ΕΙΣΑΓΩΓΗ ΣΤΗΝ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑ

ΕΙΣΑΓΩΓΗ ΣΤΗΝ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑ Αυτζσ οι ςημειώςεισ βγήκαν κατά το διάβαςμα τησ αςτρονομίασ. Είναι ςε μεγάλο ποςοςτό ςοφμα από τισ διαφάνειεσ του Στεριοφλα, επεξηγήςεισ και κομμάτια από το βιβλίο. Δεν καλφπτουν ςε καμιά περίπτωςη το διάβαςμα από το βιβλίο ή τισ παρακολουθήςεισ και δεν είναι SOS. Αν κάποιοσ/α θελήςει να τισ ζχει ςε επεξεργάςιμη μορφή για να κάνει διορθώςεισ ή να ςυμπληρώςει δικά του πράγματα μπορεί να επικοινωνήςει με το : endreri@hotmail.com Καλό διάβαςμα

Συςτιματα ςυντεταγμζνων Οριηόντιεσ ςυντεταγμζνεσ Αηιμοφκιο Α (0 ο 360 ο ) Αρχι μζτρθςθσ: ςτον Ν Κατά τθν ανάδρομι φορά Ύψοσ υ (0 ο ± 90 ο ) Αρχι μζτρθςθσ: Ορίηοντασ Ιςθμερινζσ ςυντεταγμζνεσ Ωριαία γωνία: Η (0 h 24 h ) Αρχι μζτρθςθσ: Μεςθμβρινόσ του τόπου Κατά τθν ανάδρομι φορά Απόκλιςθ: δ (0 ο ± 90 ο ) Αρχι μζτρθςθσ: Ο ουράνιοσ ιςθμερινόσ Τρίγωνο κζςθσ Ουρανογραφικζσ ςυντεταγμζνεσ Ορκι αναφορά: α (0 h 24 h ) Αρχι μζτρθςθσ: Εαρινό ςθμείο γ (Όπου ορίηει και τον μεςθμβρινό του Greenwich) Απόκλιςθ: δ (0 ο ± 90 ο ) Αρχι μζτρθςθσ: Ο ουράνιοσ ιςθμερινόσ Α= 180 ο Α (180 ο - αηιμοφκιο) Β = Η Γ = s (Παραλλακτικι γωνία) α = 90 ο δ β = 90 ο υ γ = 90 ο φ (φ= γεωγραφικό πλάτοσ) Αςτρικόσ Χρόνοσ : ST =α +Η Συμπεραςματικά ο αςτρικόσ χρόνοσ είναι θ ωριαία γωνία του ςθμείου γ (Ο αςτρικόσ χρόνοσ ςτο γ είναι μθδζν) Η διαφορά του αςτρικοφ χρόνου μεταξφ δφο τόπων εξαρτάτε μόνο από τθν διαφορά των γεωγραφικών μθκών λ. ST 1 ST 2 = λ 1 λ 2 Παράλλαξθ π Σε rad π= (1AU)/r Αν θ παράλλαξθ κζλουμε να εκφραςτεί ςε δευτζρα λεπτά του τόξου τότε : π = (1ps)/r και ζτςι ορίηεται το parsec όπου 1ps = 206265 AU =3,26 ly (Όλοι οι αςτζρεσ ζχουν π < 1. π.χ Ο α-κενταφρου ζχει π= 0.764 => 1.3pc => 4.2 ly )

Αςτρικά μεγζκθ Λαμπρότθτα ι φαινόμενθ λαμπρότθτα είναι ο ρυκμόσ τθ ενζργειασ Η/Μα ακτινοβολίασ που διζρχεται κάκετα από επιφάνεια Σ Αςτρικό μζγεκοσ m. m=1 ζχουν οι ποιο λαμπροί αςτζρεσ ενϊ m=6 οι ποιο αμυδροί m = 2.5 log(l)+ c (Η ςτακερά c υπολογίηεται ςφμφωνα με ζναν αςτζρα με γνωςτι λαμπρότθτα) και m 2 -m 1 = 2.5 log(l 1 /l 2 ) Για κάκε περιοχι το μζγεκοσ m κα είναι διαφορετικό. Αυτό είχε οδθγιςει ςτον οριςμό του φωτογραφικοφ μεγζκουσ m pg που υπολογίηεται από τθν αμαυρϊςει του ειδϊλου ςτθν φωτογραφικι πλάκα που χρθςιμοποιοφταν. Πλζων ζχει κακιερωκεί το τριχρωματικό ςφςτθμα UBV (Ultraviolet, Blue, Visual) και το κάκε φάςμα ορίηει το δικό του μζγεκοσ m