Τα φυσικά των άστρων (μέρος B).

Οι διάφορες αστρικές κατηγορίες αντιπροσωπεύουν διαφορετικά στάδια στην εξέλιξη των αστεριών. Εδώ θα πρέπει να πούμε ότι τα αστέρια δεν είναι παντοτινά, αλλά έχουν κάποιο συγκεκριμένο χρόνο ζωής. Γεννιούνται κάποια στιγμή, κατόπιν διανύουν τη ζωή τους, και στο τέλος πεθαίνουν. Στη διάρκεια της ζωής τους περνούν από διάφορες φάσεις, που εξαρτώνται από τις φυσικές συνθήκες που επικρατούν στο εσωτερικό τους. Οι διάφορες κατηγορίες των αστεριών, καθώς και η εξέλιξή τους όπως θα δούμε αργότερα, απεικονίζονται στο περίφημο διάγραμμα των Hertzsprung και Russell.
Στις αρχές του αιώνα μας οι δύο αυτοί αστρονόμοι, δουλεύοντας ανεξάρτητα ο ένας από τον άλλον, έφτιαξαν τα πρώτα δυσδιάστατα διαγράμματα των παρατηρηθέντων αστεριών. Σ' αυτά τα διαγράμματα, που έκτοτε αποκαλούνται διαγράμματα H-R (από τα αρχικά των ονομάτων τους), στον κάθετο άξονα τοποθετούνται τα απόλυτα φωτογραφικά μεγέθη των αστεριών (δηλαδή η λαμπρότητα) και στον οριζόντιο άξονα οι φασματικοί τύποι τους (που αντιπροσωπεύουν τη θερμοκρασία).

Σημειώνουμε ότι η εμφάνιση της αστρικής φασματοσκοπίας σηματοδοτεί την απαρχή της Αστροφυσικής, ως ιδιαίτερου κλάδου της Αστρονομίας που έχει ως αντικείμενο τη μελέτη της φυσικής κατάστασης και των φυσικών διαδικασιών έξω και πέρα από το περιβάλλον της γης.

Ιστορία

Στα τέλη του 19ου αιώνα ξεκίνησε στο αστεροσκοπείο του Πανεπιστημίου του Harvard,υπό τη διεύθυνση του Edward Pickering και με χρηματοδότηση της χήρας του Henry Draper, συστηματική φωτογράφηση και μελέτη αστρικών φασμάτων. Τα πρώτα αποτελέσματα για 10 351 αστέρια δημοσιεύθηκαν το 1890 και ήταν η αρχή του περίφημο υκαταλόγου Henry Draper, γνωστού και με τα αρχικά HD, που ολοκληρώθηκε μαζί με δύο επεκτάσεις του το 1949 και συμπεριέλαβε σχεδόν 360.000 αστέρια.

Πέρα από τον ίδιο τον Pickering, δούλεψαν πολλοί για την υλοποίηση του καταλόγου.
Ανάμεσά τους ξεχώρισαν η Antonia Maury, η Annie Cannon, η Williamina Fleming και ο Charles Edward.

Ηδη από τα πρώτα βήματα χρησιμοποιήθηκε ένα σχήμα ταξινόμησης διαφορετικό με βασικό κριτήριο την ένταση των γραμμών του υδρογόνου. Τα φάσματα με τις πιο έντονες γραμμές χαρακτηρίστηκαν ως φασματικού τύπου Α, αυτά με τις λιγότερο έντονες ως Β,C κλπ μέχρι τον τύπο Ρ. την πραγματικότητα κάποιοι φασματικοί τύποι περιείχαν πολύ μικρό αριθμό αστεριών και εγκαταλείφθηκαν, ενώ οι υπόλοιποι χρειάστηκε να χωριστούν σε 10 υποδιαιρέσεις ο καθένας, π.χ. Β0, Β1, ...,Β9. Τελικά η φασματική σειρά πήρε τη μορφή που έχει μέχρι σήμερα, μορφή που αρχικά προτάθηκε από την Annie Cannon με βάση το χρώμα των αστεριών: O-B-A-F-G-K-M

Φάσματα και πληροφορίες αστέρων, διαφορετικών τύπων.

