ΑρχικήΕπικοινωνίαΠρόσβασηΣυχνές ΕρωτήσειςΠεριεχόμενα
Επιλογές για ΑΜΕΑ:Enlarge fontsReduce fonts
ΤΟ ΙΔΡΥΜΑ
ΥΠΟΤΡΟΦΙΕΣ
ΕΚΔΟΤΙΚΟ ΤΜΗΜΑ
ΒΙΒΛΙΟΘΗΚΗ
ΠΛΑΝΗΤΑΡΙΟ
ΔΙΑΔΡΑΣΤΙΚΗ ΕΚΘΕΣΗ Ε&Τ
ΟΡΓΑΝΩΣΗ ΣΥΝΕΔΡΙΩΝ
ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΕΣ
ΕΡΓΑΣΤΗΡΙΟ ΤΕΧΝΟΛΟΓΙΑΣ
Σύνθετη αναζήτηση
  ΨΗΦΙΑΚΕΣ ΣΥΛΛΟΓΕΣ
ΕΚΔΟΣΕΙΣ ΙΔΡΥΜΑΤΟΣ
ΨΗΦΙΑΚΗ ΒΙΒΛΙΟΘΗΚΗ
ΑΣΤΡΟΠΥΛΗ
ΨΗΦΙΑΚΟΣ ΚΟΣΜΟΣ
Valid HTML 4.01 Transitional
ΝέαΗμερολόγιοΠρόγραμμα ΠροβολώνΕνημερωτικό ΔελτίοΔ. Τύπου
 
ΙΔΡΥΜΑ ΕΥΓΕΝΙΔΟΥΝΕΑ - ΕΙΔΗΣΕΙΣ
PrintEmailBack

Ο «περιοδικός πίνακας» των άστρων

Αλέξης Δεληβοριάς 

 

Το Διάγραμμα Hertzsprung-Russel (H–R) ονομάστηκε έτσι προς τιμή των δύο αστρονόμων που το επινόησαν στις αρχές της δεκαετίας του 1910 και είναι για την αστρονομία ό,τι ο περιοδικός πίνακας των στοιχείων για τη χημεία. Όπως περίπου ένας χημικός, παρατηρώντας τη θέση ενός χημικού στοιχείου στον περιοδικό πίνακα, μπορεί να γνωρίζει άμεσα μια ολόκληρη σειρά χαρακτηριστικών και ιδιοτήτων του στοιχείου αυτού, έτσι και ο αστρονόμος, παρατηρώντας τη θέση ενός άστρου στο διάγραμμα H–R, μπορεί, είτε άμεσα είτε χρησιμοποιώντας σχετικά απλούς φυσικούς νόμους, να γνωρίζει συγκεκριμένα φυσικά χαρακτηριστικά του άστρου αυτού, όπως την φωτεινότητα, τον φασματικό τύπο, τη θερμοκρασία, τη μάζα, τη χημική σύνθεση, την ηλικία, καθώς και την εξελικτική πορεία που ακολούθησε για να φτάσει σ’ αυτή τη θέση.

Το Διάγραμμα H–R είναι η γραφική παράσταση της φωτεινότητας (Luminosity) των άστρων σε σχέση με την επιφανειακή τους θερμοκρασία (Surface Temperature) και η κατανομή τους σ’ αυτό δεν είναι τυχαία, καθώς τα περισσότερα απ’ αυτά συγκεντρώνονται σε συγκεκριμένες περιοχές. Όπως φαίνεται και στην εικόνα του Διαγράμματος, οι βασικές αυτές περιοχές, οι οποίες αποτελούν και διαφορετικά στάδια στην εξέλιξη των άστρων είναι τέσσερεις: η Κύρια Ακολουθία (Main Sequence), οι Γίγαντες (Giants), ο Υπεργίγαντες (Supergiants) και οι Λευκοί Νάνοι (White Dwarfs). Τα άστρα κάθε τέτοιας περιοχής, όπως ακριβώς και τα χημικά στοιχεία σε μια ομάδα του περιοδικού πίνακα, μοιράζονται κοινά χαρακτηριστικά. Επειδή όμως τα φυσικά χαρακτηριστικά του κάθε άστρου μεταβάλλονται με τον χρόνο, αντίστοιχα μεταβάλλεται και η θέση του στο Διάγραμμα H–R. Υπ’ αυτήν την έννοια, το Διάγραμμα H–R μπορεί να θεωρηθεί ότι αποτελεί και μια γραφική απεικόνιση της αστρικής εξέλιξης.