Φωτεινότθτα: Η θλεκτρομαγνθτικι ιςχφσ που εκπζμπει ο αςτζρα από όλθ του τθ επιφάνεια και ςε όλο το πλάτοσ του Η/Μα φάςματοσ ονομάηετε ολικι φωτεινότθτα ι απλά φωτεινότθτα και ςυμβολίηεται με L Εκτόσ ςπανίων εξαιρζςεων, θ ενζργεια που εκπζμπεται από τθν ζχει κατά πολφ μεγάλθ προςζγγιςθ κατανομι μζλανου ςϊματοσ. Συμφϊνα με αυτό όποτε επιφάνεια των αςτζρων Επίςθσ Στο ςυςτθμα UVB ορίηουμε τισ ανάλογεσ λαμπροτιτεσ: Ομοιωσ και για Β,V Είναι θ βλομετρικι λαμπρότθτα που λαμβάνει υπόψθ τθν ολικι φωτεινότθτα Ζτςι ορίηουμε και το απόλυτο μζγεκοσ Μ και Μ-m + A = 5-5log(r), Όπου Α θ μεςοαςτικι απορρόφθςθ Δείκτεσ χρϊματοσ: Είναι ανεξάρτθτοι τθσ μεςωαςτρικισ απορρόφθςθσ Ταξινόμθςθ αςτρικϊν φαςμάτων Αν ζνα θλεκτρόνιο μεταπθδιςει από τθ ςτάκμθ n1 ςτθν n2 τότε θ ενζργειά του μεταβάλλεται κατά Η ςυχνότθτα του εκπεμπόμενου-απορροφόμενου φωτονίου κα είναι Στο οπτικό παράκυρο του Υδρογόνου εμφανίηονται μόνο οι ςειρζσ Balmer. Όςο μικραίνει το μικοσ κφματοσ τόςο οι γραμμζσ είναι ποιο κοντά μεταξφ τουσ. Πάνω από κάποιο όριο αυτζσ αλλθλεπικαλφπτονται, με αποτζλεςμα ςτθν περιοχι αυτι να εμφανίηεται θ λεγόμενθ αςυνζχεια Balmer. Το φψοσ τθσ αςυνζχειασ εξαρτάται από τθν κερμοκραςία του αςτζρα, ϊςτε κακιςτά τθν αςυνζχεια ζνα παρατθριςιακό δεδομζνο. Το φαινόμενο Zeeman αποτελεί ζνα ακόμα παρατθριςιακό δεδομζνο. Όταν άτομα βρίςκονται ςε μαγνθτικό πεδίο, τότε οι ενεργειακζ ςτάκμεσ τουσ μεταβάλλονται ϊςτε ςτθν πιο απλι περίπτωςθ δίνουν αντί μια, τρείσ ςυνιςτϊςεσ (v-δv), v, ( v+δv). Αν θ μετάπτωςθ καταλιγει ςε:

Τα τρία αρχικά κριτιρια που πάρκθκα για τθν (αρχικϊσ αλφαβθτικι ) φαςματικι ταξινόμθςθ ιταν : Φαςματικι ταξινόμθςθ του Harvard Διάγραμμα Hertzsprung-Russell (H-R): Προγενζςτερου φασ. τφπου Μεταγενζςτερου φ. τυπου Συμπεράςματα (H-R) Η φωτεινότθτα είναι ςυνάρτθςθ τθσ ενεργοφ κερμοκραςίασ (διαφορετικι για κάκε κλάδο του H-R) L=f i (T eff ) Εξάρτθςθ τθσ φωτεινότθτασ με τθν μάηα L=f(M) Εξάρτιςθ τθσ ακτίνασ με τθν ενεργό κερμοκραςία (διαφορετικι για κάκε κλάδο του H-R) L=4πR 2 ς T eff = g(r, T eff ) R=f i (T eff ) L=f i (T eff ) Η γραμμι του κλάδου των γιγάντων τενμεαι με τθν κ. ακολουκία περίπου ςτο φαςματικό τφπο Α0 με M pg =1 Εςτί χωρίηονται οι αςτζρεσ προγενζςτερου και μεταγενζςτερου φαςματικοφ τφπου. Αν δυο αςτζρεσ ζχουν ίδιο φαςματικό τφπο άλλα διαφορετικι φωτεινότθτα τότε πρζπει να ζχουν και διαφορετικι ακτίνα. Ερυκροί γίγαντεσ Ερυκροί νάνοι Η παραπάνω ταξινόμθςθ δεν ζχει καμιά ςχζςθ με τον τρόπο εξζλιξθσ των αςτζρων!

