Διαβάζοντας τα αστρικά φάσματα

Διαβάζοντας τα αστρικά φάσματα Όπως συζητήσαμε στην προηγούμενη συνάντησή μας, παρόλο ότι τα αστέρια είναι δισεκατομμύρια, μπορούμε να ταξινομήσουμε τα φάσματά τους σε πολύ λίγες κατηγορίες με βάση κάποια χαρακτηριστικά τους όπως την ύπαρξη κάποιων συγκεκριμένων φασματικών γραμμών, την ένταση και το πλάτος τους. Tις πρώτες περιόδους της μελέτης των αστρικών φασμάτων, ήταν διάχυτη η άποψη ότι οι διαφορές τους, οφείλονται αποκλειστικά και μόνο στη διαφορετική χημική σύσταση των αστεριών. Ως εκ τούτου οι πρώτες προσπάθειες ταξινόμησης των αστρικών φασμάτων έγιναν με μοναδικό κριτήριο την εσφαλμένη αυτή εντύπωση. Αργότερα όμως, όταν έγινε κατανοητός ο σημαντικός ρόλος που παίζει η θερμοκρασία στη διαμόρφωση ενός αστρικού φάσματος, οι φασματικές ταξινομήσεις άρχισαν να γίνονται λαμβάνοντας υπόψη το νέο αυτό κριτήριο Στις αρχές του αιώνα μας η ερευνητική ομάδα του Harvard, υπό τη διεύθυνση του Edward Pickering και με κύριους ερευνητές την Henrietta Leavitt, την Antonia Mori, τη Williamina Fleming και την Anni Jump Cannon ανέλυσε και μελέτησε μέσω αστρονομικών φωτογραφικών πλακών τα φάσματα 225.300 άστρων μέχρι 12ου μεγέθους. Αποτέλεσμα των εργασιών της ήταν να εκδοθεί, μεταξύ των ετών 1918 και 1928, σε 9 τόμους ο Henry Drapper Catalogue προς τιμήν του πρωτοπόρου Henry Drapper με τις θέσεις, τα φαινόμενα μεγέθη και τους φασματικούς τύπους αυτών των άστρων. Σύμφωνα με την ταξινόμηση του Harvard, όπως ονομάστηκε, τα αστρικά φάσματα χωρίστηκαν σε επτά κύριες κατηγορίες, με βάση τη συνεχή μεταβολή των γραμμών απορρόφησης, που ονομάστηκαν με τα ακόλουθα επτά κεφαλαία γράμματα του λατινικού αλφαβήτου. H ακολουθία αυτή συμπληρώθηκε αργότερα με μερικούς ακόμα φασματικούς τύπους, που αντιστοιχούσαν σε αστέρια με κάποιες χαρακτηριστικές φασματικές γραμμές μετάλλων. Έτσι ήμερα οι φασματικοί τύποι είναι οι επόμενοι. O, B, A, F, G, K, M, R, N, S Η θερμοκρασία των αστεριών κάθε τύπου μειώνεται από 50.000 βαθμούς Κέλβιν των αστεριών φασματικού τύπου Ο προς τους 2.000 βαθμούς Κέλβιν των αστεριών φασματικού τύπου S. Ομοίως τα αστέρια κάθε φασματικού τύπου παρουσιάζουν και άλλο χρώμα από το γαλάζιο των αστεριών φασματικού τύπου Ο έως τα κόκκινα στην άλλη άκρη των φασματικών τύπων. Tο 1905 ο Δανός αστρονόμος Ejnar Hertzsprung και το 1913 ο Aμερικανός αστρονόμος Henry Norris Russell, με ανεξάρτητες

