Αστρονομία: Οι αστέρες και η συμπύκνωση υδρογόνου

Μέχρι σήμερα οι αστροφυσικοί πίστευαν ότι είναι αδύνατη η δημιουργία υπερμαζικών άστρων λόγω της αστάθειάς τους που δημιουργείται από την υψηλή θερμοκρασία του πυρήνα.

Κανένα μοντέλο προσομοίωσης δεν μπορούσε να προβλέψει την επικράτηση και την παρουσία τέτοιων άστρων στο Σύμπαν. Νέες μελέτες, όμως, έδειξαν ότι υπάρχουν κάποια κενά στις αρχικές υποθέσεις που λήφθηκαν υπόψη στα αρχικά μοντέλα και είναι πλέον φανερό ότι η παρουσία γιγάντιων άστρων δεν είναι τόσο απροσδόκητο γεγονός, ιδιαίτερα στο αρχέγονο Σύμπαν. Οι Μεγαήλιοι, όπως αποκαλούνται, ίσως είναι η νέα πρόκληση των αστροφυσικών αφού δίνει νέες διαστάσεις στη θεωρία της αστρικής εξέλιξης.

Μια από τις βασικότερες συνέπειες της θεωρίας της αστρικής εξέλιξης είναι το άνω όριο στη μάζα που μπορεί να έχει ένα άστρο. Στις αρχές της δεκαετίας του 70, ο αστροφυσικός Immo Appenzeller από το κέντρο ερευνών Landessternwarte της Χαϊδελβέργης έδειξε μέσα από μια σειρά μελετών ότι η ισορροπία του άστρου που δημιουργείται από την εξισορρόπηση της βαρυτικής δύναμης και της πίεσης από τις πυρηνικές καύσεις είναι τόσο πιο ευμετάβλητη όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα του.

Μεγαλύτερη μάζα σημαίνει μεγαλύτερη θερμοκρασία στον πυρήνα, δηλαδή μεγαλύτερη πίεση από το κέντρο προς τα έξω, με αποτέλεσμα το άστρο να διαστέλλεται. Αυτό που ο Appenzeller είχε υπολογίσει είναι ότι το ποσοστό μεταβολής των διαστάσεων του άστρου λόγω της διαστολής, ως προς τη μεταβολή της θερμοκρασίας του πυρήνα, είναι ένα τεράστιο μέγεθος, συνεπώς μικρή μεταβολή της θερμοκρασίας οδηγεί σε μεγάλη διαστολή του άστρου.

Έτσι, μετά από ένα όριο μάζας, η θερμοκρασία στον πυρήνα γίνεται τόσο μεγάλη που η διαστολή παίρνει πλέον τη μορφή τιτάνιας έκρηξης. Αυτό το όριο είναι 100 μάζες Ηλιου.

Νέες μελέτες όμως, έδειξαν ότι κάτω από ορισμένες συνθήκες αυτό το όριο μπορεί να φθάσει μέχρι και τις 300 Ηλιακές μάζες. Αυτά τα αστρικά μεγαθήρια ή Μεγαήλιοι, που καλύπτουν ένα φάσμα από 100 μέχρι 300 Ηλιακές μάζες, όπως θα δούμε, είχαν έντονη παρουσία στο αρχέγονο Σύμπαν, λόγω των ειδικών συνθηκών που επικρατούσαν τότε, χωρίς όμως να αποκλείεται και η γέννησή τους στο σημερινό ή μεταγενέστερο Σύμπαν.

Η δημιουργία ενός Μεγαήλιου δεν διαφέρει από τη δημιουργία ενός απλού άστρου. Η θεωρία της αστρικής εξέλιξης δεν έχει αλλάξει με την πρόβλεψη των Μεγαήλιων. Αυτό που έχει προκύψει είναι ένα μικρό παράθυρο στη θεωρία. Ομως, για να κατανοήσουμε καλύτερα τη δημιουργία ενός Μεγαήλιου πρέπει να δούμε την πορεία της γέννησης και εξέλιξης ενός άστρου.

Το διάγραμμα H-R και η αστρική εξέλιξη

Ίσως ένα από τα πιο φημισμένα βοηθήματα στην αστροφυσική σχετικά με την αστρική εξέλιξη είναι το διάγραμμα H-R, ή Hertzsprung-Russell. Το διάγραμμα αυτό, που συσχετίζει τις λαμπρότητες των άστρων με τη θερμοκρασία τους, μοιάζει με ένα χάρτη μέσω του οποίου ταξινομούνται όλα τα είδη των άστρων, και το σπουδαιότερο γίνεται σαφής ο τρόπος εξέλιξής τους, από τη γέννησή τους μέχρι τον θάνατο.