Φαςματικι ταξινόμθςθ κατά Yerkes Κατά τθν φαςματικι ταξινόμθςθ ιταν απλϊσ μια επζκταςθ τθσ ταξινόμθςθσ Harvard, ενϊ ςτθν ταξινόμθςθ ανάλογα με το απόλυτο μεγζκουσ διζκριναν πζντε βαςικζσ ηϊνεσ : Αςτρικζσ ατμόςφαιρεσ (Ν. του Kirchhoff) 1. Τα ςτεριά και τα υγρά ςϊματα εκπζμπουν ςυνεχζσ φάςμα ενϊ τα αζρια εκπζμπουν γραμμικό φάςμα. 2. Όταν ζνα αζριο παρεμβάλλεται μεταξφ μιασ πθγισ ςυνεχοφσ φάςματοσ και του παρατθρθτι, ζχουμε γραμμικό φάςμα απορρόφθςθσ ανάλογο του φάςματοσ εκπομπισ του ςυγκεκριμζνου αερίου Μεςοαςτρικό νζφοσ Ι ν(0) πυκνότθτα ρ Ι ν Συν. κ ν, j ν παρατθρθτισ Το νζφοσ που παρεμβάλλεται μπορεί να κεωρείται ψυχρό(απορροφά) ι κερμό (εκπζμπει ι επανεκπζμπει) di v =-I v (r)k v ρdr + j v ρdr Η λφςθ τθσ δ.ε. μασ δίνει τθν : (Οπτικό βάκοσ) (Η ςυνάρτθςθ τθσ πθγισ) Σε κερμοδυναμικι ιςορροπία Απο το νόμο του Plank Η πικανότθτα απορρόφθςθσ ενόσ φωτονίου ανά μονάδα μικουσ είναι ανάλογθ του ακροίςματοσ των ενεργϊν διατομϊν Σς ν όλων των ςωματιδίων που περιζχονται ςε ζνα ςτερεό μοναδιαίο κφλινδρο ςτθν ευκεία πθγισ παρατθρθτι Σς ν =k v ρ Η μζςθ ελεφκερθ διαδρομι l v είναι αντιςτρόφωσ ανάλογι του Σς ν l v = (k v ρ) -1

Η φυςικθ κατάςταςη των αςτέρων διζπεται από δφο πολφ γενικοφσ κανόνεσ Θ πίεςθ λόγω βαρφτθτασ (που οφείλεται ςτθ μάηα των αςτζρων ) πρζπει να αντςτακμίηεται από κάποια εςωτερικι πίεςθ, ετςι ϊςτε ςε κάκε χρονικι ςτιγμιν εξαςφαλίηεται θ υδροςτατικι ιςορροπία του αςτζρα. Το ςφμπαν είναι περίπου ςτουσ 3Κ. αυτόσ είναι ο λόγοσ που οι αςτζρεσ διαρκϊσ ακτινοβολοφν ενζργεια με αποτζλεςμα θ κερμοκραςία τουσ να τείνει να εξιςωκεί με αυτιν του περιβάλλοντοσ. Όταν για κάποιο λόγο ςταματιςουν οι κερμοπυρθνικζσ αντιδράςεισ, τότε ο αςτζρασ αρχίηει να ψφχεται επειδι δεν αναπλθρϊνονται τα ποςά ενζργειασ που χάνονται από τθν επιφάνεια του. Ψφξθ του πυρινα => πτϊςθ τθσ κερμικισ πίεςθσ ςτο εςωτερικό => υπεριςχφει θ βαρυτικι πίεςθ των υπερκείμενων ςτρωμάτων => ο αςτζρασ ςυςτζλλεται. Αν θ μάηα του αςτζρα είναι μικρι Μ<1Μ ʘ τότε θ ςυςτολι δεν ςυνοδεφεται από καταςτροφικά φαινόμενα. Τελικέσ καταςτάςεισ (ςυμπαγείσ αςτέρεσ) 1. Ο αςτζρασ μετά από μια καταςτρεπτικι ζκρθξθ διαλφεται και θ φλθ του διαςκορπίηεται ςτο μεςοαςτικό χϊρο. 2. Ζνασ αςτζρασ με ςχετικά αρχικι μικρι μάηα (Μ<5Μ ʘ ) καταλιγει ςε ζναν κερμό εκφυλιςμζνο γυμνό πυρινα που ονομάηεται λευκόσ νάνοσ (Μ~1Μ ʘ ). Θ κερμοκραςία του μειϊνεται εωςότου ψυχκεί εντελϊσ. Στθν περίπτωςθ αυτι θ υδροςτατικι ιςορροπία του αςτζρα εξαςφαλίηεται από τθν κβαντομθχανικι πίεςθ των εκφυλιςμζνων θλεκτρονίων. 3. Αςτζρεσ ακόμα μεγαλφτερθσ μάηασ καταλιγουν ςε αςτέρεσ νετρονίων (Μ~1.4Μ ʘ ). Θερμοφσ αρχικά οι οποίοι ψφχονται ζπειτα.