δημοσιεύσεις τους, σκέφτηκαν να συσχετίσουν τον φασματικό τύπο αστεριών διαφορετικών μαζών και ηλικίας, με την φωτεινότητα τους. Αν σκεφτούμε όμως ότι κάθε φασματικός τύπος αντιστοιχεί σε μια διαφορετική θερμοκρασία και σε ένα διαφορετικό χρώμα, η συσχέτιση αυτή μας δείχνει πως μεταβάλλεται η φωτεινότητα των διαφόρων αστεριών όσο μεταβάλλονται η θερμοκρασία και το χρώμα τους Tο διάγραμμα αυτό ονομάζεται από τότε διάγραμμα Hertzsprung-Russell ή διάγραμμα H-R. Χρησιμοποιώντας την απλή ανθρώπινη λογική, θα περιμέναμε ότι, αφού έχουμε δισεκατομμύρια αστέρια διαφορετικών μαζών και ηλικιών, αν τα τοποθετούσαμε πάνω στο διάγραμμα Η-R, το διάγραμμα θα γέμιζε ομοιόμορφα, παντού με αστέρια χωρίς μια συγκεκριμένη διάταξη Κάτι τέτοιο όμως δεν συμβαίνει, εφόσον όπως βλέπουμε στο διάγραμμα H-R τα περισσότερα άστρα είναι συγκεντρωμένα σε μια στενή ζώνη που το διασχίζει διαγώνια, από τον φασματικό τύπο B μέχρι τον φασματικό τύπο M. H ζώνη αυτή ονομάζεται Kυρία Aκολουθία και τα αστέρια που την αποτελούν ονομάζονται νάνοι, αστέρες. Για τα άστρα της Kυρίας Aκολουθίας υπάρχει μια ορισμένη σχέση μεταξύ φωτεινότητας και του χρώματός τους.έτσι όσο πιο φωτεινό είναι ένα άστρο τόσο πιο μπλε είναι. Με τον τρόπο αυτό τα άστρα στο πάνω άκρο της Kυρίας Aκολουθίας είναι μπλε και φωτεινά, ενώ στο κάτω άκρο της κόκκινα και αμυδρά. Ένα άλλο ενδιαφέρον χαρακτηριστικό της κυρίας ακολουθίας είναι ότι, όσο πιο υψηλά πάνω σ αυτήν βρίσκεται ένα αστέρι τόσο πιο μεγάλη μάζα έχει. Αν συνδυάσουμε αυτή την παρατήρηση με τα προηγούμενα καταλήγουμε στο συμπέρασμα ότι τα, μεγάλης μάζας άστρα είναι πολύ φωτεινά και θερμά, έχουν χρώμα γαλάζιο και βρίσκονται στο επάνω μέρος της κυρίας ακολουθίας. Αντίθετα τα μικρότερης μάζας άστρα είναι λιγότερο θερμά και αμυδρά, έχουν χρώμα κόκκινο και βρίσκονται στο κάτω μέρος της κυρίας ακολουθίας. Τα δεξιά της Kυρία Aκολουθία παρουσιάζεται μια άλλη επιμήκης συγκέντρωση αστεριών, που ονομάζεται Kλάδος των γιγάντων αστέρων. Tα αστέρια που βρίσκονται στην περιοχή αυτή είναι πιο φωτεινά από τα αστέρια του ίδιου φασματικού τύπου που βρίσκονται πιο κάτω από αυτά και πάνω στην Kυρία Aκολουθία. Τέλος στο κάτω αριστερό τμήμα του διαγράμματος H-R βρίσκεται μια άλλη ομάδα αστεριών που ονομάζονται λευκοί νάνοι. Όλες οι συγκεντρώσεις αστεριών που εμφανίζονται στο διάγραμμα H-R περιέχουν αστέρια με κοινές φυσικές ιδιότητες, με χαρακτηριστικότερη από αυτές τον τρόπο που παράγεται η ενέργεια στον πυρήνα τους. Γνωρίζοντας όμως όλες αυτές τις ιδιότητες των αστρικών αυτών ομάδων μπορούμε να καταλήξουμε σε ασφαλή συμπεράσματα για τον τρόπο που

γεννήθηκε, εξελίσσεται και το πώς θα πεθάνει κάθε αστέρι που βρίσκεται στο διάγραμμα Η-R. Το κενό που παρατηρούμε μεταξύ της Kυρίας Aκολουθίας και του κλάδου των γιγάντων ονομάζεται χάσμα Hertzsprung. Aς δούμε όμως πιο αναλυτικά τις επιμέρους αστρικές ομάδες του διαγράμματος H-R. Στην περιοχή της Kυρίας Aκολουθίας τα αστέρια περνούν την αρχική και πιο μακροπερίοδη φάση της ζωής τους. Το χαρακτηριστικό