Χρήστης:Vagelford/Δοκιμαστικά

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Πήδηση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση

Χρήστης:Vagelford

Κατά την αρχαιότητα τα ουράνια σώματα χωρίζονταν σε δύο βασικές κατηγορίες, τους Πλανήτες και τους Απλανής Αστέρες. Οι πρώτοι ονομάστηκαν έτσι λόγω της κίνησης που φαίνονταν να διαγράφουν στον ουράνιο θόλο, ενώ οι δεύτεροι πήραν το όνομα τους από την φαινομενικά σταθερή τους θέση.


Σήμερα ως Αστέρες χαρακτηρίζονται τα ουράνια σώματα των οποίων η ενεργειακή παραγωγή υποστηρίζεται από πυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης οι οποίες συμβαίνουν στο εσωτερικό τους. Αποτέλεσμα της παραγωγής ενέργειας στο εσωτερικό των άστρων είναι η υψηλή τους θερμοκρασία και η παραγωγή ακτινοβολίας, την οποία και παρατηρούμε. Οι Αστέρες είναι το αντικείμενο μελέτης δύο κλάδων της Φυσικής, η Αστρονομία ασχολείται με την κίνησή τους και η Αστροφυσική ασχολείται με την σύστασή τους, την δομή τους και την εξέλιξή τους.


Παρατήρηση των Αστέρων[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ονοματολογία Αστέρων[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Παρατηρώντας κυρίως τη νύκτα, στον Ουράνιο θόλο, τους αστέρες διαπιστώνεται ότι αυτοί δεν κατανέμονται ομοιόμορφα σ΄ αυτόν, ενώ παρουσιάζουν κάποια ευδιάκριτα συμπλέγματα τα οποία και ονομάζονται αστερισμοί.

Από τους αστέρες μόνο οι 30 λαμπρότεροι φέρουν ο καθένας ιδιαίτερο όνομα, συνήθως ελληνικής προέλευσης όπως ο Αρκτούρος ή αραβικής όπως ο Αλτάιρ (= αετός ιπτάμενος).

Τόσο όμως αυτοί οι 30 αστέρες, όσο και όλοι οι άλλοι οι ορατοί χωρίς τηλεσκόπιο, σε κάθε αστερισμό, έχουν καθορισθεί διεθνώς (ο καθένας) με ένα γράμμα (μικρό) του ελληνικού αλφαβήτου. Το γράμμα α έχει συνήθως ο λαμπρότερος αστέρας του αστερισμού, το β ο αμέσως αμυδρότερος κ.ο.κ. Έτσι λοιπόν ο Βέγας, ο λαμπρότερος αστέρας του βορείου ουράνιου ημισφαιρίου, στον αστερισμό της Λύρας, λέγεται και α Lyrα της Λύρας).

Εάν κάποιος αστερισμός έχει περισσότερους από 24 αστέρες (αρκετά σύνηθες) τότε αμέσως μετά τον ω (του ελληνικού αλφαβήτου) χρησιμοποιούνται τα γράμματα του λατινικού αλφαβήτου. Μετά το τέλος του λατινικού αλφαβήτου χρησιμοποιούνται οι αραβικοί αριθμοί.

Προκειμένου δε περί των υπολοίπων αστέρων που είναι ορατοί μόνο με τηλεσκόπια, αντί ονόματος χρησιμοποιείται ο αριθμός με τον οποίο και έχουν καταχωρηθεί στους αστρικούς καταλόγους.

Φωτομετρία των Αστέρων[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Όπως διαπιστώνει ο κάθε παρατηρητής του ουράνιου θόλου, όλοι οι αστέρες δεν παρουσιάζουν την ίδια λαμπρότητα. Μερικοί είναι εξόχως λαμπροί, άλλοι φαίνονται αμυδρότεροι με κατάληξη εκείνων που μόλις διακρίνονται.

