Συγκριτικά μεγέθη και χρώματα όλων των αστέρων εντός ακτίνας 12 ετών φωτός από τον Ήλιο ( λαμπρότητα 1, στη μέση ). Οι κόκκινοι νάνοι είναι ξεκάθαρα η πλειοψηφία. Οι μικρότεροι αστέρες είναι οι λευκοί νάνοι συνοδοί του Προκύωνα ( λαμπρότητα 8, πάνω, δεξιά ) και του Σείριου του εκθαμβωτικού κυανόλευκου αστέρα που φωτίζει τις παγερές χειμωνιάτικες νύχτες μας. ( Λαμπρότητα 23, κάτω, αριστερά ).Terence Dickinson, Το Σύμπαν και πέρα από αυτό
Πλανητάριο Θεσσαλονίκης 2004
Παρατηρώντας τον έναστρο ουρανό, η πρώτη εντύπωση που μας δημιουργείται είναι ότι αποτελείται από ένα σύνολο πανομοιότυπων λαμπρών κουκίδων, που είναι κατανεμημένες σε όλη την έκτασή του. Αν τον εξετάσουμε όμως πιο προσεκτικά, διαπιστώνουμε ότι οι αστέρες δεν είναι όλοι πανομοιότυποι. Ορισμένοι είναι λαμπρότεροι, άλλοι αμυδρότεροι, κάποιοι μεγαλύτεροι από άλλους, μερικοί είναι γαλάζιοι ενώ άλλοι φαίνεται να έχουν κοκκινωπή απόχρωση.
Διάγραμμα H - R
Cosmos, Quercus Pubblishing Ltd, 2006
Πράγματι, δεν γεννιούνται όλα τα αστέρια ίσα. Κληρονομούν διαφορετικές ποσότητες ύλης από τα νεφελώματα που τα δημιουργούν. Η μάζα ενός αστέρα καθορίζει τη λαμπρότητά του, τη διάρκεια της ζωής του, τη θερμοκρασία του και το μέγεθός του. Οι αστρονόμοι έχουν προσδιορίσει τη φωτεινότητα και τη θερμοκρασία χιλιάδων αστέρων και δημιούργησαν μια γραφική παράσταση για να ταξινομήσουν τα χαρακτηριστικά αυτά. Η γραφική αυτή παράσταση λέγεται διάγραμμα Hertzsprung ( 1873 - 1967 ) - Russel ( 1877 - 1957 ), ή απλά διάγραμμα H - R. Ο οριζόντιος άξονας αντιστοιχεί στην επιφανειακή θερμοκρασία του αστέρα κι ο κατακόρυφος άξονας στη λαμπρότητά του, δηλαδή στον ρυθμό με τον οποίο ο αστέρας ακτινοβολεί ενέργεια.
Από τη στιγμή που προσδιορίζεται ο φασματικός τύπος και η φωτεινότητά του, ένας αστέρας μπορεί να τοποθετηθεί στο διάγραμμα. ( Ο φασματικός τύπος προσδιορίζεται δια της εξέτασης του φάσματος του αστρικού φωτός. Η φωτεινότητα υπολογίζεται μετρώντας την φαινόμενη λαμπρότητα ενός αστέρα και εκτιμώντας την απόλυτη λαμπρότητα ( δηλαδή τη φωτεινότητα ) με βάση την απόστασή του από τη γη ).
Από τη στιγμή που προσδιορίζεται ο φασματικός τύπος και η φωτεινότητά του, ένας αστέρας μπορεί να τοποθετηθεί στο διάγραμμα. ( Ο φασματικός τύπος προσδιορίζεται δια της εξέτασης του φάσματος του αστρικού φωτός. Η φωτεινότητα υπολογίζεται μετρώντας την φαινόμενη λαμπρότητα ενός αστέρα και εκτιμώντας την απόλυτη λαμπρότητα ( δηλαδή τη φωτεινότητα ) με βάση την απόστασή του από τη γη ).
Τοποθετώντας εκατοντάδες αστέρες μ' αυτόν τον τρόπο, συμπεριλαμβανομένου και του Ήλιου, διαπιστώθηκε συγκέντρωση μεγάλου αριθμού αστέρων σε μια καμπύλη σχήματος S με ανοιχτά άκρα, που εκτείνεται από την άνω αριστερά μέχρι την κάτω δεξιά γωνία του διαγράμματος. Διαβάζοντας την οριζόντια κλίμακα, βρίσκουμε ότι η επιφανειακή θερμοκρασία ελαττώνεται προς τα δεξιά. Έτσι, οι αστέρες που βρίσκονται κάτω δεξιά είναι σχετικά ψυχροί, έστω περίπου 4000 βαθμών Κελσίου, ενώ εκείνοι που βρίσκονται άνω αριστερά ενδέχεται να είναι τρεις ή και περισσότερες φορές θερμότεροι.Ο Ήλιος, με επιφανειακή θερμοκρασία περίπου 5500 βαθμούς Κελσίου, βρίσκεται στο μέσο περίπου της καμπύλης.