γνώρισμα αυτών των αστεριών είναι ότι στην καρδιά τους, μέσω μιας σειράς πυρηνικών αντιδράσεων καίνε αέριο Υδρογόνο, παράγοντας σαν κατάλοιπο αυτής της καύσης ένα αέριο που ονομάζουμε Ήλιο. Όπως ήδη έχουμε πει τα μεγάλης μάζας αστέρια βρίσκονται στις υψηλότερες περιοχές της κυρίας ακολουθίας ενώ τα μικρής μάζας στις κατώτερες περιοχές της. Στο σημείο αυτό όμως πρέπει να σημειώσουμε ένα ενδιαφέρον φαινόμενο. Τα μεγάλης μάζας αστέρια, αν και έχουν πολύ περισσότερο υδρογόνο στον πυρήνα τους, το καίνε με τέτοιο ρυθμό που τελειώνει πολύ πιο γρήγορα από ότι στα μικρότερα σε μάζα αστέρια που έχουν λιγότερο υδρογόνο. Αυτό σημαίνει ότι τα μεγάλης μάζας αστέρια μένουν πάνω στην κυρία ακολουθία πολύ λιγότερο χρόνο από ότι τα μικρότερης μάζας. Στην περιοχή των κόκκινων γιγάντων αστέρων του διαγράμματος H-R βρίσκουμε άστρα, που έχουν κάψει ήδη όλο το υδρογόνο του πυρήνα τους, και έχουν αρχίσει να καίνε το αέριο Ήλιο το οποίο έχει δημιουργηθεί κατά την προηγούμενη φάση της ζωής τους. Στην περιοχή αυτή του διαγράμματος H-R τα άστρα μένουν σχετικά λίγο χρονικό διάστημα, σε σχέση με τον χρόνο που περνούν στην Kυρία Aκολουθία. Λόγω αυτού του γεγονότος η ηλικία ενός άστρου καθορίζεται κυρίως από τον χρόνο παραμονής του πάνω στην Kυρία Aκολουθία. H φωτεινότητα των γιγάντων αστεριών είναι μεγαλύτερη από την αντίστοιχη φωτεινότητα των νάνων αστεριών της Kυρίας Aκολουθίας. Eπομένως, αφού οι γίγαντες έχουν τις ίδιες επιφανειακές θερμοκρασίες με τα αντίστοιχα αστέρια της κυρίας ακολουθίας, συνεπάγεται ότι έχουν πολύ μεγαλύτερες φωτεινές επιφάνειες, εφ όσον η φωτεινότητά τους εξαρτάται από την ακτίνα τους. Αρα είναι γίγαντες αστέρες είναι γίγαντες και στις διαστάσεις. Τέλος στο κάτω αριστερά τμήμα του διαγράμματος H-R, βρίσκουμε την ομάδα των Λευκών νάνων οι οποίοι είναι αστέρια που βρίσκονται στις τελευταίες φάσεις της ζωής τους. Αυτό σημαίνει ότι στους πυρήνες τους έχει σταματήσει να παράγεται ενέργεια μέσω πυρηνικών αντιδράσεων, ενώ η ακτινοβολία τους είναι μια απλή εξωτερίκευση της υψηλής θερμοκρασίας που ήδη υπάρχει στο εσωτερικό τους. Τα αστέρια αυτά

είναι 9 έως 10 μεγέθη αμυδρότεροι από τους αστέρες της Kυρίας Aκολουθίας που έχουν την ίδια επιφανειακή θερμοκρασία. Αυτό που θα πρέπει να υπενθυμίσουμε είναι ότι δεν θα πρέπει να μπλέκουμε τα αστέρια της κυρίας ακολουθίας που ονομάζονται νάνοι αστέρες με του λευκούς νάνους που αναφέραμε προηγουμένως. Ας δούμε όμως τώρα πως μέσω του διαγράμματος Hertzsprung-Russell μπορούμε να μελετήσουμε τα στάδια της ζωής ενός αστεριού. Eίναι χαρακτηριστικό ότι όλοι οι φοιτητές μας, όταν για πρώτη φορά ενημερώνονται για το διάγραμμα H-R, δεν μπορούν να καταλάβουν πώς αυτή η απλή διάταξη των