Από τους αρχαίους Έλληνες αστρονόμους και προ παντός τον Ίππαρχο (Ελληνιστική περίοδος), αλλά και τον Κλαύδιο Πτολεμαίο (Ρωμαϊκή περίοδος) οι αστέρες ταξινομήθηκαν ανάλογα της λαμπρότητάς τους, βάσει της οποίας και προσδιορίστηκαν σε μεγέθη. Συνεπώς το «μέγεθος» ενός αστέρα δεν εκφράζει τις πραγματικές του διαστάσεις, αλλά μόνο τη λαμπρότητά του σε σχέση μ΄ εκείνη των άλλων αστέρων.

Όλοι οι ορατοί, με γυμνό οφθαλμό, αστέρες κατετάγησαν σε έξι μεγέθη. Στο πρώτο μέγεθος περιλήφθηκαν οι λαμπρότεροι, στο δεύτερο οι αμέσως αμυδρότεροι κ.ο.κ. έτσι ώστε οι αστέρες του επόμενου μεγέθους να είναι αμυδρότεροι του προηγουμένου και στον έκτο να αντιστοιχούν οι μόλις ορατοί.


Σήμερα, το φαινόμενο μέγεθος των αστέρων ορίζεται με την βοήθεια της ροής της ακτινοβολίας σε μία συγκεκριμένη φασματική περιοχή. Για να συνδεθεί η ταξινόμηση των αστέρων σε μεγέθη με τον σύγχρονο ορισμό, δηλαδή με την ροή της ακτινοβολίας, έγιναν οι παρακάτω παραδοχές.

    1. Η πρώτη παραδοχή ήταν ότι για δύο αστέρια με φαινόμενα μεγέθη και η σχέση που συνδέει τις λαμπρότητες με τα μεγέθη είναι η , όπου είναι μία σταθερά και και είναι οι αντίστοιχες ροές των ακτινοβολιών των αστέρων, δηλαδή οι φαινόμενες λαμπρότητές τους.
    2. Η δεύτερη παραδοχή έγινε από το Γερμανό αστρονόμο Τζων Χέρσελ (J. Herschel) το 1830 ο οποίος όρισε τα αστέρια πρώτου μεγέθους να είναι 100 φορές λαμπρότερα από τα αστέρια έκτου μεγέθους. Σύμφωνα με αυτόν τον ορισμό από την παραπάνω σχέση θα έχουμε που σημαίνει ότι ένα αστέρι οποιουδήποτε μεγέθους είναι 2.512 φορές λαμπρότερο από ένα αστέρι του αμέσως επόμενου μεγέθους.


Έτσι σύμφωνα με τα παραπάνω, για δύο αστέρια οποιουδήποτε μεγέθους, η σχέση που συνδέει τα φαινόμενα μεγέθη με τις φαινόμενες λαμπρότητες είναι η λογαριθμική σχέση



Η παραπάνω σχέση είναι γνωστή και ως ο τύπος του Πόγγσον (Norman Robert Pogson).

Με τα τηλεσκόπια διακρίνονται αστέρες κατά πολύ ακόμα αμυδρότεροι. Τα σημερινά τηλεσκόπια, ανάλογα με τον αντικειμενικό φακό τους ή το κάτοπτρό τους, φθάνουν σήμερα να διακρίνουν αστέρες μέχρι και 21ου μεγέθους.

Σύμφωνα με τα παραπάνω η μετάβαση (κλιμάκωση) από μέγεθος σε μέγεθος δεν παρατηρείται απότομα, αλλά με τη βοήθεια φωτομέτρων καθορίζονται ασφαλέστερα και τα δέκατα του μεγέθους. Έτσι ο αστέρας Λαμπαδίας (ο α του αστερισμού του Ταύρου) έχει μέγεθος 1,1 , ενώ ο Πολυδεύκης (o β των Διδύμων) είναι 1,2 μεγέθους και ο Βασιλίσκος (o α του Λέοντος) είναι 1,3.