Το διάγραμμα Hertzsprung-Russel

Κανένα άλλο διάγραμμα της αστρονομίας και της αστροφυσικής δεν είναι ίσως τόσο ευρέως γνωστό όσο το διάγραμμα H-R (Hertzsprung-Russel). Από αυτό αντλούμε πολλές πληροφορίες, σχεδόν τα πάντα για την εξέλιξη και τη ζωή των άστρων. Το διάγραμμα μετρά ήδη έναν αιώνα ύπαρξης, αφού επινοήθηκε από τους Hertzsprung και Russell στις αρχές του εικοστού αιώνα. Αλλά τί είναι ακριβώς το διάγραμμα H-R, το οποίο είναι τόσο σημαντικό για την επιστήμη της αστροφυσικής; Με πολύ απλά λόγια είναι ένα διάγραμμα ορθογωνίων αξόνων, το οποίο παρουσιάζεται εάν συσχετίσουμε διάφορα φυσικά μεγέθη των αστέρων.

Το διάγραμμα Hertzsprung-Russel.

Τα μεγέθη αυτά είναι συνήθως τα:

1. Θερμοκρασία αστέρων.
2. Φασματικός Τύπος αστέρων.
3. Απόλυτο Οπτικό Μέγεθος αστέρων.
4. Φωτεινότητα αστέρων. 

Η Θερμοκρασία, η οποία είναι ο παράγοντας που καθορίζει και το χρώμα ενός άστρου. Κυμαίνεται από περίπου 3000 Κ (ερυθρά άστρα) έως 25000 Κ περίπου (κυανά άστρα). Πρόκειται συνήθως για τη θερμοκρασία χρώματος την οποία υπολογίζουμε από το φάσμα του αστέρα που φτάνει στη Γη, μέσω του κβαντικού νόμου της μετατόπισης του Wien.

Στη συνέχεια, ο Φασματικός Τύπος, ο οποίος αφορά την κατάταξη των αστέρων σε 7 κύριες φασματικές ομάδες, τις O, B, A, F, G, K, M, κάθε μία από τις οποίες υποδιαιρείται σε 10 υποομάδες (π.χ. G0, G1, G2…G9). Ο διαχωρισμός σε αυτές τις 7 ομάδες έγινε εξαιτίας των διαφορών στα φάσματα που παρατηρούνται στα αστέρια και σχετίζονται με τη διαφορετική θερμοκρασία του καθενός.

Το Απόλυτο Οπτικό Μέγεθος είναι ο αριθμός που εκφράζει τη φαινόμενη λαμπρότητα ενός αστέρος όταν βρίσκεται σε απόσταση 10 παρσέκ=32,6 έτη φωτός. Με αυτό το μέγεθος βρίσκουμε ποιο άστρο είναι πράγματι λαμπρότερο από κάποιο άλλο.

Τέλος, η Φωτεινότητα ορίζεται ως ο ρυθμός της εκλυόμενης ακτινοβολίας, σε όλα τα μήκη κύματος, από τη συνολική επιφάνεια του αστέρος.

Το διάγραμμα Hertzsprung-Russel.