Για να αναφερθούν στη λαμπρότητα ενός άστρου, οι γήινοι παρατηρητές μετρούν το φαινόμενο μέγεθός του, ποσότητα που είναι ανάλογη του δεκαδικού λογαρίθμου της φαινόμενης λαμπρότητάς του. Φαινόμενη λαμπρότητα είναι η ενέργεια ανά μονάδα χρόνου και επιφάνειας, του φωτός που καταφθάνει στον παρατηρητή και η οποία είναι αντιστρόφως ανάλογη του τετραγώνου της απόστασης του άστρου.

Η τιμή της σταθεράς αναλογίας υπολογίζεται σε -2,5 μέσω της κλίμακας του J. Herschel (1830), που θεωρεί ότι εκατονταπλασιάζοντας τη λαμπρότητα ελαττώνεται το μέγεθος κατά 5 μονάδες. Ως απόλυτο μέγεθος ορίζεται το φαινόμενο μέγεθος που παρατηρείται από απόσταση 10pc (1pc ή parsec = 3,262 έτη φωτός = 30,857 x 1012 km).

Η διαφορά φαινομένου και απολύτου μεγέθους ονομάζεται «μέτρο απόστασης», διότι, όπως έγινε σαφές πιο πάνω, σχετίζεται αποκλειστικά με την απόσταση. Μάλιστα, το 1/5 αυτής της διαφοράς είναι ίσο με τον δεκαδικό λογάριθμο του λόγου της απόστασης ανά 10pc. Μέσω αυτής της απλής συσχέτισης, αν γνωρίζουμε με κάποιο θεωρητικό τρόπο το απόλυτο μέγεθος ενός άστρου, και το φαινόμενο το συνάγουμε από παρατηρήσεις, μπορούμε να υπολογίσουμε την απόσταση του. H φαινόμενη λαμπρότητα των άστρων εξαρτάται κυρίως από την απόστασή τους από τη Γη και όπως προαναφέρθηκε, η λαμπρότητα ελαττώνεται με το τετράγωνο της απόστασης.

Πράγματι, είναι προφανές ότι ένα άστρο μικρό σε διαστάσεις και φωτεινότητα μπορεί να φαίνεται λαμπρό όταν βρίσκεται κοντά στη Γη, ενώ ένα άλλο μεγάλο σε όγκο και φωτεινότητα μπορεί να φαίνεται αμυδρό λόγω της μεγάλης του απόστασης. Ο Σείριος, το άστρο με τη μεγαλύτερη φαινόμενη λαμπρότητα, έχει φαινόμενο μέγεθος -1,4 αν και είναι μόνο 23 φορές λαμπρότερος από τον Ηλιο, ενώ ο Betelgeuse που έχει μέγεθος μόνο +0,9 είναι 14.000 φορές λαμπρότερος από τον Ηλιο αλλά βρίσκεται και σε απόσταση 80 φορές μεγαλύτερη από αυτήν του Σείριου.

Όπως ακριβώς το φαινόμενο μέγεθος αντιστοιχεί στη φαινόμενη λαμπρότητα, έτσι και το απόλυτο μέγεθος αντιστοιχεί στην απόλυτη λαμπρότητα, ποσότητα που μαζί με το απόλυτο μέγεθος είναι προφανώς ανεξάρτητα της απόστασης και προσφέρουν ένα ακριβές συγκριτικό μέτρο της πραγματικής λαμπρότητας των άστρων. Πάντως το φαινόμενο και απόλυτο μέγεθος έχει επικρατήσει να χρησιμοποιούνται για τον χαρακτηρισμό της λαμπρότητας των άστρων: για παράδειγμα ο Σείριος έχει απόλυτο μέγεθος +1,45 ενώ ο Betelgeuse -5,6.

Στη γνωστότερη μορφή του, το διάγραμμα έχει στον κατακόρυφο άξονα το απόλυτο μέγεθος, M, του κάθε άστρου, ενώ στον οριζόντιο άξονα παρίσταται ο δείκτης χρώματος, I.C. (Indicator of Color), που είναι μια ποσότητα άμεσα εξαρτώμενη από τη θερμοκρασία του άστρου και σχετίζεται με το χρώμα του.