Διαπιστώθηκε επίσης ότι, στους 20 λαμπρότερους αστέρες που χαρακτηρίζονται γενικά ως αστέρες α' μεγέθους, οι πρώτοι 12 είναι πολύ λαμπρότεροι των υπολοίπων του ίδιου α' μεγέθους. Έτσι ο προαναφερθείς Βέγας (α της Λύρας) έχει μέγεθος 0,1 ενώ η Αιξ (α Ηνιόχου) και ο Αρκτούρος (α Βοώτου) 0,2 μεγέθους.
Υπάρχουν και δύο αστέρες που είναι ακόμη λαμπρότεροι και του «μηδενικού μεγέθους». Σ΄ αυτούς χρησιμοποιούνται «αρνητικά μεγέθη», ο ένας είναι ο Κάνωπος (α της Τρόπιδας της Αργούς) που έχει μέγεθος -0,9 και ο δεύτερος ο γνωστός Σείριος (α του Μεγάλου Κυνός), ο λαμπρότερος όλων των αστέρων στην Ουράνια σφαίρα που είναι -1,6 μεγέθους.

Εύλογα καθίσταται πλέον αντιληπτό ότι τα άλλα λαμπρότερα των αστέρων ουράνια σώματα λαμβάνουν τιμές μεγέθους αρνητικές και μεγαλύτερες σε απόλυτη τιμή, π.χ. (συγκριτικά) ο πλανήτης Αφροδίτη (ο λαμπρότερος των πλανητών) έχει μέγεθος -4,3 , η δε Σελήνη (λαμπρότερος των δορυφόρων και των πλανητών) ως Πανσέληνος έχει μέγεθος -12,6 ενώ ο Ήλιος -26,8.

Εκτός από το φαινόμενο μέγεθος, μπορούμε να ορίσουμε και απόλυτο μέγεθος ενός αστέρα. Η βάση του ορισμού του απόλυτου μεγέθους βρίσκεται στο γεγονός ότι η φαινόμενη λαμπρότητα ενός άστρου δεν εξαρτάτε μόνο από το ίδιο το άστρο, αλλά εξαρτάτε και από την απόστασή του και είναι συγκεκριμένα αντιστρόφως ανάλογη του τετραγώνου της απόστασης. Θα ήταν λοιπόν χρήσιμο να υπάρχει κάποιο μέτρο της επιφανειακής λαμπρότητας των άστρων, απαλλαγμένο δηλαδή από την απόσταση. Ορίζουμε λοιπόν ως απόλυτο μέγεθος Μ ενός άστρου το φαινόμενο μέγεθος που θα είχε αν βρισκόταν σε απόσταση 10 παρσέκ (parsec, pc).
Έτσι ο λόγος της φαινόμενης λαμπρότητας που θα είχε το άστρο στα 10 pc προς την λαμπρότητα που έχει στην πραγματική του απόσταση είναι και από τον τύπο του Πόγγσον θα πάρουμε την σχέση που συνδέει το απόλυτο μέγεθος με το φαινόμενο μέγεθος ενός αστέρα, η οποία είναι



όπου οι αποστάσεις μετρούνται σε παρσέκ. Για παράδειγμα, ενώ το φαινόμενο μέγεθος του Ήλιου μας είναι -26.8, το απόλυτο μέγεθος εύκολα υπολογίζεται πως είναι 4.8, γεγονός που δείχνει τον μεγάλο ρόλο που παίζει η απόσταση στη φαινόμενη λαμπρότητα ενός άστρου.


Πλήθος παρατηρήσιμων Αστέρων[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Γενική είναι η εντύπωση ότι οι αστέρες που είναι ορατοί με γυμνό μάτι είναι άπειροι και ότι θα είναι μάταιη κάθε προσπάθεια καταμέτρησής των. Και όμως, η εντύπωση αυτή είναι εσφαλμένη διότι όλοι οι αστέρες που φαίνονται με γυμνό οφθαλμό είναι 7.107 που κατανέμονται στα μεγέθη 1ο έως 6ο ως εξής: 1ο 20, 2ο 69, 3ο 205, 4ο 473, 5ο 1291 και 6ο 5.049, σύνολο 7.107 αστέρες. Ο δε λόγος αύξησης από μέγεθος σε μέγεθος είναι περίπου 3, ενώ για εκείνους που τα φαινόμενα μεγέθη είναι περίπου 20 και 21 ο λόγος είναι μικρότερος του 2.

