Αστρική Εξέλιξη Η ζωή και ο θάνατος των αστέρων Κοσμάς Γαζέας Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών
Αστρική εξέλιξη Η εξέλιξη ενός αστέρα καθορίζεται από την κατανάλωση διαδοχικών «κύκλων» πυρηνικών καυσίμων, καθώς ο αστέρας προσπαθεί να αντισταθμίσει τη βαρύτητά του με τη συνεχή ροή ακτινοβολίας προς τα έξω. Η εξέλιξη ενός αστέρα, όσον αφορά το χρόνο ζωής του, τα στάδια από τα οποία περνά, τον τρόπο με τον οποίο τερματίζεται η ζωή του, αλλά και το είδος των στοιχείων που απελευθερώνει στο μεσοαστρικό περιβάλλον, καθορίζεται κυρίως από την αρχική του μάζα και από την αρχική χημική του σύνθεση.
Τα νεφελώματα Η δημιουργία των αστέρων ξεκινάει από τα νέφη υδρογόνου και ηλίου, τα οποία βρίσκονται διάσπαρτα στις σπείρες των γαλαξιών. Τα νέφη αυτά (νεφελώματα) αποτελούν τα «μαιευτήρια των αστέρων», καθώς μέσα σε αυτά δημιουργούνται οι αστέρες σήμερα. Η δημιουργία των αστέρων δεν γινόταν πάντα έτσι όμως
Οι πρωτοαστέρες Στο πολύ πρώιμο σύμπαν, οι αρχικές συγκεντρώσεις αερίων και σκόνης στο διάστημα δημιουργούσε τυχαίες συμπυκνώσεις σε διάφορες περιοχές. Τα αέρια τότε ήταν πολύ ψυχρά (< 10 Κ), ώστε να μη διαλύονται οι συμπυκνώσεις λόγω θερμικής κίνησης. Οι τυχαίες αυτές ανομοιομορφίες στην πυκνότητα άρχισαν να δημιουργούν συγκεντρώσεις από μεγάλες μάζες αερίων, τα οποία κατέρρεαν υπό την επίδραση της βαρύτητας. Οι συμπυκνώσεις αυτές αποτελούν τους πρωτοαστέρες. Τα υπολείμματα της σκόνης γύρω από τους πρωτοαστέρες αποτελούν τους πρωτοπλανητικούς δίσκους.
Οι πρωτοαστέρες
Οι πρωτοαστέρες Στο ύστερο σύμπαν, οι πρωτοαστέρες δημιουργούνται από σκόνη και αέρια που βρίσκονται στον μεσοαστρικό χώρο. Σήμερα πιστεύουμε με βεβαιότητα ότι η δημιουργία των αστέρων συμβαίνει από την κατάρρευση των μεσοαστρικών νεφελωμάτων. Η περιστροφή των νεφών και η κοσμική ακτινοβολία επηρεάζει σημαντικά το σχηματισμό των πρωτοαστέρων. Το σύμπαν αποτελείται κυρίως από υδρογόνο και ήλιο, που είναι και τα συστατικά από τα οποία αποτελούνται και οι αστέρες.
Διάγραμμα Hertzsprung-Russell Πολλές ιδιότητες των αστέρων και της εξέλιξής τους μπορούν να μελετηθούν με τη χρήση του διαγράμματος Hertzsprung-Russell (διάγραμμα HR). Το διάγραμμα ΗR είναι η γραφική παράσταση της φωτεινότητας L σε σχέση με την ενεργό θερμοκρασία του, T eff για ένα σύνολο από αστέρες. Το αντίστοιχο παρατηρησιακό διάγραμμα HR μπορεί να έχει ως μεταβλητές το απόλυτο μέγεθος και τον φασματικό τύπο ή τον δείκτη χρώματος των αστέρων (στην τελευταία περίπτωση ονομάζεται και διάγραμμα χρώματος-μεγέθους ή CMD).