Το διάγραμμα H-R δείχνει ότι οι περισσότεροι αστέρες βρίσκονται στην κύρια ακολουθία, δηλαδή μία στενή ζώνη που διασχίζει σχεδόν διαγώνια το διάγραμμα, από τον φασματικό τύπο Ο μέχρι τον M. Ο Ήλιος, με χρώμα κρινόλευκο προς κίτρινο, βρίσκεται περίπου στο μέσο της κύριας ακολουθίας.  Από τον φασματικό τύπο F μέχρι τον M, διακλαδίζεται από την κύρια ακολουθία ένας δεύτερος κλάδος, επί του οποίου βρίσκονται οι γίγαντες αστέρες. Οι αστέρες αυτοί έχουν σχετικά χαμηλές επιφανειακές θερμοκρασίες, αλλά μεγαλύτερες φωτεινότητες από τους αντίστοιχους ισόθερμους αστέρες της κύριας ακολουθίας. Πρέπει λοιπόν να έχουν μεγαλύτερες ακτίνες από αυτούς, δηλαδή να είναι γίγαντες σε σύγκριση με αυτούς.

Επάνω από την περιοχή των γιγάντων αστέρων, βρίσκονται και άλλοι αστέρες με περίπου ίδιους φασματικούς τύπους, αλλά με πολύ μεγαλύτερες φωτεινότητες από τους αντίστοιχους αστέρες της κύριας ακολουθίας. Ίδιοι συλλογισμοί με αυτούς της προηγούμενης παραγράφου, οδηγούν στο συμπέρασμα ότι οι αστέρες αυτοί έχουν πολύ μεγαλύτερες ακτίνες από τους αντίστοιχους αστέρες της κύριας ακολουθίας. Ονομάζονται λοιπόν υπεργίγαντες αστέρες. Στην κάτω αριστερή περιοχή του διαγράμματος H-R υπάρχει μια σχετικά απομονωμένη ομάδα αστέρων, με υψηλές επιφανειακές θερμοκρασίες, χρώματος κυανού μέχρι κίτρινου (συνήθως λευκού). Έχουν μικρές ακτίνες από τα αστέρια της κύριας ακολουθίας και λόγο του χρώματος (και του μεγέθους) τους, ονομάστηκαν λευκοί νάνοι. 

Το διάγραμμα H-R έλυσε το πρόβλημα της ταξινόμησης των άστρων, διάταξε τα αστέρια τοποθετώντας τα σαν καθορισμένα σημεία στο διάγραμμα, αναπαριστά δε τους κύκλους της ζωής τους, το παρελθόν αλλά και το μέλλον των άστρων.Πρόκειται λοιπόν για ένα απαραίτητο εργαλείο για τη μελέτη και περιγραφή της αστρικής εξέλιξης. 

Η δομή των αστεριών.

Τα αστέρια είναι τεράστιες διάπυρες αεριώδεις σφαίρες. Το γεγονός ότι η ύλη τους είναι σε αεριώδη κατάσταση οφείλεται στις πολύ μεγάλες θερμοκρασίες τους, που φθάνουν τις χιλιάδες ή και δεκάδες χιλιάδες βαθμούς στην επιφάνειά τους και αυξάνονται πολύ περισσότερο καθώς πλησιάζει κανείς προς το κέντρο τους. Οι τεράστιες αυτές αεριώδεις σφαίρες βρίσκονται σε υδροστατική ισορροπία, καθώς σε κάθε σημείο στο εσωτερικό τους η βαρυτική δύναμη (που έχει διεύθυνση προς το κέντρο) εξισορροπείται από τη δύναμη των τεραστίων πιέσεων που επικρατούν εκεί. Η πίεση και η θερμοκρασία σε κάθε σημείο στο εσωτερικό ενός αστεριού είναι άμεση συνάρτηση της απόστασης του σημείου αυτού από το κέντρο. Στον Ήλιο, για παράδειγμα, η θερμοκρασία στην επιφάνειά του είναι γύρω στους 5700 βαθμούς Kelvin (η κλίμακα Kelvin είναι ίδια με την κλίμακα του Κελσίου, με τη διαφορά ότι το μηδέν της κλίμακας Kelvin αντιστοιχεί σε -273 βαθμούς Κελσίου). Καθώς προχωρούμε προς το εσωτερικό η θερμοκρασία αυξάνει, και στο κέντρο του Ηλίου υπολογίζεται ότι φθάνει τα 15-20 εκατομμύρια βαθμούς, η δε αντίστοιχη πίεση είναι μερικά δισεκατομμύρια ατμόσφαιρες!