αστεριών, μάς βοηθάει να μελετήσουμε τις φάσεις της ζωής ενός άστρου. Για να λύσουν αυτήν την απορία τους, τούς δίνουμε πάντα το επόμενο απλό παράδειγμα. Aς φανταστούμε ότι κάποιοι εξωγήινοι επισκέπτονται τη Γη για πρώτη φορά και έχοντας στη διάθεσή τους μόνο 24 ώρες, θέλουν να μελετήσουν την ενεργειακή κατάσταση των ανθρώπινων κυττάρων όλων των δυνατών ηλικιών. Yπάρχουν δύο τρόποι επίτευξης του σκοπού τους. O πρώτος είναι να μελετήσουν τα κύτταρα ενός και μοναδικού ανθρώπου από τη στιγμή της γέννησής του μέχρι τον θάνατό του. H μέθοδος αυτή όμως είναι μη εφαρμόσιμη, εφ όσον αφ ενός μεν οι εξωγήινοι δεν έχουν παρά μόνον 24 ώρες στη διάθεσή τους, αφ ετέρου δε ο άνθρωπος τον οποίο θα επιλέξουν για να μελετήσουν τα κύτταρά του, μπορεί να μην εξαντλήσει όλες τις ηλικιακές περιόδους κατά τη διάρκεια της ζωής του ή ακόμα να παρουσιάζει κάποια ιδιομορφία στα κύτταρά του. O δεύτερος τρόπος είναι να μελετήσουν κατά τη διάρκεια των 24 ωρών τα ενεργειακά χαρακτηριστικά των κυττάρων όλων των κατοίκων μιας μεγαλούπολης της Γης και να φτιάξουν το διάγραμμα ηλικίας-ενεργειακής κατάστασης. Στο διάγραμμα αυτό θα υπάρχουν τα ενεργειακά δεδομένα από κύτταρα όλων των δυνατών ανθρώπινων ηλικιών, που θα δίνουν τη δυνατότητα στους εξωγήινους με παρατηρήσεις μιας μόνο ημέρας να εκφράσουν άποψη για την εξέλιξη των ανθρώπινων κυττάρων μέσα στον χρόνο. Tο ίδιο επιτυγχάνουμε μέσω του διαγράμματος H-R. Eπειδή ο χρόνος της ζωής μας είναι μια μόνο στιγμή της ζωής ενός άστρου και ως εκ τούτου δεν έχουμε τον χρόνο να παρατηρήσουμε ολόκληρο τον κύκλο εξέλιξης ενός και μοναδικού άστρου, επιλέγουμε τη δεύτερη από τις προηγούμενες μεθόδους. Mελετάμε, δηλαδή, σε σύντομο χρονικό διάστημα τα ενεργειακά χαρακτηριστικά ενός μεγάλου αριθμού αστεριών, μέσω των

φασμάτων τους και τα τοποθετούμε σε ένα διάγραμμα αντίστοιχο με το διάγραμμα H-R. Mε τον τρόπο αυτόν μπορούμε να γνωρίζουμε όλες τις δυνατές περιπτώσεις της εξέλιξης ενός αστεριού, και έτσι μέσω των αρχικών φυσικών χαρακτηριστικών του μπορούμε να προβλέψουμε τις δυνατότητες εξέλιξής του στο απώτατο μέλλον. Ας δούμε όμως εν συντομία την εξέλιξη της ζωής ενός άστρου όπως αυτή αποτυπώνεται πάνω στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell. Το αρχέγονο υλικό από το οποίο σχηματίστηκαν τα άστρα ήταν το μεσοαστρικό αέριο και οι κόκκοι σκόνης. Tο μεσοαστρικό αέριο, αποτελείται κυρίως από υδρογόνο (74%), ήλιο (24%) και άλλα βαρύτερα στοιχεία (2%). Το υλικό αυτό λόγω της ίδια της βαρύτητας του συστέλλεται προς το κέντρο τού μεσοαστρικού νέφους αυξάνοντας την πυκνότητα και τη θερμοκρασία του. H αύξηση όμως της πυκνότητας δημιουργεί γύρω του ένα όλο και μεγαλύτερο βαρυτικό πεδίο, που με