Το Φως της Αστροφυσικής Αν. καθηγητής Στράτος Θεοδοσίου Πρόεδρος της Ένωσης Ελλήνων Φυσικών

Transcript

1 Το Φως της Αστροφυσικής Αν. καθηγητής Στράτος Θεοδοσίου Πρόεδρος της Ένωσης Ελλήνων Φυσικών Το φως που έρχεται από τα άστρα είναι σύνθετο και καλύπτει ολόκληρο το εύρος της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας. Η ιδιότητα αυτή ανακαλύφτηκε από τον Νεύτωνα το Αυτός ο σπουδαίος Άγγλος φυσικός και μαθηματικός ανέλυσε το ηλιακό φως μέσω ενός πρίσματος. Νεύτων και ανάλυση του φωτός με πρίσμα

2 Ενάμιση αιώνα αργότερα ο επίσης Άγγλος φυσικός Γουίλιαμ Χάιντ Γουόλαστον και ανεξάρτητα από αυτόν ο Γερμανός οπτικός Γιόσεφ φον Φραουνχόφερ χρησιμοποιώντας μια σχισμή και έναν οπτικό φακό μελέτησαν το ηλιακό φάσμα στο οποίο παρατήρησαν σκοτεινές γραμμές απορρόφησης. Ειδικότερα, ο Γιόσεφ φον Φραουνχόφερ παρατήρησε περισσότερες από 600 τέτοιες γραμμές και το 1817 κυκλοφόρησε έναν κατάλογο με τις ισχυρότερες από αυτές. Γουίλιαμ Χάιντ Γουόλαστον (αριστερά) και Γιόσεφ φον Φραουνχόφερ (δεξιά) Ηλιακό φάσμα με τις γραμμές Φραουνχόφερ Στη συνέχεια, τα αστρικά φάσματα μελετήθηκαν από τον Άγγλο αστρονόμο Γουίλιαμ Χάγκινς, ο οποίος για πρώτη φορά, το 1864, ανίχνευσε στον Ήλιο φασματικές γραμμές που ταυτίστηκαν με αντίστοιχες γραμμές στοιχείων τα οποία ήταν ήδη γνωστά στη Γη. Όσον αφορά τα αστέρια, οι επιφανειακές θερμοκρασίες τους είναι τόσο υψηλές, ώστε όλα τα χημικά στοιχεία που ενυπάρχουν σ αυτά, βρίσκονται σε αέρια κατάσταση. Ή για να ακριβολογούμε, μάλλον βρίσκονται σε ατομική και ιονισμένη κατάσταση. Η ακτινοβολία που έρχεται σε μας από τα άστρα οφείλεται κυρίως στις πυρηνικές αντιδράσεις που γίνονται στο εσωτερικό τους. Όπως αντιλαμβανόμαστε, η ακτινοβολία αυτή περνά από διαδοχικά εσωτερικά αστρικά στρώματα και τέλος διασχίζει την ατμόσφαιρα του αστεριού πριν βγει στον μεσοαστρικό χώρο. Κατ αυτόν τον τρόπο η ακτινοβολία που εκπέμπουν τα αστέρια απορροφάται εν μέρει από την αστρική