θ υδροςτατικι ιςορροπία του αςτζρα νετρονίων εξαςφαλίηεται από τθν κβαντομθχανικι πίεςθ των εκφυλιςμζνων νετρονίων. 4. Αςτζρεσ με πάρα πολλι μεγάλθ μάηα καταλιγουν ςε μια μελανθ οπθ εξαιρετικά μεγάλθσ πυκνότθτασ φλθσ. Σε αυτιν ακόμα και θ υδροςτατικι κβαντομθχανικι πίεςθ δεν είναι αρκετι για να αντιςτακμίςει τθν βαρυτθκι. Λευκοί νάνοι Θ κερμικι πίεςθ δεν είναι ικανι να αντιςτακμίςει τθ βαρυτικι Το πρόβλθμα λφνεται μζςω τθσ κβαντομθχανικισ Puli: ςε ζνα πεπεραςμζνων διαςτάςεων ςφςτθμα δφο όμοια φερμιόνια δεν επιτρζπεται να βρίςκονται ταυτόχρονα ςτθν ίδια ακριβϊσ κβαντικι κατάςταςθ Heisenberg : Δχ*Δp το γινόμενο τθσ αβεβαιότθτασ κζσ ορμισ ενωσ ελ ςωματιδίου δεν μπορεί να είναι μικρότερο από h Φερμιόνια με κβαντομθχανικι πίεςθ μεγαλφτερθ από τθν κερμικι καλοφνται εκφυλιςμζνα Αποδεικνφεται πωσ θ κβαντομθχανικι πίεςθ εκφυλιςμζνων θλεκτρονίων είναι αρκετι για να αντιςτακμίςει τθν βαρυτικι ςε ζναν λευκό νάνο. Θ κβ. Πίεςθ εξαρτάται από το μοριακό βάροσ ανά θλεκτρόνιο (μ=α/η) => ο όγκοσ του λευκοφ νάνου είναι αντιςτρόφωσ ανάλογοσ τθσ μάηασ του Όριο Chandrasekhar Αν θ μάηα λευκοφ νάνου αυξθκεί πάνω από 1Μsun.=> Θ βαρυτθκι πίεςθ αυξάνει ςε μεγάλο βακμό ϊςτε Δχ << και Δp>>. Υπάρχει όμωσ ζνα ανϊτατο όριο ορμι που μπορεί να ζχει ζνα ςωματίδιο που κακορίηεται από τθν c. Εάν θ πίεςθ του εκφυλιςμζνου αερίου αντιςτακμίηει τθν πίεςθ υδροςτατικισ ιςορροπίασ τότε ο Λευκόσ νάνοσ κα μπορεί να ιςορροπιςει. Σε αυτιν τθν περίπτωςθ προκφπτει θ ςχζςθ μάηασ- ακτίνασ των λευκϊν νάνων είναι: Προςκζτοντασ μάηα Δχ<<< και χρειαηόμαςτε όλο και πιο γρθγορότερα του φωτόσ θλεκτρόνια και υψθλότερεσ ενεργειακζσ ςτάκμεσ για να ιςορροπιςει ο λευκόσ νάνοσ που είναι αδφνατο. Θα καταρρεφςει. Αυτό ςθμαίνει ότι θ " ςτακερι μάηα " είναι θ μζγιςτθ μάηα που μπορεί να ςτθριχκεί από το εκφυλιςμζνο αζριο. Αυτι θ μζγιςτθ μάηα είναι γνωςτι ωσ όριο Chandraskhar (Mch = 1.44 Msun) Αςτέρεσ νετρονίων (Pulsars) Παρατιρικθκαν χαρακτθριςτικά ραδιοφωνικά ςιματα με εξαιρετικι περιοδικότθτα. Θ τελικι εξιγθςθ είναι πωσ αυτά τα ςιματα προζρχονται από ταχφτατα περιςτρεφόμενουσ αςτζρεσ νετρονίων με ακτίνα R~10km πολφ μικρότερθ από τθν ακτίνα ςχετικισ περιςτροφισ. Αυτι θ ακτίνα ορίηει των κφλινδρο φωτόσ γφρο από τον αςτζρα. Τα ραδιοφωνικά ςιματα εκπζμπονται ςε δζςμθ προερχόμενθ από τθν περιοχι των μαγνθτικϊν πόλων του αςτζρα. Θ δζςμθ ακτινοβολίασ πολφ ςτενι Το φάςμα τθσ ακτινοβολίασ είναι φάςμα ακτινοβολίασ synchlotron Οι παλμοί είναι ιςχυρά γραμμικά πολωμζνοι => φπαρξθ ιςχυροφ μαγνθτικοφ πεδίου Ακτίνα-μάηα με ςυντελεςτι μεγαλφτερο από αυτό των λευκϊν νάνων. Θ αφξθςθ τθσ μάηασ => το όριο Μovs αντίςτοιχο του Chandraskhar των λευκϊν νάνων.