Η καμπύλη αυτή ονομάζεται κύρια ακολουθία κι απεικονίζει τη θέση και την εξελικτική πορεία των αστέρων. Το 90% των αστέρων του Γαλαξία μας βρίσκεται εδώ. Το στάδιο της κύριας ακολουθίας είναι η περίοδος σταθερότητας ενός αστέρα, η περίοδος δηλαδή που καίει το υδρογόνο του και η πίεση από την θερμότητα των πυρηνικών αντιδράσεων εξισορροπεί την πίεση της βαρυτικής έλξης.
Η καμπύλη αυτή ονομάζεται κύρια ακολουθία κι απεικονίζει τη θέση και την εξελικτική πορεία των αστέρων. Το 90% των αστέρων του Γαλαξία μας βρίσκεται εδώ. Το στάδιο της κύριας ακολουθίας είναι η περίοδος σταθερότητας ενός αστέρα, η περίοδος δηλαδή που καίει το υδρογόνο του και η πίεση από την θερμότητα των πυρηνικών αντιδράσεων εξισορροπεί την πίεση της βαρυτικής έλξης.
Ο Στέφεν Χώκινγκ, στο βιβλίο του " Το χρονικό του χρόνου, Κάτοπτρο 2000, περιγράφει τον αστέρα " σαν μπαλόνι, όπου υπάρχει μια ισορροπία μεταξύ της πίεσης του αέρα, που αναγκάζει το μπαλόνι να διασταλεί, και της τάσης του ελαστικού, που το αναγκάζει να συσταλεί.
Όταν το υδρογόνο εξαντληθεί, ο αστέρας αφήνει την κύρια ακολουθία και μετακινείται προς την άνω δεξιά γωνία του διαγράμματος. Στην γωνία αυτή βρίσκονται οι ψυχρότεροι αλλά πολύ φωτεινοί αστέρες που ονομάζονται γίγαντες. Όταν ο αστέρας περάσει τη φάση του γίγαντα, μια ραγδαία πτώση της φωτεινότητάς του θα τον στείλει στο μέσο αριστερά και κατόπιν κάτω , προς τη ζώνη των νάνων, που βρίσκεται στην κάτω αριστερή γωνία του διαγράμματος.
Μια σύγχρονη έκδοση του διαγράμματος Η - R.
Από το προηγούμενο βιβλίο, Το Σύμπαν και πέρα από αυτό.
Από το προηγούμενο βιβλίο, Το Σύμπαν και πέρα από αυτό.
Από την στιγμή λοιπόν που ο αστέρας σχηματιστεί κι αρχίσει να εκπέμπει ενέργεια, η λαμπρότητα και η θερμοκρασία του θα αντιστοιχηθούν σε μια σταθερή θέση στην κύρια ακολουθία, η οποία εξαρτάται από τη μάζα του.
Μια ματιά στο σύγχρονο διάγραμμα Η - R, αποκαλύπτει τα διαθέσιμα στοιχεία για τη θερμοκρασία, το μέγεθος, τη μάζα και τη διάρκεια παραμονής στην κύρια ακολουθία μερικών εκατοντάδων αστέρων ( μαύρες κουκίδες ) οι οποίοι είναι ένα αντιπροσωπευτικό δείγμα του αστρικού πληθυσμού. Τα χρώματα του φόντου αντιστοιχούν στα πραγματικά χρώματα των αστέρων.
Όπως μπορούμε να δούμε στο μέσο προς τα δεξιά του διαγράμματος, αστέρες με μάζα ίδια με του Ήλιου μας είναι κίτρινοι και θα παραμείνουν περίπου 10 δισεκατομμύρια χρόνια στην κύρια ακολουθία. Αστέρες με μάζα ένα τέταρτο του ήλιου ( κάτω δεξιά ) είναι κόκκινοι, ( με 2500 βαθμούς επιφανειακή θερμοκρασία ) κι έχουν μόνο το 1% της φωτεινότητας του ήλιου, αλλά θα παραμείνουν στην κύρια ακολουθία για περισσότερα από 100 δισεκατομμύρια χρόνια. Στο αντιδιαμετρικό άκρο, πάνω αριστερά, οι αστέρες με μεγαλύτερη μάζα και οι αστέρες βαρέων βαρών ( 50 ηλιακές μάζες ) είναι θερμότεροι ( 40.000 βαθμοί Κελσίου επιφανειακή θερμοκρασία ) και λαμπρότεροι ( 5000 φορές περισσότερο από τον ήλιο ) αλλά έχουν αισθητά μικρότερη διάρκεια παραμονής στην κύρια ακολουθία ( 1- 10 εκατομμύρια χρόνια ).