Το διάγραμμα Hertzsprung-Russell
Διάγραμμα ΗR που δείχνει την εξέλιξη ενός αστέρα μάζας 1Μ ʘ Διάγραμμα ΗR που δείχνει ένα στιγμιότυπο από τη ζωή ενός συστήματος από αστέρες ίδιας ηλικίας αλλά διαφορετικών μαζών
Οι αστέρες έχουν διαφορετική μάζα Η εξέλιξη ενός αστέρα εξαρτάται κυρίως από την αρχική του μάζα.
Τα τελικά στάδια της αστρικής εξέλιξης Η εξέλιξη ενός αστέρα εξαρτάται κυρίως από την αρχική του μάζα. Οι αστέρες μεγάλης μάζας καταναλώνουν τα αποθέματά τους πιο γρήγορα, ενώ οι αστέρες μικρής μάζας πιο αργά. Έτσι, οι αστέρες μεγάλης μάζας ζουν πιο λίγο σε σύγκριση με τους αστέρες μικρής μάζας. Το υπόλειμμα μετά από το εκρηκτικό τέλος ενός αστέρα μπορεί να είναι: Λευκός νάνος Αστέρας νετρονίων Μελανή οπή (τίποτα) (από αστέρες μικρής μάζας) (από αστέρες μεγάλης μάζας) (από αστέρες πολύ μεγάλης μάζας) (από αστέρες πάρα πολύ μεγάλης μάζας)
Το διάγραμμα της αστρικής εξέλιξης
Η εξέλιξη ενός μικρού αστέρα
Καινοφανείς αστέρες Οι καινοφανείς αστέρες είναι μια ιδιάζουσα περίπτωση αστέρων που λάμπουν ξαφνικά στον ουρανό, εμφανιζόμενοι ως νέοι αστέρες. Αυτός είναι άλλωστε και ο λόγος που πήραν το όνομά τους. Οι καινοφανείς μπορεί να λάμψουν μέχρι και 2-12 μεγέθη μέσα σε 1-100 ημέρες, ενώ σβήνουν σταδιακά, σε βάθος αρκετών εβδομάδων ή μηνών. Η λάμψη αυτή προκαλείται μάλλον από μια έκρηξη των εσωτερικών στρωμάτων του αστέρα ή και από τη μεταφορά και την πρόσπτωση ύλης από έναν γειτονικό αστέρα. Οι καινοφανείς αστέρες μπορεί να επανεμφανιστούν στον ουρανό, καθότι οι διαδικασίες αυτές δεν καταστρέφουν τον αστέρα και μπορούν να επαναληφθούν με ίδιο ή ανάλογο τρόπο.
Καινοφανείς αστέρες
Υπερκαινοφανείς αστέρες Οι αστέρες με μάζα μεγαλύτερη των 1.4 Μ και μικρότερη των 9 Μ αποκτούν συγκεκριμένες συνθήκες στον πυρήνα τους, ώστε τα στοιχεία από τα οποία αποτελείται (υδρογόνο, ήλιο, άνθρακας, οξυγόνο) να βρίσκονται σε εκφυλισμένη μορφή. Η κατάσταση αυτή είναι επικίνδυνη για την ισορροπία του αστέρα, καθώς ο θερμοστάτης που ρυθμίζει την πίεση και τη θερμοκρασία παύει να λειτουργεί. Έτσι, ο πυρήνας άνθρακα-οξυγόνου αποτελεί μια ωρολογιακή βόμβα, που είναι προορισμένη να εκραγεί όταν η θερμοκρασία του πυρήνα φτάσει τους 6 10 8 Κ. Η έκρηξη αυτή μπορεί να είναι τόσο έντονη, που να διαλύσει τον αστέρα και να προκαλέσει μια λάμψη. Οι αστέρες λάμπουν τόσο έντονα και είναι γνωστοί ως υπερκαινοφανείς αστέρες.
