Γίγαντας αστέρας

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Μετάβαση σε: πλοήγηση, αναζήτηση
διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ:
άξονας τετμημένων: φασματικός τύπος
άξονας τεταγμένων: Λαμπρότητα
0, Ia, Ib: Υπεργίγαντες,
II: Λαμπροί γίγαντες,
III: Γίγαντες,
IV: Υπογίγαντες,
V: Νάνοι,
VI: Υπονάνοι,
VII: Λευκοί νάνοι

Στην Αστροφυσική ονομάζεται γίγαντας αστέρας ένας αστέρας με σημαντικά μεγαλύτερη διάμετρο και λαμπρότητα από ένα αστέρα της Κύριας Ακολουθίας (νάνοι) του ίδιου φασματικού τύπου. Ο Γίγαντας αστέρας έχει ακτίνα από δεκαπλάσια μέχρι εκατονταπλάσια της ηλιακής και λαμπρότητα από δεκαπλάσια μέχρι χιλιαπλάσια της ηλιακής. Αστέρες λαμπρότεροι των γιγάντων λέγονται υπεργίγαντες.

Σημείωση: Προς πληρέστερη κατανόηση των διαστάσεων των αστέρων στη μεν περιγραφή τους αναφέρεται η διαμέτρος, ενώ στους υπολογισμούς χρησιμοποιείται η ακτίνα τους.

Διακρίσεις[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Αστέρες μεγάλης μάζας της Κύριας Ακολουθίας με υψηλή επιφανειακή θερμοκρασία μπορεί επίσης να αναφέρονται ως γίγαντες, καθώς έχουν πολύ μεγάλη λαμπρότητα. Συνήθως όμως, εξαιτίας ιδίως της μεγάλης διαμέτρου τους, οι γίγαντες βρίσκονται καθαρά πάνω από την Κύρια Ακολουθία στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell και αντιστοιχούν στις τάξεις λαμπρότητας II ή III κατά τη διδιάστατη φασματική ταξινόμηση Μόργκαν-Κήναν. Συγκεκριμένα, οι αστέρες τάξεως ΙΙ χαρακτηρίζονται ως λαμπροί γίγαντες, ενώ οι τάξεως ΙΙΙ απλώς ως «γίγαντες».

Σχηματισμός[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Σύμφωνα με την αστρική εξέλιξη ένας αστέρας γίνεται γίγαντας όταν όλο το υδρογόνο που συντηκόταν στις κεντρικές του περιοχές έχει εξαντληθεί. Αστέρες με αρχική μάζα μικρότερη των 4/10 περίπου της ηλιακής μάζας δεν γίνονται ποτέ γίγαντες, καθώς τα ρεύματα μεταφοράς ύλης κυριαρχούν στο εσωτερικό τους, με αποτέλεσμα τη συνέχιση των πυρηνικών αντιδράσεων μέχρι την εξάντληση όλου του υδρογόνου του αστέρα, οπότε και μετατρέπονται σε λευκούς νάνους που αποτελούνται κυρίως από He.

Αν ένας αστέρας έχει μεγαλύτερη μάζα από αυτό το όριο, τότε μετά την εξάντληση του κεντρικού του υδρογόνου, συστέλλει τις κεντρικές του περιοχές και αρχίζει να συντήκει πυρήνες υδρογόνου προς ήλιο σε ένα κέλυφος γύρω τους, οπότε οι περιοχές του αστέρα έξω από το κέλυφος αρχίζουν να διαστέλλονται σημαντικά και συνεπώς να ψύχονται. Τελικά και η επιφανειακή θερμοκρασία αρχίζει να μειώνεται, οπότε ο αστέρας προσεγγίζει τον κλάδο των ερυθρών γιγάντων στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell. Στη συνέχεια, η επιφανειακή θερμοκρασία θα παραμείνει ουσιαστικά σταθερή, ενώ η λαμπρότητα έχει αυξηθεί πολύ, όπως και η διάμετρος. Οι κεντρικές περιοχές θα συνεχίσουν να συστέλλονται υψώνοντας τη θερμοκρασία στο κέντρο. Μόλις αυτή υπερβεί ένα όριο, για μάζα αστέρα μεγαλύτερη του μισού περίπου της ηλιακής, αρχίζει, στα 100 εκατομμύρια βαθμούς, η σύντηξη του He πλέον προς βαρύτερα στοιχεία (άνθρακα και οξυγόνο) με τη λεγόμενη διαδικασία των τριών άλφα. Η πίεση της ακτινοβολίας και η θέρμανση από τη σύντηξη του He προκαλούν τη διαστολή των κεντρικών περιοχών, γεγονός που μειώνει την πίεση στο κέλυφος του υδρογόνου και συνεπώς την παραγωγή ενέργειας εκεί. Αντίθετα λοιπόν από τις κεντρικές περιοχές, ο υπόλοιπος γίγαντας συρρικνώνεται και άρα και η λαμπρότητά του μειώνεται εξαιτίας της μειώσεως της ακτινοβολούσας επιφάνειας.

Η μετέπειτα εξέλιξή του εξαρτάται από τη μάζα του: αν δεν είναι μεγάλη, θα βρεθεί στον οριζόντιο κλάδο στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell. Με μία μέση μάζα ως περίπου 8 ηλιακές, θα εξαντλήσει τελικώς το He στο κέντρο του και θα αρχίσει να το συντήκει σε κέλυφος, οπότε η ιστορία επαναλαμβάνεται, με αύξηση της λαμπρότητας και άνοδο στον λεγόμενο ασυμπτωτικό κλάδο των γιγάντων του διαγράμματος Hertzsprung-Russell. Μετά την τελική απώθηση στο διάστημα του μεγαλύτερου μέρους της αρχικής του μάζας, ο αστρικός πυρήνας θα παραμείνει νεκρός ως λευκός νάνος άνθρακα-οξυγόνου.

Η εικόνα διαφέρει για αστέρες της Κύριας Ακολουθίας με ακόμα μεγαλύτερες μάζες, οι οποίοι συντήκουν και άνθρακα: οι αστέρες αυτοί δεν εκλαμπρύνονται πολύ αφού αφήσουν την Κύρια Ακολουθία, αλλά γίνονται ερυθροί υπεργίγαντες (ή κυανοί μετά από απώλεια μάζας). Τελικώς θα καταλήξουν σε λευκούς νάνους οξυγόνου-νέου ή θα εκραγούν ως υπερκαινοφανείς αστέρες και θα σχηματίσουν αστέρες νετρονίων ή μαύρες τρύπες.

Παραδείγματα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Γνωστοί γίγαντες αστέρες διάφορων χρωμάτων είναι και οι εξής:

Δείτε επίσης[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Πηγές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  • Mihalas, D., Binney, J.: Galactic Astronomy, W.H. Freeman & Co., 1981
Στο λήμμα αυτό έχει ενσωματωθεί κείμενο από το λήμμα Giant star της Αγγλικής Βικιπαίδειας, η οποία διανέμεται υπό την GNU FDL και την CC-BY-SA 3.0. (ιστορικό/συντάκτες).