Μια ματιά στο σύγχρονο διάγραμμα Η - R, αποκαλύπτει τα διαθέσιμα στοιχεία για τη θερμοκρασία, το μέγεθος, τη μάζα και τη διάρκεια παραμονής στην κύρια ακολουθία μερικών εκατοντάδων αστέρων ( μαύρες κουκίδες ) οι οποίοι είναι ένα αντιπροσωπευτικό δείγμα του αστρικού πληθυσμού. Τα χρώματα του φόντου αντιστοιχούν στα πραγματικά χρώματα των αστέρων.
Όπως μπορούμε να δούμε στο μέσο προς τα δεξιά του διαγράμματος, αστέρες με μάζα ίδια με του Ήλιου μας είναι κίτρινοι και θα παραμείνουν περίπου 10 δισεκατομμύρια χρόνια στην κύρια ακολουθία. Αστέρες με μάζα ένα τέταρτο του ήλιου ( κάτω δεξιά ) είναι κόκκινοι, ( με 2500 βαθμούς επιφανειακή θερμοκρασία ) κι έχουν μόνο το 1% της φωτεινότητας του ήλιου, αλλά θα παραμείνουν στην κύρια ακολουθία για περισσότερα από 100 δισεκατομμύρια χρόνια. Στο αντιδιαμετρικό άκρο, πάνω αριστερά, οι αστέρες με μεγαλύτερη μάζα και οι αστέρες βαρέων βαρών ( 50 ηλιακές μάζες ) είναι θερμότεροι ( 40.000 βαθμοί Κελσίου επιφανειακή θερμοκρασία ) και λαμπρότεροι ( 5000 φορές περισσότερο από τον ήλιο ) αλλά έχουν αισθητά μικρότερη διάρκεια παραμονής στην κύρια ακολουθία ( 1- 10 εκατομμύρια χρόνια ).
.
Συγκριτικά μεγέθη των αστεριών
Καλλιτεχνική απεικόνιση των αστεριών διαφορετικής μάζας. Τ' αστέρια με το μικρότερο βάρος είναι οι κόκκινοι νάνοι ( αριστερά ) με μια μάζα που κυμαίνεται από το 1/8 έως το 1/12 της ηλιακής. Τα βαρύτερα αστέρια είναι οι λευκοί - γαλάζιοι γίγαντες ( δεξιά ) με μια μάζα που μπορεί να φθάσει μέχρι τις 150 ηλιακές.
Ο Ήλιος ( μέση ) βρίσκεται ανάμεσα στα ελαφρά και τα βαριά αστέρια. Ο ερυθρός γίγαντας ( κάτω ) είναι μία φάση της ζωής ενός αστέρα που οδεύει προς το θάνατο. Έχει μεταβλητό μέγεθος, που κυμαίνεται από μία μέχρι μερικές ηλιακές μάζες. Οι ερυθροί υπεργίγαντες φθάνουν να είναι τα μεγαλύτερα αστέρια του σύμπαντος με μάζες που ξεπερνούν τις 150 ηλιακές. Οι μάζες αυτές ωστόσο είναι προσωρινές και αυξομοιώνονται έως ότου το άστρο εξέλθει από τη φάση του ερυθρού γίγαντα ή υπεργίγαντα.
Η αποτύπωση μεγάλου αριθμού αστεριών στα αστρικά σμήνη του Γαλαξία μας, έχει οδηγήσει στο συμπέρασμα ότι υπάρχει ένα όριο αύξησης του μέγεθους τους. Σύμφωνα με αυτό, ένα αστέρι - εξαιρούνται οι σύντομες μεταβλητές φάσεις - δεν μπορεί να ξεπεράσει τις 150 ηλιακές μάζες.
Οι αστέρες εκτός κύριας ακολουθίας μπορούν να συμπεριφερθούν απρόβλεπτα καθώς περιέχουν στοιχεία σε διάφορες αναλογίες ( εξαρτώνται από τη σύνθεση του αρχικού μείγματος στο νεφέλωμα της γέννεσης ). Η φωτεινότητα, η θερμοκρασία και το μέγεθος αυτών των αστέρων συνάγεται από το διάγραμμα, αλλά η μάζα τους κι ο χρόνος παραμονής τους στην τρέχουσα κατάσταση διαφέρουν από τον έναν στον άλλον.
Συνεχίζεται...Πηγές στοιχείων : Τα βιβλία κι η ιστοσελίδα που ήδη αναφέρθηκαν.
Δεν υπάρχουν σχόλια:
Δημοσίευση σχολίου