Κάθε άστρο οφείλει την ενέργειά του στις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης, οι οποίες μετατρέπουν αρχικά το υδρογόνο του πυρήνα του σε ήλιο και εν συνεχεία σε όλο και βαρύτερα στοιχεία, ακολουθώντας σε γενικές γραμμές τη σειρά με την οποία αυτά εμφανίζονται στον περιοδικό πίνακα των στοιχείων. Η εξελικτική πορεία που ακολουθεί κάθε άστρο από την γένεση μέχρι τον θάνατό του, η θερμοκρασία του, το είδος των πυρηνικών αντιδράσεων σύντηξης που λαμβάνουν χώρα στο εσωτερικό του, το πόσο αργά ή γρήγορα θα εξαντληθούν τα πυρηνικά του καύσιμα, ο τρόπος του θανάτου του, καθώς και το αστρικό λείψανο που θα αφήσει πίσω του, εξαρτώνται από έναν και μόνο παράγοντα: την αρχική του μάζα.

Με την έναρξη των πυρηνικών αντιδράσεων στον πυρήνα ενός νεογέννητου άστρου, η αρχική τάση που είχε το άστρο να καταρρεύσει προς το κέντρο του εξαιτίας της ίδιας του της βαρύτητας, εξισορροπείται από την πίεση προς τα έξω, που οφείλεται στις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης και στην εσωτερική του θερμότητα. Η περαιτέρω συστολή του σταματάει και το άστρο εισέρχεται σε μια περίοδο σχετικής ευστάθειας, ξεκινώντας τη μακραίωνη εξελικτική του πορεία ως άστρο της Κύριας Ακολουθίας (ΚΑ), όπως ονομάζεται, όπου μετατρέπει το υδρογόνο του πυρήνα του σε ήλιο. Σε γενικές γραμμές, όμως, όσο μεγαλύτερο είναι ένα άστρο, τόσο ταχύτερα καταναλώνει τα πυρηνικά του καύσιμα, τόσο ταχύτερα εξελίσσεται και τόσο νεότερο πεθαίνει, που σημαίνει ότι δεν παραμένουν όλα τα άστρα στην Κύρια Ακολουθία για το ίδιο χρονικό διάστημα. Για παράδειγμα, ενώ ο Ήλιος (Sun) θα παραμείνει στη ΚΑ, μετατρέποντας το υδρογόνο του σε ήλιο για περίπου 10 δισ. έτη, ένα άστρο με δεκαπλάσια μάζα θα ολοκληρώσει την καύση του υδρογόνου του σε μόλις 20 εκατ. έτη, ενώ ένα άστρο με τη μισή μάζα θα συνεχίζει τη σύντηξη του υδρογόνου στον πυρήνα του για περίπου 80 δισ. χρόνια.