Μελανέσ οπέσ Ακτίνα Schwarzschild Rs = 2GM/c 2 ( βγαίνει από τθν ταχφτθτα διαφυγισ (1/2) m c 2 =G Mm/ Rs ) Μια μάηα με ακτίνα μικρότερθ από αυτιν ορίηει μια μελανι οπι Θ επίδραςθ μιασ μελανισ οπισ ςτθν φλθ και ςτθν ακτινοβολία προκαλεί τα εξισ φαινόμενα : Υλικά ςϊματα και φωτόνια που βρίςκονται ςτθν κλειςτι επιφάνεια που περιλαμβάνει τθ μάηα τθσ μελανισ οπισ ονομάηεται ορίζοντασ γεγονότων και δεν μποροφν να διαφφγουν. Υλικά ςϊματα και φωτόνια που βρίςκονται ςτο εςωτερικό μιασ επιφάνειασ που περιλαμβάνει τθ μάηα μιασ αξονικά ςυμμετρικισ μελανισ οπισ, που ορίηει το ςτατικό όριο δεν μποροφν να διαφφγουν μόνο κατά τθν ακτινικι διεφκυνςθ. Ο χϊροσ ανάμεςα ςτθν επιφάνεια του ςτατικοφ πεδίου και του ορίηοντα γεγονότων ονομάηεται εργόςφαιρα Αςτέρεσ (Γενικά χαρακτθριςτικά): 1. Θ φπαρξθ των αςτζρων εξαςφαλίηεται από τθν εξιςορρόπθςθ τθσ βαρυτικι πίεςθσ (μείωςθ του όγκου) και τθσ μιασ άλλθσ μορφισ πίεςθσ (π.χ. κερμικισ. Αφξθςθ του όγκου ) => Υδροςτατικι ιςορροπία του αςτζρα 2. Συνεχισ εκπομπι ακτινοβολίασ λόγο διαφοράσ κερμοκραςίασ με το περιβάλλων τουσ 3. Θ εξζλιξι τουσ δεν επθρεάηεται από γειτονικοφσ αςτζρεσ κακϊσ αυτοί απζχουν τουλάχιςτον 10 6 αςτρικζσ διαμζτρουσ (εξαίρεςθ τα διπλά ςυςτιματα αςτζρων) 4. Κατά τθν διάρκεια τθσ ηωισ τουσ οι αςτζρεσ χάνουν μάηα τθσ τάξθσ του 50%.(μζςω αςτρικοφ ανζμου ι εκριξεων καινοφανϊν) 5. Τα τελευταία 3.4 διςεκατομμφρια χρόνια ο ιλιοσ μασ δεν ζχει μεταβλθκεί επιφανειακά και ωσ προσ τισ διαςτάςεισ. 6. Σε κάκε γαλαξία υπάρχουν 10 εκ με 10 διςεκατομμφρια αςτζρεσ που διαφζρουν αρκετά μεταξφ τουσ Όρια μάηασ αςτζρων : Κατώτερο όριο (0.08 Msun) Θ κερμοκραςία δεν υπερβαίνει τθν κρίςιμθ κερμοκραςία για ζναρξθ των κερμοπυρθνικϊν αντιδράςεων. Ανώτερο όριο (~150 Msun) Θ πίεςθ τθσ παραγόμενθσ ακτινοβολίασ υπερβαίνει τθ βαρφτθτα και τα εξωτερικά ςτρϊματα αποτινάςςονται. Εξέλιξη πρωταςτέρων Συςςϊρευςθ μάηασ ςε ζνα αρχικό νζφοσ Το αρχικό νζφοσ αρχίηει να εκπζμπει ενϊ ζχει ακόμθ μεγάλεσ διαςτάςεισ και είναι ακόμα ψυχρό. Το νζφοσ ςυςτζλλεται και θ λαμπρότθτα του ελαττϊνεται αφοφ μειϊνεται θ ακτινοβολοφςα επιφάνεια ενϊ θ κερμοκραςία τθσ παραμζνει περίπου ςτακερι. Κακϊσ θ βαρυτικι κατάρρευςθ ςυνεχίηεται θ κερμοκραςία τθσ ακτινοβολοφςασ επιφάνια => αφξθςθ τθσ φωτεινότθτασ του πρωταςτζρα. Αφξθςθ τθσ πυκνότθτασ των εξωτερικϊν ςτρωμάτων ϊςτε θ ορατι ακτινοβολία του πφρινα δεν μπορεί να τα διαπεράςει. Τότε : 1. Συςτολι (πφκνωςθ) του πρωταςτζρα και μείωςθ τθσ επιφάνειασ και τθσ φωτεινότθτασ 2. Θ κερμοκραςία του πυρινα αυξάνει ςθμαντικά ϊςτε να αρχίςουν οι πρϊτεσ κερμοπυρθνικζσ αντιδράςεισ Καφςθ ςτοιχείων => αφξθςθ τθσ κερμικισ πίεςθσ ϊςτε αρχίηει να ανταγωνίηεται τθν βαρυτικι. Όταν Τ>10 7 Κ τότε αρίηει θ καφςθ του υδρογόνου Αςτζρασ πλζων βρίςκεται ςτθν κφρια ακολουκία. Αςτζρεσ μικρισ μάηασ διανφουν μεγαλφτερο χρονικό διάςτθμα ςτθν φάςθ του πρωταςτζρα από αυτοφσ μεγαλφτερθσ μάηασ. Αςτζρεσ T Tauri: Βρίςκονται μόνο ςε πυκνά μεςωαςτρικά νεφελϊματα. Ανϊμαλθ μεταβολι τθσ φωτεινότθτασ τουσ. Ίςωσ είναι τα αρχικά ςτάδια τθσ δθμιουργίασ ενόσ θλιακοφ ςυςτιματοσ.