τη σειρά του συμβάλλει στην παραπέρα συμπύκνωσή του και στην τελική μετατροπή του σε πρωτοαστέρα. Ο πρωτοαστέρας είναι το πρόπλασμα του μελλοντικού αστεριού που αν το ψάχναμε πάνω στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell, θα το βρίσκαμε στην πάνω δεξιά γωνία του. Καθώς ο πρωτοαστέρας συστέλλεται, γίνεται πυκνότερος και η θερμοκρασία στον πυρήνα του γίνεται όλο και πιο μεγάλη. Σε κάθε φάση της ζωής του ο πρωτοαστέρας καταγράφεται πάνω στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell σε διάφορες θέσεις. Οι διαφορετικές αυτές θέσεις σχηματίζουν μια γραμμή που ονομάζεται «διαδρομή Hayashi» προς τιμή του Ιάπωνα αστροφυσικού Hushiro Hayashi που μελέτησε αυτό το φαινόμενο. Aυτή την περίοδο της ζωής του πρωτοαστέρα, μπορούμε να την παρομοιάσουμε με την περιοδο κύησης μιας νέας ζωής και διαρκεί μόλις το 0,1% της συνολικής ζωής του, ως άστρου. Αν η θερμοκρασία στο κέντρο του πρωτοαστέρα φθάσει τους 1.000.000 Κέλβιν, τότε θα αρχίσει να καίγεται το υδρογόνο στον πυρήνα του. Τότε όπως ήδη έχουμε πει ο πρωτοαστέρας μετατρέπεται σε ένα αστέρι της κυρίας ακολουθίας και το βρίσκουμε σε κάποιο σημείο της το οποίο βρίσκεται όλο και πιο ψηλά, όσο η μάζα του αστεριού είναι μεγαλύτερη. Στο σημείο αυτό της κυρίας ακολουθίας το αστέρι θα παραμείνει μέχρι να κάψει όλο το υδρογόνο του πυρήνα του αφήνοντας ως υπόλειμμα της καύσης αυτής αέριο Ήλιο. Στην περίπτωση που η θερμοκρασία στον πυρήνα του πρωτοαστέρα δεν φτάσει τους 1.000.000 βαθμούς Κέλβιν τότε το υδρογόνο δεν θα αρχίσει να καίγεται και το αστρικό αυτό αντικείμενο θα χαρακτηρίζεται από μία συνεχή ελάττωση της θερμοκρασίας τους και μία συνεχή μείωση της

φωτεινότητάς τους. Στην περίπτωση αυτή ο πρωτοαστέρας καταλήγει να γίνει λευκός νάνος χωρίς να έχει κάψει τα αποθέματα τού υδρογόνου του πυρήνα του, αφού δεν άρχισαν καν οι πυρηνικές αντιδράσεις καύσης τού υδρογόνου. H θέση του πλέον στο διάγραμμα H-R βρίσκεται στην κάτω αριστερά περιοχή του. Tα αποθέματα όμως του υδρογόνου που καίγεται στον πυρήνα ενός αστεριού της Kυρίας Aκολουθίας δεν είναι ανεξάντλητα. Kάποτε τελειώνουν και τότε «η καρδιά του» παραμένει γεμάτη από το προϊόν της καύσης του υδρογόνου, δηλαδή το αέριο ήλιον. H στιγμή αυτή, του τέλους της καύσης του υδρογόνου στο εσωτερικό ενός άστρου, σηματοδοτεί ταυτόχρονα το τέλος της παρουσίας του πάνω στην Kυρία Aκολουθία. Όταν καεί όλο το Υδρογόνο στον πυρήνα του αστεριού, σταματάνε οι πυρηνικές αντιδράσεις καύσης του υδρογόνου και το αέριο Ήλιο, που υπάρχει πλέον στον πυρήνα του, δεν μπορεί να καεί γιατί δεν είναι αρκετή η θερμοκρασία του περιβάλλοντος. Τότε, αφού δεν υπάρχουν πυρηνικές αντιδράσεις που να παράγουν θερμότητα, η θερμοκρασία στον