3 ατμόσφαιρα και τελικά αυτό που καταγράφεται από τα αστρονομικά όργανά μας είναι το φως που εναπομένει. Αυτό το ονομάζουμε αστρικό φάσμα και το καταγράφουμε ως ροή της ακτινοβολίας συναρτήσει του μήκους κύματος ή της αντίστοιχης συχνότητας. Γνωρίζουμε ότι το κάθε άστρο μπορεί να θεωρηθεί κατά προσέγγιση μέλαν σώμα γιατί αποτελείται από διάπυρα αέρια θερμοκρασίας πολλών εκατομμυρίων βαθμών Κέλβιν και είναι σχεδόν αδιαφανές. Αυτή η αδιαφάνεια, δηλαδή η ικανότητα απορρόφησης της ακτινοβολίας, είναι εκείνη που συντηρεί τις υψηλές θερμοκρασίες στο εσωτερικό των άστρων. Έτσι, η ενεργειακή κατανομή ενός αστεριού μπορεί να συγκριθεί με θεωρητικές τιμές και να προσαρμοσθεί σε κάποια κατανομή μέλανος σώματος. Κατανομή του μέλανος σώματος για διάφορες θερμοκρασίες Από τις αστρονομικές παρατηρήσεις, λοιπόν, είναι γνωστό ότι τα άστρα, σαν (κατά προσέγγιση) μέλανα σώματα μιας κάποιας συγκεκριμένης θερμοκρασίας, εκπέμπουν συνεχές φάσμα που διακόπτεται ενίοτε από γραμμές απορρόφησης ή ορισμένες φορές από γραμμές εκπομπής. Από την κατανομή του συνεχούς φάσματος του αστεριού, δηλαδή από την ενέργεια που παράγεται στα εσωτερικά αστρικά στρώματα, παίρνουμε πληροφορίες για το εσωτερικό του. Επίσης, αφού προσαρμοστεί σε μια κατάλληλη κατανομή μέλανος σώματος, μπορούμε να προσδιορίσουμε την ενεργό θερμοκρασία του Τeff. Εκείνο όμως που κυρίως μας ενδιαφέρει είναι το γραμμικό φάσμα του αστεριού. Το φάσμα αυτό προέρχεται από τη φωτόσφαιρα και την ατμόσφαιρα του άστρου, δηλαδή από τα εξωτερικά του στρώματα. Και αυτό διότι, όπως αναφέραμε ήδη, τα φωτόνια από τα εσωτερικά βαθύτερα, άρα και θερμότερα, στρώματα δεν μπορούν εύκολα να διαφύγουν λόγω των πολύ υψηλών τιμών της αδιαφάνειας της αστρικής ύλης και της απορρόφησής τους από τα υπερκείμενα στρώματα. Επομένως, η χημική σύσταση των άστρων μπορεί να βρεθεί από την ανάλυση των φασματικών

4 γραμμών της ακτινοβολίας που προέρχεται από τη φωτόσφαιρά τους. Υποθέτουμε βέβαια ότι στη φωτόσφαιρα δεν έχουν φτάσει ακόμα πυρηνικά παράγωγα από το εσωτερικό των άστρων, οπότε η σύστασή της είναι ουσιαστικά πρωτογενής. Αυτό ισχύει για όλα τα αστέρια, εκτός από τα ιδιόμορφης σύστασης σε μέταλλα άστρα φασματικών τύπων (S). Συνεχές φάσμα, Φάσμα εκπομπής και φάσμα απορρόφησης Συνεχές και γραμμικό φάσμα αστεριού Γραμμές Βalmer του υδρογόνου, Ηα, Ηβ, Ηγ και Ηδ Υπενθυμίζουμε ότι μέταλλα στην Αστροφυσική καλούμε όλα τα άλλα στοιχεία εκτός από το υδρογόνο (Η) και το ήλιον (Ηe). Το γραμμικό φάσμα απορρόφησης ή αντίστοιχα εκπομπής των αστεριών οφείλεται στην απορρόφηση ή την εκπομπή της ακτινοβολίας από τα στοιχεία που βρίσκονται στην ατμόσφαιρά τους. Εδώ μας χρειάζονται όλες οι γνώσεις που μπορούμε να έχουμε από την Ατομική, τη Μοριακή και την Πυρηνική φυσική για τη συμπεριφορά των ατόμων και των μορίων στις διάφορες συνθήκες, αφού γνωρίζουμε ότι κάθε αέριο ή

5 καλύτερα κάθε χημική ένωση και στοιχείο δίνουν με έναν χαρακτηριστικό και μοναδικό τρόπο γραμμές απορρόφησης και εκπομπής. Κατ αυτόν τον τρόπο μελετάμε τις φυσικές ιδιότητες και τη χημική σύσταση των αστρικών ατμοσφαιρών. Γενικά, το φάσμα του άστρου είναι ένα φάσμα απορρόφησης. Δηλαδή ένα φάσμα με φωτεινό υπόβαθρο, το οποίο συνήθως διακόπτεται από μεγάλο αριθμό σκοτεινών γραμμών, τις λεγόμενες γραμμές απορρόφησης. Αυτές οι γραμμές παρουσιάζονται σε συγκεκριμένα μήκη κύματος και τις αναγνωρίζουμε με το λεγόμενο φάσμα σύγκρισης. Το φάσμα σύγκρισης είναι πλέον γνωστό από πολύπλοκες μελέτες θερμοκρασίας, πίεσης ηλεκτρονίων, βαθμού ιονισμού, παρουσίας ή όχι μαγνητικών πεδίων και από πολλούς άλλους δευτερεύοντες παράγοντες. Το θεωρητικό αυτό φάσμα μας λέει που ακριβώς, δηλαδή σε ποιο μήκος κύματος, αναμένονται οι διάφορες φασματικές γραμμές. Πραγματικά φάσματα Αστέρια της Κυρίας Ακολουθίας από F0 έως Μ2 Έτσι, από το αστρικό γραμμικό φάσμα μπορούμε να αντλήσουμε πλήθος πληροφοριών, όπως για παράδειγμα να ανιχνεύσουμε τα στοιχεία που υπάρχουν σε μια αστρική ατμόσφαιρα. Επίσης, από τη μετατόπιση των φασματικών γραμμών προς το