Εξέλιξη αςτέρων πέραν τησ κφριασ ακολουιίασ Οι αςτζρεσ περνοφν περιςςότερο από το 80% τθσ διάρκειασ τθσ ηωισ τουσ ςτθν κφρια ακολουκία Θ ιςορρόπθςθ ςτον οριηόντιο κλάδο εξαρτάται από τθν χθμικι ςφςταςθ και τθν αρχικι μάηα του αςτζρα Αςυμπτοτικόσ κλάδοσ Οριηόντιοσ κλάδοσ Στο ςτάδιο του υπεργφγαντα θ ενεργεία ακτινοβολείται από τουσ φλοιοφσ He και H. Θ διάμετροσ αυξάνει Ο φλοιόσ καφςθσ του Θ ψφχεται και θ καφςθ του H αναςτζλλεται. Όταν εξαντλθκεί το He τότε ο φλοιόσ του ςυςτζλλεται και ξαναρχίηει θ καφςθ του H. Θ κατάλθξθ είναι ζνασ λευκόσ να νάνοσ που περιβάλλεται από νεφζλωμα τθσ φλθσ που ζχαςε ο υπεργφγαντασ

Διπλοί αςτζρεσ Ζνα διπλό ι πολλαπλό αςτρικό ςφςτθμα αποτελείται από δφο ι περιςςότερουσ αςτζρεσ που είναι βαρυτικά δεςμευμζνοι ςε τροχιζσ γφρο από το κοινό κζντρο μάηασ τουσ. Οπτικά διπλοί αςτζρεσ : Τα δφο μζλθ είναι διακριτά με γυμνό μάτι ι τθλεςκόπιο. Μθ οπτικά δίπολοι αςτζρεσ: το ζνα μζλοσ δεν διακρίνεται. Αςτρομετρικά διπλοί αςτζρεσ Υπάγονται εκείνοι οι αςτζρεσ, θ φπαρξθ ςυνοδοφ των οποίων ςυνάγεται από τθν μθ ευκφγραμμθ (ιδια ) κινθςι τουσ ςτθν οφράνια ςφαίρα. Υπο τθν επίδραςθ του αόρατου ςυνοδοφ ο ορατόσ αςτζρασ διαγράφει μια κλειςτι τροχιά ςτο ςφςτθμα αναφοράσ του κζντρου μάηασ Εκλλειπτικά διπλοί αςτζρεσ : τα μζλθ τουσ απζχουν γωνιϊδθ απόςταςθ μικρότερθ από 1 => εξαιρετικά δφςκολθ παρατιρθςθ ακόμα και με τα ποιο καλά οπτικά τθλεςκόπια. Οριςμόσ :οι διπλοί αςτζρεσ που ανιχνζυονται από τισ εκλείψεισ που υφιςτανται τα μελοι τουσ ονομαηονται εκλλειπτικά διπλοί αςτζρεσ Επίπεδο τροχιάσ παράλλθλο με διεφκυνςθ παρατιρθςθσ (Η διεφκυνςθ του επιπζδου τθσ τροχιάσ κακορίηεται απο τθν γωνία κλιςθσ i Αν i~90 ο ι/και θ απόςταςθ των μελλϊν πολλι μικρι τότε προκαλοφνται οι εκλείψεισ μεταξφ τουσ.) Φαςματοςκοπικά διπλοί αςτζρεσ Ακτίνεσ μελϊν ςχετικά μικρζσ (ι/και i 90) => το ςφςτθμα δεν παρουςιάηει εκλείψεισ. Αν ο μεγάλοσ θμιάξονασ τθσ τροχιάσ ςχετικά μικρόσ => τα μζλθ κινοφνται με μεγάλεσ ταχφτθτεσ γφρο από το κζντρο μάηασ => Λόγω Doppler παρατθροφνται μετατοπίςεισ των φαςματικϊν γραμμϊν των αςτζρων. Αν οι λαμπρότθτεσ των μελϊν είναι ςυγκρίςιμεσ τότε το φάςμα περιζχει φαςματικζσ γραμμζσ και των δφο. Αν οι λαμπρότθτα του 1 > από του 2 τότε ςτο φάςμα ζχουμε γραμμζσ μονό του 1 ου. Μετατόπιςθ των φαςμ. Γραμμϊν προσ του ερυκρό όταν ο αντίςτοιχοσ αςτζρασ βρίςκεται ςτο τμιμα τθσ τροχιάσ του που απομακρφνεται από τθ γι Αντίκετα προσ το κυανό όταν πλθςιάηει τθ γι. Οι αςτζρεσ βρίςκονται ςε αντιδιαμετρικά αντίκετεσ κζςεισ => όταν ο ζνασ μετατοπίηεται προσ ερυκρό τότε ο άλλοσ προσ το κυανό και αντίςτροφα. Φαςματικά διπλοί αςτζρεσ Ταχφτθτεσ περιφοράσ των μελϊν ι/και θ i πολλι μικρζσ => δεν ανιχνεφεται μετατόπιςθ Doppler ςτισ φαςματικζσ γραμμζσ. Όμωσ αν τα δφο μζλθ ζχουν ςθμαντικά διαφορετικά φάςματα και ςυγκρίςιμεσ λαμπρότθτεσ τότε το ςφςτθμα αναγνωρίηεται ωσ φαςματικά διπλόσ αςτζρασ.