Συγκεκριμένα, όσο ελαττώνεται η θερμοκρασία του άστρου, τόσο αυξάνεται ο δείκτης χρώματος, ο οποίος παίρνει θετικές και αρνητικές τιμές. Ετσι, για τα θερμά άστρα με θερμοκρασία 25.000 Κ, ο δείκτης χρώματος είναι -0,4 δηλαδή το χρώμα τείνει προς το γαλάζιο, ενώ για τα ψυχρά με θερμοκρασία 3.000 Κ, ο δείκτης είναι +1,6 με χρώμα να τείνει προς το κόκκινο.

Έτσι οι Μεγαήλιοι κατανέμονται στο πιο υψηλό μέρος του διαγράμματος (μεγάλη λαμπρότητα) και στο άκρο αριστερό (υψηλή θερμοκρασία).

Εκτός από τον δείκτη χρώματος και τη θερμοκρασία, ο οριζόντιος άξονας στο διάγραμμα H-R μπορεί να αναγράφει και τον φασματικό τύπο του κάθε άστρου.

Στις αρχές του περασμένου αιώνα στο Πανεπιστήμιο του Harvard έγινε η πρώτη ταξινόμηση των φασμάτων που δίνουν τα άστρα. Αυτά τα φάσματα διακρίθηκαν σε κάποιες βασικές κατηγορίες ανάλογα με τα διάφορα χαρακτηριστικά τους που αποδείχθηκε ότι είναι τα ίδια για ένα μεγάλο πλήθος άστρων, όπως για παράδειγμα κάποιες συγκεκριμένες γραμμές απορρόφησης.

Δηλαδή οι διάφορες γραμμές απορρόφησης και η έντασή τους, έγιναν κριτήριο για την ταξινόμηση των αστρικών φασμάτων στις εξής κατηγορίες: O, B, A, F, G, K, Μ. Αργότερα οι κατηγορίες αυτές εμπλουτίσθηκαν είτε με υποκατηγορίες είτε και με άλλες σπανιότερες ομάδες φασμάτων, αφού τα δείγματα των αστρικών φασμάτων ολοένα και πλήθαιναν. Οι επτά βασικές κατηγορίες δίδονται με ακολουθία αύξησης του δείκτη χρώματος, δηλαδή η κατηγορία και αντιστοιχεί σε δείκτη -0,4 (γαλάζια άστρα), ενώ η κατηγορία Μαντιστοιχεί σε δείκτη 1,6 (κόκκινα άστρα).

Ο Δανός αστρονόμος Hertzsprung κατασκεύασε πρώτος (1911) το διάγραμμα, που συσχετίζει το απόλυτο μέγεθος των άστρων με τον δείκτη χρώματός τους. Δύο χρόνια αργότερα, ο Russell παρουσίασε ένα παρόμοιο διάγραμμα, που συσχετίζει το απόλυτο μέγεθος των άστρων με τον φασματικό τους τύπο. Το καταπληκτικό αποτέλεσμα που είχε η κατασκευή αυτών των δύο ισοδύναμων διαγραμμάτων είναι ότι όλα τα άστρα, ανάλογα με την ηλικία τους, και το είδος τους, καταλαμβάνουν συγκεκριμένες θέσεις στο διάγραμμα, κάτι που αποτέλεσε μια από τις σημαντικότερες ανακαλύψεις στην αστροφυσική.

Το πιο σπουδαίο στοιχείο στο διάγραμμα είναι ότι τα περισσότερα άστρα κατανέμονται σε μια πλατιά γραμμή που συμπίπτει σχεδόν με τη διαγώνιο (βλέπε σχετικό σχήμα) και ονομάζεται Κύρια Ακολουθία. Στο διάγραμμα υπάρχουν και άλλες παρόμοιες γραμμικές περιοχές, κάθε μια από τις οποίες χαρακτηρίζει μια συγκεκριμένη αστρική εξελικτική κατάσταση. Στην περιοχή της κύριας ακολουθίας, τα άστρα διανύουν το αρχικό αλλά και μεγαλύτερο διάστημα της ζωής τους. Οταν τα άστρα βρεθούν για πρώτη φορά επί της κύριας ακολουθίας, τότε αρχίζουν στο εσωτερικό τους οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις, όπου το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο και η πίεση της εκλυόμενης ακτινοβολίας αντισταθμίζει για πρώτη φορά τη βαρύτητα.

Πηγή: texnologia.net

Χρησιμοποιούμε cookies για να σας προσφέρουμε την καλύτερη εμπειρία στη σελίδα μας. Εάν συνεχίσετε να χρησιμοποιείτε τη σελίδα, θα υποθέσουμε πως είστε ικανοποιημένοι με αυτό.