6 εργαστηριακά αναμενόμενο μήκος κύματος, μπορούμε να υπολογίσουμε την ακτινική ταχύτητα της περιοχής του αστεριού, μέσα στην οποία δημιουργείται η φασματική γραμμή, σε σχέση με τον γήινο παρατηρητή. Ακόμη, από τη μετατόπιση του ιώδους άκρου μιας φασματικής γραμμής, το εύρος και την έντασή της, μπορούμε να υπολογίσουμε τις κινήσεις που συντελούνται μέσα στην αστρική ατμόσφαιρα, την ταχύτητα περιστροφής του αστεριού και το ποσοστό της σχετικής αφθονίας που αρχικά θεωρούσαμε ότι δημιουργεί την ένταση μιας φασματικής γραμμής. Υπενθυμίζουμε ότι σχετική αφθονία ενός στοιχείου σε μια αστρική ατμόσφαιρα ονομάζουμε την επί τοις εκατό (%) περιεκτικότητα που το συγκεκριμένο στοιχείο υπάρχει σ αυτήν. Ακτινικές ταχύτητες: Δλ/λ = U/C ---- U= x Δλ/6562,8 Α Μέσω του γραμμικού φάσματος επιτυγχάνουμε την κατάταξη και ταξινόμηση των άστρων σε φασματικούς τύπους και υποτύπους σύμφωνα με τα συστήματα φασματικής ταξινόμησης. Ολοκληρώνοντας, ας δούμε τι ακριβώς μας προσφέρει ένα αστρικό φάσμα. Από το συνεχές φάσμα, και μόνο από αυτό, μπορούμε να πάρουμε πληροφορίες για το εσωτερικό του άστρου. Στη συνέχεια, αφού προσαρμοστεί σε μια κατανομή μέλανος σώματος, μπορούμε να υπολογίσουμε την ενεργό θερμοκρασία του. Από το γραμμικό φάσμα παίρνουμε πλήθος πληροφοριών για τις φυσικές ιδιότητες και τη χημική σύσταση της αστρικής ατμόσφαιρας, ο οποίες θα μας οδηγήσουν στην τελική κατάταξη και ταξινόμηση του άστρου. Μέσω του γραμμικού φάσματος επιτυγχάνουμε την κατάταξη και ταξινόμηση των άστρων σε φασματικούς τύπους και υποτύπους σύμφωνα με τα συστήματα φασματικής ταξινόμησης. Ολοκληρώνοντας, ας δούμε τι ακριβώς μας προσφέρει ένα αστρικό φάσμα. Από το συνεχές φάσμα, και μόνο από

7 αυτό, μπορούμε να πάρουμε πληροφορίες για το εσωτερικό του άστρου. Στη συνέχεια, αφού προσαρμοστεί σε μια κατανομή μέλανος σώματος, μπορούμε να υπολογίσουμε την ενεργό θερμοκρασία του. Από το γραμμικό φάσμα παίρνουμε πλήθος πληροφοριών για τις φυσικές ιδιότητες και τη χημική σύσταση της αστρικής ατμόσφαιρας, ο οποίες θα μας οδηγήσουν στην τελική κατάταξη και ταξινόμηση του άστρου. Annie Jump Cannon Διάγραμμα Η-R και Διάγραμμα δύο χρωμάτων Το 1905 ο Δανός αστρονόμος Ejnar Hertsprung συσχέτισε τα χρώματα και τις φωτεινότητες αστεριών διαφορετικής μάζας και ηλικίας και έφτιαξε το διάγραμμα φωτεινότητας δείκτη χρώματος. Το 1913 ο Αμερικανός αστρονόμος Henry Norris Russell έκανε μια παρόμοια μελέτη όπου παρουσίασε τα ίδια αστέρια σε ένα διάγραμμα απολύτου μεγέθους και φασματικού τύπου. Από τον συνδυασμό των διαγραμμάτων αυτών βρέθηκε ότι τα αστέρια καταλαμβάνουν συγκεκριμένες θέσεις σε ένα κοινό διάγραμμα που αποτέλεσε το διάγραμμα Hertsprung- Russell ή διάγραμμα Η-R.