Στενά διπλά ςυςτήματα Όταν ο μεγάλοσ θμιάξονασ Α τθσ ςχετικισ τροχιάσ ενόσ διπλοφ αςτζρα είναι τθσ ίδιασ τάξθσ μεγζκουσ με τθν ακτίνα R τουλάχιςτον του ενόσ μζλουσ του ςυςτιματοσ Σφςτθμα δφο ςωμάτων που περιφζρονται γφρο από το κζντρο μάηασ. Για κυκλικζσ τροχιζσ θ ανάλυςθ του προβλιματοσ, ςυμφϊνα με τουσ νόμουσ του Kepler, μασ δίνει 5 ςθμεία ιςορροπίασ τα Σημεία Lagrange. L 1 L 2 L 3 : ςθμεία αςτακοφσ ιςορροπίασ L 4 L 5 : ςθμεία ευςτακοφσ ιςορροπίασ Με βάςθ το λόγο τθσ ακτίνασ κάκε αςτζρα ωσ πρωσ τθν ακτίνα του δικοφ του λοβοφ Roche τα διπλά ςυςτιματα χωρίηονται ςτα: 1. Αποχωριςμζνα : Το διπλό ςφςτθμα που ιςχφει r 1 >R 1 και r 2 >R 2 R 1,R 2 ακτίνεσ αςτζρων και r 1 r 2 ακτίνεσ λοβϊν 2. Ημιαποχωριςμζνα όταν r 1 > R 1 και r 2 ~R 2 Ζχουμε μεταφορά μάηασ από το 2 ςτον 1 μεςω του L1 3. Εν επαφή Όταν r 1 ~R 1 και r 2 ~R 2 Αυτοί οι αςτζρεσ μοιάηουν με ζναν αςτζρα που αποτελείται από δφο πυρινεσ και μια ατμόςφαιρα (ςχ. 10.10 και 10.11) Στενά διπλά ςυςτιματα Λοβoι Roche : Είναι θ επιφάνεια μθδενικισ ταχφτθτασ που διζρχεται από το L1 Ο γεωμετρικόσ τόποσ των ςθμείων ςτα οποία ζνα δοκιμαςτικό ςωματίδιο που κινείται ςτθν περιοχι των δφο ςωμάτων ζχει ςτιγμιαία ταχφτθτα μθδζν ορίηει μια επιφάνεια μηδενικήσ ταχφτητασ Η τομι μίασ επιφάνειασ μθδενικισ ταχφτθτασ με ζνα επίπεδο ονομάηεται καμπφλη μηδενικήσ ταχφτητασ

Μεταβλητοί αςτζρεσ: Ονομάηονται οι αςτζρεσ των οπίων θ φωτεινότθτα μεταβάλεται μζςα ςε ζνα χρονικό Διάςτθμα ςθμαντικά μικρότερο από τθν θλικία τουσ. Κθφείδεσ (τυπου Ι,ΙΙ) Η μεταβολι ςτθν φαινόμενθ λαμπρότθτα τουσ οφείλεται ςτθν μεταβολι τθσ κερμοκραςίασ και ςτθν μεταβολι τθσ ακτίνασ τουσ (δλδ παρουςιάηουν αναπάλςεισ, των εξωτερικϊν ςτρωμάτων, ακτινικζσ, ςφαιρικζσ αναπάλςεισ) Οι αςτζρεσ αυτοί είναι παλλόμενοι (Σχ 13.2. 13.3 ) ΟΙ Κθφείδεσ και οι RR Lyrae δεν είναι γεννθμζνοι μεταβλθτοί άλλα αποτελοφν μια φάςθ ςτθν εξζλιξθ οριςμζνων αςτζρων μετά τθν ζξοδο από τθν Κ. Ακολουκία Η μεταβολι τθσ λαμπρότθτασ οφείλεται ςτισ ςφαιρικά ςυμμετρικζσ αναπάλςεισ. Είναι αςτζρεσ πλθκυςμοφ II RR Lyrae Περιοδικοί Μακροπερίοδοι (τφπου Myra) Φαςματικοφ τφπου M με ιςχυρζσ φαςματικζσ γραμμζσ απορρόφθςθσ. Γνιςιοι Μεταβλητοί αςτζρεσ T Tauri Βρίςκονται μόνο ςε πυκνά μεςωαςτρικά νεφελϊματα. Και επίςθσ λόγο τθσ κζςθσ τουσ ςτο HR είναι πρωταςτζρεσ. Αςτζρεσ Εκλάμψεων Ανϊμαλοι R Coronae Borealis Μθ Περιοδικοί Καταςροφικοί Καινοφανείσ Μθ Γνιςιοι Διπλοί εκλειπτικοί Περιςτρεφόμενοι αςτζρεσ με ανομοιογζνειεσ ςτθν επιφανειακι εκπομπι ακτινοβολίασ (μεγάλεσ αςτρικζσ κθλίδεσ) Υπερκαινοφανείσ Ι Υπερκαινοφανείσ ΙΙ Απότομθ και μεγάλθ ( Δm=+4-10 μεγζκθ) αφξθςθ τθσ λαμπρότθτασ τουσ.