Τα περισσότερα άστρα είναι άστρα της ΚΑ, άστρα δηλαδή που στο διάγραμμα H–R εντοπίζονται κάπου στη μεγάλη διαγώνια δέσμη των άστρων, που εκτείνεται από το άνω αριστερό άκρο του διαγράμματος H–R (μεγαλύτερης μάζας, θερμότερα και φωτεινότερα άστρα) στο κάτω δεξιά  (χαμηλότερης μάζας, ψυχρά και αμυδρά άστρα). Σε γενικές γραμμές, άστρα της ΚΑ με μάζα μικρότερη από 8 ηλιακές μάζες ονομάζονται άστρα-νάνοι, όπως ο Ήλιος που είναι ένας κίτρινος νάνος με επιφανειακή θερμοκρασία σχεδόν 6.000 °C. Τα πολυπληθέστερα, όμως, άστρα στο Σύμπαν έχουν μικρή μάζα που σπάνια υπερβαίνει το 40% της μάζας του Ήλιου, επιφανειακή θερμοκρασία χαμηλότερη των 3.500 °C και φωτεινότητα αντίστοιχα μικρότερη. Η διάρκεια ζωής αυτών των άστρων, που ονομάζονται κόκκινοι νάνοι και βρίσκονται στο κάτω δεξιά τμήμα της ΚΑ,  είναι πραγματικά τεράστια, αφού υπολογίζεται ότι μπορούν να συνεχίσουν να λάμπουν ακόμη και για δεκάδες δισ. έτη. Αντίθετα, οι γαλάζιοι γίγαντες, που συνωστίζονται στο άνω αριστερό άκρο της ΚΑ, είναι συγκριτικά ελάχιστοι, έχουν μάζα πολύ μεγαλύτερη από αυτή του Ήλιου και επιφανειακές θερμοκρασίες που υπερβαίνουν τους 20.000 °C. Οι θερμοπυρηνικές τους αντιδράσεις εκτελούνται με ταχύτατο ρυθμό, γι’ αυτό άλλωστε και η «ζωή» τους στην Κύρια Ακολουθία δεν διαρκεί περισσότερο από λίγα εκατ. χρόνια.

Οι κόκκινοι γίγαντες (Giants) είναι φωτεινά και σχετικά ψυχρά άστρα, τα οποία συνωστίζονται στο μέσο-δεξιά τμήμα του διαγράμματος, πάνω από την ΚΑ. Τα άστρα αυτά αποτελούν την φυσιολογική εξέλιξη των άστρων με μέγεθος από 0,8 έως 8 ηλιακές μάζες, που αρχικά βρίσκονταν στην ΚΑ και την οποία «εγκατέλειψαν», με την ολοκληρωτική μετατροπή του υδρογόνου στον πυρήνα τους σε ήλιο. Όταν η περιεκτικότητα του αστρικού πυρήνα σε υδρογόνο πέσει κάτω από το 1%, η κεντρική «καύση» παύει σχεδόν ολοκληρωτικά και η υδροστατική ισορροπία, ανάμεσα στην ίδια του τη βαρύτητα που τείνει να το συρρικνώσει και στην εσωτερική του πίεση που τείνει να το διογκώσει, ανατρέπεται. Καθώς, λοιπόν, η βαρύτητα υπερισχύει και ο πυρήνας του άστρου αρχίζει να συστέλλεται υπό το βάρος των εξωτερικών του στρωμάτων, η θερμοκρασία στο εσωτερικό του αυξάνει όλο και πιο πολύ, θερμαίνοντας παράλληλα το "κέλυφος" υδρογόνου που τον περιβάλλει. Έτσι, σε μικρό σχετικά χρονικό διάστημα, η θερμοκρασία στο "κέλυφος" αυτό αυξάνει τόσο πολύ, ώστε το υδρογόνο που εμπεριέχει αρχίζει να συντήκεται σε ήλιο. Η νέα αυτή εκροή ενέργειας αυξάνει τη φωτεινότητα του άστρου, εξαναγκάζοντας παράλληλα τις εξωτερικές του στοιβάδες να διογκωθούν σε ακτίνα εκατονταπλάσια απ’ αυτήν που είχε το άστρο, όταν βρισκόταν στην ΚΑ. Εξαιτίας, όμως της μεγάλης αυτής διαστολής, η ενέργεια που παράγεται στο εσωτερικό του άστρου, εκλύεται πλέον από πολύ μεγαλύτερη επιφάνεια απ’ ό,τι προηγουμένως, με αποτέλεσμα τη μείωση της επιφανειακής του θερμοκρασίας και κατά συνέπεια τη μετατόπιση του χρώματος του άστρου προς το κόκκινο: δηλαδή τη μετατροπή του ίδιου του άστρου σε ένα κόκκινο γίγαντα (ανάλογα με την μάζα του κάθε άστρου, υπάρχουν σημαντικές διαφορές στον ακριβή τρόπο με τον οποίο γίνεται η μετάβασή του από την ΚΑ στον κλάδο των κόκκινων γιγάντων. Αυτές, ωστόσο, δεν θα μας απασχολήσουν εδώ, αφού κύριος στόχος του άρθρου είναι μια πρώτη παρουσίαση του Διαγράμματος H-R και όχι η σε βάθος ανάλυση της αστρικής εξέλίξης).
 