Αστέρες νετρονίων Ένας αστέρας νετρονίων είναι ο συμπαγής πυρήνας ενός αστέρα, ο οποίος έχει καταρρεύσει σε μία ακτίνα μόλις 10 km περίπου. Η πυκνότητα ενός τέτοιου αστέρα είναι τόσο υψηλή, που μόνο τα νετρόνια μπορούν να υπάρχουν. Αυτό συμβαίνει διότι η πίεση είναι τόσο υψηλή, που τα ηλεκτρόνια δεν μπορούν να σταματήσουν την κατάρρευση, ώστε να ενώνονται με τοα πρωτόνια και να δημιουργούν νετρόνια. Μια πολύ μικρή ποσότητα (ένα κουταλάκι) από έναν αστέρα νετρονίων ζυγίσει περισσότερο από 5 δισ. τόνους! (πυκνότητα 10 13 gr/cm 3 )
Αστέρες νετρονίων Μάζα: 1.5 Μ Ακτίνα: 20 km Κέλυφος: 2 km Πυρήνας: κυρίως νετρόνια μαζί με άλλα σωματίδια
Αστέρες νετρονίων - pulsar
Αστέρες νετρονίων - pulsar Οι αστέρες νετρονίων έχουν ισχυρό μαγνητικό πεδίο. Το 1967 η Jocelyn Bell και ο Anthony Hewish παρατήρησαν με ραδιοτηλεσκόπιο ένα παράξενο σήμα, το οποίο παλλόταν κάθε 1.333 δευτερόλεπτα, ενώ κάθε παλμός διαρκούσε μόλις 0.001 δευτερόλεπτα. Αρχικά θεωρήθηκε σήμα εξωγήινου πολιτισμού, αλλά αργότερα έγινε αντιληπτό ότι επρόκειτο για έναν αστέρα νετρονίων, ο οποίος περιστρέφεται ταχύτατα. Το όνομα που πήραν τα σώματα αυτά είναι: Pulsating Radio Sources = PULSARS. Τα χαρακτηριστικά της ανάπαλσης αυτής επιβάλλουν σε έναν παλλόμενο αστέρα νετρονίων να έχει διαστάσεις που δεν ξεπερνούν τα 10-20 km. Σε κάθε άλλη περίπτωση (λευκού νάνου ή φυσιολογικού αστέρα) η περιστροφή θα είχε διαλύσει τον αστέρα.
Μελανές οπές Όταν ένας αστέρας με μάζα μεγαλύτερη από 3.3 Μ καταρρέει, καμία δύναμη δεν μπορεί να συγκρατήσει την πίεση που θα δημιουργηθεί στο κέντρο. Έτσι, τα ηλεκτρόνια ή και τα νετρόνια δεν μπορούν να συγκρατήσουν το βάρος της κατάρρευσης, με αποτέλεσμα τη δημιουργία ενός αντικειμένου με τεράστια πυκνότητα. Ένα αντικείμενο με σχεδόν μηδενική ακτίνα και σχεδόν άπειρη πυκνότητα ονομάζεται singularity και η ταχύτητα διαφυγής του είναι μεγαλύτερη από την ταχύτητα του φωτός. Αυτό έχει σαν αποτέλεσμα να μην ακτινοβολεί καθόλου, και αποτελεί μια μελανή οπή (μαύρη τρύπα).
Μελανές οπές Δεν είναι γνωστή η ακτίνα των μελανών οπών. Μπορούμε όμως να υπολογίσουμε την ακτίνα γύρω από αυτή όπου η ταχύτητα διαφυγής θα είναι ίση με την ταχύτητα του φωτός. Η νοητή αυτή σφαίρα που περιβάλει την μελανή οπή ονομάζεται ορίζοντας γεγονότων, καθώς καμία πληροφορία δεν μπορεί να υπάρχει μέσα από αυτή τη σφαίρα. Η ακτίνα του ορίζοντα γεγονότων ονομάζεται ακτίνα Schwarzschild από τον Karl Schwarzschild, που προέβλεψε την ύπαρξη μελανών οπών από τη γενική θεωρία της σχετικότητας το 1916.
Ύλη του μαθήματος ΓΕΝΙΚΗ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑ Ι "Το Σύμπαν που αγάπησα-εισαγωγή στην Αστροφυσική" Μ. Δανέζη και Ε. Θεοδοσίου, Εκδόσεις Δίαυλος Αστρική Εξέλιξη Οι παραπάνω διαφάνειες αναπτύσσονται στο παραπάνω βιβλίο στις σελίδες 218-262.