8 Διάγραμμα Η-R Διάγραμμα Η-R To δεύτερο σπουδαίο διάγραμμα είναι η σχέση ανάμεσα στους δύο δείκτες χρώματος της τριχρωματικής φωτομετρίας U.B.V., που λέγεται Διάγραμμα δύο χρωμάτων. Από παρατηρήσεις πολλών αστεριών της Κ.Α. για τα οποία ήταν γνωστή η μεσοαστρική απορρόφηση και η απόσταση, ώστε να γίνουν οι σχετικές διορθώσεις δύο χρωμάτων,

9 βρέθηκε η αντίστοιχη καμπύλη για τα αστέρια της Κυρίας Ακολουθίας. Αν τα αστέρια ήταν τέλεια μέλανα σώματα οι θέσεις τους στο διάγραμμα θα ήταν ευθεία γραμμή. Διάγραμμα δύο χρωμάτων ΦΥΣΙΚΗ ΣΗΜΑΣΙΑ ΤΩΝ ΔΙΑΓΡΑΜΜΑΤΩΝ Η-R και Δύο χρωμάτων Από το διάγραμμα (U-B), (B-V) και μόνο από τα μεγέθη U, B,V, μπορούμε να προσδιορίσουμε το πραγματικό χρώμα (Β-V)ο του αστεριού και τη μεσοαστρική απορρόφηση στο ορατό Av. Όπως είναι φανερό οι παρατηρήσιμοι δείκτες χρώματος (U-B), (B-V) επηρεάζονται από τη μεσοαστρική απορρόφηση. Εάν λοιπόν γνωρίζουμε το πώς μεταβάλλεται η απορρόφηση της μεσοαστρικής ύλης συναρτήσει του (λ) μπορούμε να υπολογίσουμε την προκαλούμενη απορρόφηση. Αυτό το επιτυγχάνουμε συγκρίνοντας την καμπύλη παρατηρήσεων του διαγράμματος με μια πρότυπη καμπύλη δύο χρωμάτων που υπολογίζεται θεωρητικά. Στη συνέχεια αφού έχουμε υπολογίσει το πραγματικό χρώμα του αστεριού, μέσω του διαγράμματος Η-R, προσδιορίζουμε τον φασματικό του τύπο. Το 1913 ο Αμερικανός αστρονόμος Henry Norris Russell έκανε μια παρόμοια μελέτη όπου παρουσίασε τα ίδια αστέρια σε ένα διάγραμμα απολύτου μεγέθους και φασματικού τύπου. Από τον συνδυασμό των διαγραμμάτων αυτών βρέθηκε ότι τα αστέρια καταλαμβάνουν συγκεκριμένες θέσεις σε ένα κοινό διάγραμμα που αποτέλεσε το διάγραμμα Η-R. Τελικά, με αρκετά καλή προσέγγιση μπορούμε να προσδιορίσουμε τα φυσικά χαρακτηριστικά των αστεριών, όπως είναι η απόλυτη λαμπρότητα, ή το απόλυτο μέγεθος και η επιφανειακή του θερμοκρασία. Είναι σημαντικό το γεγονός ότι αυτό το επιτυγχάνουμε χρησιμοποιώντας τα μεγέθη U, B,V και μόνον αυτά, όταν δεν υπάρχει τρόπος να έχουμε ακριβείς φασματοσκοπικές παρατηρήσεις. Βιβλιογραφία Δανέζης Μάνος και Θεοδοσίου Στράτος, Το Σύμπαν που αγάπησα-εισαγωγή στην Αστροφυσική, Εκδόσεις Δίαυλος, Αθήνα 2012.