Εν τέλει, τα άστρα αυτά θα εκτινάξουν τις εξωτερικές τους στοιβάδες στο Διάστημα, σχηματίζοντας εντυπωσιακά νεφελώματα, στο κέντρο των οποίων ο πυρήνας τους έχει συμπιεστεί σε έναν λευκό νάνο, ένα υπέρπυκνο σώμα στο μέγεθος της Γης, που περικλείει περίπου τόση μάζα όση και ο Ήλιος.

Αντιθέτως, άστρα μεγαλύτερα των 8 περίπου ηλιακών μαζών, μόλις καταναλώσουν το υδρογόνο του πυρήνα τους, «εγκαταλείπουν» την Κύρια Ακολουθία και «μετατοπίζονται» προς τον κλάδο των υπεργιγάντων, στο άνω δεξιά τμήμα του διαγράμματος. Οι κόκκινοι υπεργίγαντες είναι ιδιαίτερα φωτεινά και σχετικά ψυχρά άστρα, τα οποία ξεκίνησαν την ζωή τους ως γαλάζιοι γίγαντες, ενώ χάρη στην τεράστια μάζα τους, έχουν τη δυνατότητα να συντήκουν όλο και βαρύτερα στοιχεία στο εσωτερικό τους. Αρχικά, τα άστρα αυτά μεταστοιχειώνουν, όπως είπαμε, το πιο άφθονο από τα χημικά τους στοιχεία, το υδρογόνο, σε ήλιο. Στη συνέχεια το ήλιο μετατρέπεται σε άνθρακα και οξυγόνο, ο άνθρακας σε νέον και μαγνήσιο, κ.ο.κ., μέχρις ότου το πυρίτιο και το θείο που έχει σχηματιστεί στον πυρήνα τους αρχίσει να μετατρέπεται σε σίδηρο.

Κατ’ αναλογία, μάλιστα, με τους κόκκινους γίγαντες και την έναρξη πυρηνικών αντιδράσεων σύντηξης στην στοιβάδα των υλικών που περιβάλλει τον πυρήνα τους, τα μεγαλύτερα άστρα του Σύμπαντος αποκτούν εντέλει εσωτερική δομή που μοιάζει μ’ αυτήν του κρεμμυδιού. Ο σιδερένιος πυρήνας τους, δηλαδή, περιβάλλεται από αλλεπάλληλες στοιβάδες στις οποίες πραγματοποιούνται διαφορετικές πυρηνικές καύσεις: στην εσώτατη απ’ αυτές, το πυρίτιο συντήκεται σε σίδηρο, στην επόμενη το μαγνήσιο συντήκεται σε πυρίτιο και θείο κ.ο.κ., μέχρι την πλησιέστερη στην επιφάνειά του στοιβάδα, όπου το υδρογόνο συντήκεται σε ήλιο.
 
Εντέλει, τα άστρα αυτά θα διαμελιστούν σε κατακλυσμιαίες εκρήξεις σουπερνόβα και θα διασπείρουν στο Διάστημα τα βαρύτερα στοιχεία που είχαν συνθέσει στο εσωτερικό τους, αφήνοντας πίσω τους αστέρες νετρονίων ή μαύρες τρύπες.

ΙΔΡΥΜΑ ΕΥΓΕΝΙΔΟΥ © 2007Λ. Συγγρού 387 - 175 64 Π.ΦΑΛΗΡΟ - Τηλ: 210 9469600 - Fax:210 9417372 - Email:admin@eugenfound.edu.grΌροι ΧρήσηςΔικαιώματα