Κάτω από αυτές τις συνθήκες λαμβάνουν χώρα πυρηνικές αντιδράσεις, κατά τις οποίες το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο, και οι αντιδράσεις αυτές εκλύουν τεράστια ποσά ενέργειας. Έτσι, το εσωτερικό ενός άστρου σαν τον Ήλιο αποτελείται από τρία στρώματα: το εξωτερικό μέρος (ζώνη ρευμάτων μεταφοράς) με την επιφάνειά του, το εσωτερικό στρώμα (ζώνη ακτινοβολίας), και στο κέντρο τον πυρήνα του, όπου παράγεται η ενέργεια που το συντηρεί.

Στο κέντρο είναι ο πυρήνας που παράγει την ενέργεια του αστεριού, και ακολουθεί η ζώνη ακτινοβολίας που καταλαμβάνει τον περισσότερο όγκο του αστεριού. Τέλος στο εξωτερικό μέρος υπάρχει η ζώνη ρευμάτων μεταφοράς η οποία φθάνει μέχρι την επιφάνεια του αστεριού. 

Yδροστατική ισορροπία.

Όπως είπαμε προηγουμένως, η πηγή ενέργειας των αστεριών είναι οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις που συμβαίνουν στον πυρήνα. Σ' αυτό το πολύ θερμό και πυκνό περιβάλλον, ελαφροί ατομικοί πυρήνες (όπως υδρογόνο, ήλιο, κλπ) συγκρούονται μεταξύ τους βίαια και με μεγάλη συχνότητα, έτσι ώστε συντήκονται και σχηματίζουν βαρύτερους ατομικούς πυρήνες απελευθερώνοντας τεράστια ποσά ενέργειας. Αυτή η τεράστια έκλυση ενέργειας προς τα έξω θα μπορούσε εύκολα να διαλύσει όλο το άστρο, αν δεν υπήρχε η βαρύτητα η οποία δρα προς τα μέσα. Το συντριπτικά μεγαλύτερο ποσοστό της εκλυόμενης ενέργειας βρίσκεται αποθηκευμένο στον πυρήνα υπό μορφή θερμότητας, και αντισταθμίζει τη βαρύτητα κρατώντας το άστρο σε υδροστατική ισορροπία. Ένα πολύ μικρό ποσοστό της αποθηκευμένης θερμότητας κατορθώνει με διάφορους τρόπους να διαφεύγει κάθε χρονική στιγμή και φθάνει μέχρι την επιφάνεια του αστεριού (φωτόσφαιρα), από όπου και εκπέμπεται στο διάστημα υπό μορφή ακτινοβολίας.

*Στην πραγματικότητα δηλαδή, η τεράστια λαμπρότητα του Ηλίου δεν είναι παρά μία πολύ μικρή διαρροή ενέργειας από τα τεράστια αποθέματα του πυρήνα του.

Πυρήνας αστεριών.

Για να έχουμε μία ολοκληρωμένη εικόνα της εσωτερικής δομής των αστεριών, θα πρέπει να πούμε λίγα λόγια για τους τρόπους με τους οποίους η ενέργεια που απελευθερώνεται στον πυρήνα τους κατορθώνει σταδιακά να φθάσει μέχρι την επιφάνειά τους. Η διάδοση ενέργειας στο εσωτερικό των αστεριών συντελείται με τρεις κυρίως τρόπους: δι' αγωγής, δια μεταφοράς, και δι' ακτινοβολίας.

