όπως οικαινοφανείς αστέρες («νόβα»), οιυπερκαινοφανείς αστέρες («σουπερνόβα») και οικατακλυσμικοί μεταβλητοί αστέρες.
Οι τρεις βασικές κατηγορίες μεταβλητών αστέρων είναι:
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.[εκκρεμείπαραπομπή]
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[εκκρεμείπαραπομπή]
(*)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 έναδιπλό 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 καλούνταισμήνη αστέρων, υπάρχουν επίσης. Αυτές κυμαίνονται από χαλαρές αστρικές ενώσεις με μόνο μερικά αστέρια, μέχρι τεράστιασφαιρωτά 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 κατηγορίαςαστέρων τύπου O καιΒ, 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% τωνκόκκινων νάνων είναι γνωστό ότι έχουν αστρικούς συνοδούς. Δεδομένου ότι το 85% όλων των άστρων είναι κόκκινοι νάνοι, τα περισσότερα αστέρια στον 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 σεγαλαξίες, μαζί με το διαστρικό αέριο και σκόνη. Ένας τυπικός γαλαξίας περιέχει εκατοντάδες δισεκατομμύρια αστέρια, και υπάρχουν περισσότεροι από 100 δισεκατομμύρια γαλαξίες στοσύμπαν.[40] Αν και είναι συχνά πιστεύεται ότι οι αστέρες υπάρχουν μόνο μέσα στουςγαλαξίες, υπάρχουνδιαγαλαξιακοί 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 οεγγύτατος Κενταύρου, το οποίο είναι 39.900 δισεκατομμύριαχιλιόμετρα, ή 4,2έτη φωτός μακριά (Επειδή οι αριθμοί αυτοί είναι τεράστιοι και χάνουν τη σημασία αυτού τούτου του μέτρου τους, καθιερώθηκε η συσχέτιση χρόνου στη μονάδα μέτρησης που είναι τοέτος 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 τουδιαστημικού 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 τουηλιακού 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 στηγαλαξιακή 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 τον 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]
Από την αρχαιότητα οι παρατηρούμενοι στον Ουράνιο θόλο αστέρες καταγράφονται σε ειδικούς σχετικούς καταλόγους υπό το όνομαΟυρανομετρία. Η δε καταγραφή αυτή συνεχίζεται μέχρι και σήμερα. Το πρώτο κατάλογο αστέρων συνέταξε ο μέγας Έλληνας αστρονόμος της αρχαιότηταςΊππαρχος ο Ρόδιος, ο κατάλογος του οποίου περιελάμβανε 1.022 αστέρες από τους λαμπρότερους τουΟυρανού. Οι κατάλογοι αυτοί σήμερα περιέχουν τα ακριβή στοιχεία της θέσης των αστέρων στηνΟυράνια σφαίρα, του μεγέθους των, του δείκτου του χρώματός των, του φασματικού τύπου των, καθώς και άλλα ακόμη στοιχεία και χαρακτηριστικά όπωςαπόσταση, διαστάσεις κλπ.
Βάσει των καταλόγων των αστέρων αλλά και με τη βοήθεια της φωτογραφίας, συντάσσονται ακριβείς χάρτες καιάτλαντες 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 οαστερισμός.
α). Έστω το σημείοΗ οΉλιος καιΓ,Γ1, τα σημεία της Γης επί της τροχιάς της, στην ετήσια περιφορά της γύρω από τον Ήλιο, έστω ακόμηΑ το σημείο του Αστέρα που παρατηρούμε στον χώρο. Παρατηρώντας τον Αστέρα από το σημείοΓ (θέση της Γης) φαίνεται να προβάλλεται αυτός στο σημείοΣ (στο σχέδιο είναι το κάτω σημείο προβολής του αστέρα στην Ουράνια Σφαίρα).
Κινούμενη η Γη (έξι μήνες μετά) στο σημείοΓ1 ο παρατηρούμενος Αστέρας φαίνεται να κινείται και αυτός και να διαγράφει τόξοΣΣ1 (στο σχέδιο το πάνω σημείο προβολής του αστέρα στην Ουράνια Σφαίρα).
Έτσι όταν η Γη εκτελεί την ετήσια κίνησή της (περιστροφή) γύρω από τον ΉλιοΓΓ1Γ ο ΑστέραςΑ φαίνεται να διαγράφει την τροχιάΣΣ1Σ επί του Ουράνιου θόλου. Αυτή η ετήσια φαινομενική τροχιά του αστέρα καλείταιπαραλλακτική τροχιά του αστέρα Α.
Ευνόητο ότι: οι παραλλακτικές τροχιές των αστέρων αποδεικνύουν ότι η Γη περιστρέφεται γύρω από τον Ήλιο.
Η ετήσιαπαράλλαξη ενός αστέρα και ο προσδιορισμός της απόστασης σεπαρσέκ.
.
β). Αν το τρίγωνο ΓΗΑ (στο σχέδιο) είναι ορθογώνιο, τότε η γωνίαθ, που σχηματίζουν η ΑΓ (απόσταση αστέρος από τη Γη) και η ΑΗ (απόσταση αστέρος από τον Ήλιο), καλείταιετήσια 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 γωνίαθ δηλαδή ίσο προς την ετήσια παράλλαξη του αστέρα.
γ). Η παράλλαξηθ 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 διάμετροςΣΣ1 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 τονΑρίσταρχο όπως διασώζει οΑρχιμήδης στονΨαμμίτη. Καθώς ο Αρίσταρχος δεν κατάφερε να τη 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 στονηλιοκεντρισμό.
↑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.
↑Mengel, J. G.; Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G.(1979).«Stellar evolution from the zero-age main sequence».Astrophysical Journal Supplement Series40: 733–791.doi:10.1086/190603.Bibcode:1979ApJS...40..733M.
↑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 Astrophysics61(2): 251–259.Bibcode:1977A&A....61..251D.
↑Frebel, Anna,et al(May, 2007).«Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium».Astrophysical Journal Letters660(2): L117–L120.doi:10.1086/518122.Bibcode:2007ApJ...660L.117F.
↑«Luminosity of Stars». Australian Telescope Outreach and Education. Αρχειοθετήθηκεαπό 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 Science45: 427–8.