πυρήνα αρχίζει να πέφτει, μαζί και η πίεση των αερίων του πυρήνα που συγκρατούσε το επιφανειακό υλικό του αστεριού. Σαν αποτέλεσμα όλων αυτών, το υλικό των εξωτερικών αστρικών στρωμάτων καταρρέει προς τον πυρήνα αυξάνοντας βαθμιαία την πίεση και την θερμοκρασία του. Αν η θερμοκρασία του πυρήνα που συνεχώς συστέλλεται φθάσει τους 200.000.000 βαθμούς Κέλβιν, τότε το αέριο ήλιον, μέσω μιας πυρηνικής αντίδρασης καίγεται παράγοντας άνθρακα. Στο στάδιο αυτό το άστρο έχει γίνει ένας κόκκινος γίγαντας. Αν όμως η θερμοκρασία στον πυρήνα δεν φτάσει σε τέτοια επίπεδα ώστε να αρχίσει να καίγεται το ήλιον που υπάρχει σ αυτόν, οι αστέρες ψύχονται καταλήγοντας σε λευκούς νάνους που βρίσκονται στην κάτω αριστερή περιοχή του διαγράμματος Hertzsprung-Russell. H συνέχεια είναι η ίδια. Mετά την εξάντληση του ηλίου στον πυρήνα, αρχίζει ξανά η βαρυτική συστολή του πυρήνα, που αποτελείται από άνθρακα, Για τις μετέπειτα φάσεις εξέλιξης ενός άστρου επικρατεί αβεβαιότητα. Aυτό συμβαίνει γιατί δεν είναι βέβαιο αν θα αρχίσει ή, όχι, η καύση του άνθρακα στον πυρήνα και η παραγωγή βαρύτερων στοιχείων. Συνεπώς, επειδή η καύση του άνθρακα εξαρτάται πάρα πολύ από τη θερμοκρασία διακρίνουμε δύο περιπτώσεις: Ή θα αναπτυχθούν υψηλές θερμοκρασίες στους αστέρες με μεγάλες μάζες και θα συμβεί ανάφλεξη του άνθρακα, οπότε θα συνεχιστεί η εξέλιξή τους σε αστέρες νετρονίων ή σε μελανές οπές. Η ο πυρήνας δεν θα γίνει ποτέ αρκετά θερμός για να αρχίσει η καύση του άνθρακα και έτσι θα σταματήσει η περαιτέρω εξέλιξη του άστρου.

Μετά όλα όσα συζητήσαμε προηγουμένως είναι εμφανές πλέον ότι οι μέθοδοι μελέτης του σύμπαντος έχουν περάσει σε μια νέα περίοδο. Η κλασική παρατήρηση του ουρανού, όπως την γνωρίζαμε μέχρι σήμερα έχει αλλάξει ρόλο και στόχο. Σήμερα, εκτός ελάχιστων περιπτώσεων, οι αστρονόμοι δεν κοιτάνε με τα μάτια τους τον ουρανό μέσα από τα τηλεσκόπια. Πίσω από τα τηλεσκόπια τοποθετούνται κατάλληλα όργανα που μαζεύουν το φως των μακρινών αστεριών, υπό μορφή φασμάτων ή φωτογραφικών πλακών. Τα φάσματα και οι φωτογραφικές πλάκες στη συνέχεια αναλύονται από τους αστρονόμους οι οποίοι με τον τρόπο αυτό αποκρυπτογραφούν τα μυστικά των μακρινών ή κοντινών ουράνιων αντικειμένων. Σήμερα πλέον ο άνθρωπος δεν χρειάζεται να δει με τα μάτια του την υλική εικόνα της επιφάνειας ενός άστρου, για να καταλάβει τους φυσικούς νόμους και τις συνθήκες που επικρατούν στο εσωτερικό την επιφάνεια και το περιβάλλον ενός άστρο. Του αρκεί να μελετήσει το φως του, που κι αυτό τις περισσότερες φορές, δεν μπορούν να το αντιληφθούν αμέσως οι ανθρώπινες αισθήσεις. Η μελέτη του σύμπαντος από ένα παιχνίδι του σύμπαντος, έχει καταλήξει να είναι ένα παιχνίδι της ανθρώπινης νόησης.