Υπερκαινοφανείσ ΙΙ 1. Κατάλθξθ ενόσ αςτζρα με M>5Msun 2. Για 5Msun<M<10Msun ο μθχανιςμόσ του φαινομζνου οφείλεται ςε ζκρθξθ άνκρακα 3. Για M>10Msun ο μθχανιςμόσ του φαινομζνου οφείλεται ςε καταςτροφικι κατάρρευςθ του πυρινα ςιδιρου. Εξάντλθςθ πυρθνικϊν καυςίμων => δθμιουργία πυρινα ςιδιρου => Υπεριςχφει θ βαρυτικι πίεςθ.=> κατάρρευςθ. a) M>25Msun: Υπεριςχφει θ βαρυτικι πίεςθ => μελανι οπι b) M=<10Msun: Κάποια ςτιγμι θ δφναμθ τθσ πίεςθσ υπεριςχφει τθσ βαρυτικισ => εξωτερικά ςτρϊματα διαςτζλλονται απότομα => κρουςτικό κφμα, κερμαίνει, παραςζρνει προσ τα ζξω τα υπόλοιπα ςτρϊματα του αςτζρα που καταρρζουν. Τα εκτινάςςει ςτο διάςτθμα. => Απομζνει το κεντρικό τμιμα του πυρινα => (ςυνικωσ) αςτζρασ νετρονίων Υπερκαινοφανείσ Ι Προζρχονται από τθν εξζλιξθ διπλϊν ςυςτθμάτων. Αν Μ 1 >Μ 2 τότε ο 1 εξελίςςεται ςε ερυκρό γίγαντα, αν r 1 ~R 1 τότε μάηα από τα εξ. ςτρϊματα τοφ 1 μεταφζρονται ςτον 2 => => ο 1 καταλιγει ςε λευκό νάνο (αν Μ<1.4Μsun όριο Chandraskhar). Παράλλθλα ο 2 λόγω προςαφξθςθσ μάηασ από τον 1 γίνεται ερυκρόσ γίγαντασ και ξεκινάει θ αντίςτροφθ διαδικαςίασ από τον 2 ςτον 1.=> Όταν θ ςυςςϊρευςθ τθσ μάηασ τθσ φλθσ ςτθν κερμι ατμόςφαιρα ϋτου 1 ξεπεράςει μια κρίςιμθ τιμι τότε θ πίεςθ και θ κερμοκραςία ςτθ βάςθ τθσ ατμόςφαιράσ του μεταςτοιχειϊνουν το Η ςε He ακαριαία => μεγάλθ ζκρθξθ (Δm ζωσ και 10 μεγζκθ) Η ροι φλθσ ςυνεχίηεται. Αν ο ρυκμόσ μεταφοράσ είναι γριγοροσ τότε ζχουμε μικρζσ και επαναλαμβανόμενεσ εκριξεισ ςε ςφντομα χρονικά διαςτιματα. Αν ο ρυκμόσ μεταφοράσ είναι αργόσ, ζχουμε μεγάλεσ εκριξεισ που απζχουν χρονικά πολφ μεταξφ τουσ. Συμφϊνα με το ςενάριο αυτό οι τφπου Ι είναι διπλοί και επαναλθπτικοί. Καινοφανείσ Διπλό ςφςτθμα αςτζρων με το ζνα μζλοσ να είναι λευκόσ νάνοσ C- O και από το ςυνοδό μεταφζρεται μάηα ςτον πρϊτο ςυνεχϊσ, αν για κάποιο λόγο δεν μεταςτοιχειωκεί εκρθκτικά το υλικό που ςυςςωρεφεται ςτθν επιφάνεια του νάνου. Όταν ο νάνοσ πλθςιάςει το όριο Chandraskhar => απότομθ μεταςτοιχείωςθ του O και του C ςε Fe => Εκτινάςςονται τα ανϊτερα ςτρϊματα του αςτζρα. Η ζκρθξθ διαλφει τελείωσ το ςφςτθμα. ΜΠΑΜ!