Η διάδοση ενέργειας δι' αγωγής συμβαίνει όταν ενεργητικά άτομα ή πυρήνες συγκρούονται με άλλα άτομα ή πυρήνες που έχουν χαμηλότερη ενέργεια και τους μεταδίδουν έτσι κάποιο ποσοστό από την ενέργειά τους. Αυτός ο μηχανισμός είναι πολύ αποδοτικός σε στερεές καταστάσεις (ιδίως μέταλλα) ή σε "εκφυλισμένες" καταστάσεις της ύλης, όπως συμβαίνει στα τελικά στάδια της αστρικής εξέλιξης (λευκοί νάνοι και άστρα νετρονίων). Σε συνηθισμένα άστρα όμως όπου η ύλη είναι σε αεριώδη μορφή, ο τρόπος αυτός είναι αναποτελεσματικός.

Η διάδοση ενέργειας δια μεταφοράς επιτυγχάνεται μέσω μαζικών κινήσεων σε υγρά ή αέρια σώματα. Κλασικό παράδειγμα αυτού του τρόπου στην καθημερινή μας ζωή είναι όταν ζεσταίνουμε νερό σε σημείο που να βράζει. Σε συγκεκριμένες ζώνες στο εσωτερικό των αστεριών, όπου η θερμοκρασία ελαττώνεται πολύ γρήγορα προς τα έξω, η αεριώδης μάζα γίνεται ασταθής και "βράζει": θερμές αέριες μάζες ανεβαίνουν προς τα πάνω, απελευθερώνουν την θερμική τους ενέργεια, και ξαναβυθίζονται για να πάρουν καινούρια ενέργεια και ούτω καθ' εξής.

Τέλος, ο πιο σημαντικός τρόπος ροής ενέργειας στο εσωτερικό των αστεριών είναι η διάδοση ενέργειας δι' ακτινοβολίας. Αυτό συμβαίνει στη ζώνη ακτινοβολίας όπου ακτίνες φωτός με μεγάλη ενέργεια οδεύουν προς τα έξω και, μέσω διαδοχικών συγκρούσεων και απορροφήσεων - επανεκπομπών, μεταδίδουν την ενέργειά τους στο αεριώδες υλικό αυτής της ζώνης.

Σε αστέρια σαν τον Ήλιο αυτό χαρακτηρίζει το μεγαλύτερο μέρος της δομής τους. Άλλα όμως αστέρια με μεγαλύτερη μάζα από τον Ήλιο, αμέσως μετά τον πυρήνα έχουν ένα εκτεταμένο στρώμα ρευμάτων μεταφοράς και σε πολλές περιπτώσεις ένα στενότερο εξωτερικό στρώμα ακτινοβολίας μόλις κάτω από την επιφάνειά τους.












Οι πυρηνικές αντιδράσεις που περιγράφουν την εξώθερμη σύντηξη υδρογόνου, αρχικά σε δευτέριο και τελικά σε ήλιο είναι οι ακόλουθες:

Ηλικία των αστεριών.

Τα περισσότερα αστέρια έχουν ηλικία μεταξύ 1 δισ. και 10 δισεκατομμύρια χρόνια. Μερικά αστέρια μπορεί ακόμη και να έχουν ηλικία κοντά στα 13,7 δισεκατομμυρίων έτη - τη παρατηρούμενη ηλικία του σύμπαντος. Όσο πιο ογκώδες το αστέρι, τόσο μικρότερος ο χρόνος ζωής του, κυρίως επειδή τα ογκώδη αστέρια έχουν μεγαλύτερη πίεση στους πυρήνες τους, αναγκάζοντάς τους να καίνε υδρογόνο πιο γρήγορα. Τα πιο μεγάλα αστέρια διαρκούν κατά μέσο όρο περίπου ένα εκατομμύριο χρόνια, ενώ αστέρια της ελάχιστης μάζας (κόκκινο νάνοι) καίνε τα καύσιμά τους πολύ αργά και ζουν δεκάδες έως εκατοντάδες δισεκατομμύρια χρόνια.

Πηγές:
ecourse.uoi.gr
physics.upatras.gr
eclass.uoa.gr
astro.noa.gr
astronomia.gr
el.wikipedia.org