Έτσι ενώ το πλήθος των αστέρων που μπορούν να παρατηρηθούν με γυμνό μάτι συνήθως μέχρι 6ου μεγέθους (χωρίς αυτό να είναι και απόλυτο*) είναι 7.000 περίπου, μέχρι 12ου μεγέθους είναι 4Χ106 και μέχρι 21ου μεγέθους είναι 5Χ109

Σήμερα είναι γνωστό ότι ο Γαλαξίας μας περιέχει περίπου άστρα, ένα μέρος μόνο τον οποίων είναι ορατό.

(*)Σημείωση:Το 6ο μέγεθος θεωρείται γενικά το όριο της ανθρώπινης όρασης σε πολύ καλές συνθήκες παρατήρησης. Κοντά σε μια πόλη όμως το όριο είναι περίπου το 3ο μέγεθος μόνο. Σε πολύ εξαιρετικές συνθήκες (Λατινική Αμερική) κάποιοι ίσως καταφέρουν να δούν και λίγο περισσότερα αστέρια.

Κατάλογοι αστέρων[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Από την αρχαιότητα οι παρατηρούμενοι στον Ουράνιο θόλο αστέρες καταγράφονται σε ειδικούς σχετικούς καταλόγους υπό το όνομα Ουρανομετρία. Η δε καταγραφή αυτή συνεχίζεται μέχρι και σήμερα. Το πρώτο κατάλογο αστέρων συνέταξε ο μέγας Έλληνας αστρονόμος της αρχαιότητας Ίππαρχος o Ρόδιος, ο κατάλογος του οποίου περιελάμβανε 1022 αστέρες από τους λαμπρότερους του Ουρανού.

Οι κατάλογοι αυτοί σήμερα περιέχουν ακριβή στοιχεία για τους αστέρες όπως είναι η θέση τους στην Ουράνια σφαίρα, το μέγεθός τους, ο δείκτης χρώματός τους, ο φασματικός τους τύπος, καθώς και άλλα ακόμη στοιχεία και χαρακτηριστικά όπως απόσταση, διαστάσεις κλπ.

Χαρακτηριστικά παραδείγματα καταλόγων αποτελούν ο αστρικός κατάλογος BD του αστεροσκοπίου της Βόννης, τον οποίον συνέταξαν οι Φρίντριχ Αργκελάντερ (Friedrich Argelander), Θόρμαν Έντουαρντ Σχόνφελντ (Thormann Eduard Schonfeld) και Α. Κρούγκερ (A. Kruger) που περιέχει 324,198 άστρα, ο αστρικός κατάλογος HD του Χένρι Ντρέιπερ (Henry Draper) που περιέχει πληροφορίες όπως οπτικό, φωτογραφικό φαινόμενο μέγεθος και φασματικό τύπο για περισσότερα από 270,000 άστρα, ο αστρικός κατάλογος SAO του Σμιθσόνιαν Αστροφυσικού Παρατηρητήριου (Smithsonian Astrophysical Observatory) που περιέχει πληροφορίες για την θέση, την ίδια κίνηση, το φαινόμενο μέγεθος και τον φασματικό τύπο των αστέρων και άλλα πολλά παραδείγματα.

Περισσότερες πληροφορίες για τους διάφορους αστρικούς καταλόγους υπάρχουν στην ηλεκτρονική σελίδα http://spiff.rit.edu/classes/phys445/lectures/catalogs/catalogs.html

Χάρτες Ουρανού[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Βάσει των καταλόγων των αστέρων αλλά και με τη βοήθεια της φωτογραφίας, συντάσσονται ακριβείς χάρτες και άτλαντες ουρανού στους οποίους σημειώνονται οι θέσεις των αστέρων ως προς αλλήλους, καθώς και το [[οπτικό φαινόμενο μέγεθος|οπτικό μέγεθός] τους. Οι απλούστεροι χάρτες βεβαίως περιλαμβάνουν μόνο τους λαμπρότερους αστέρες των αστερισμών καθώς και τα γράμματα με τα οποία ονομάζονται.

Στους χάρτες δε αυτούς οι λαμπρότεροι αστέρες με τη μέθοδο της «Γραμμοδαισίας» συνδέονται με συνήθως ευθύγραμμα τμήματα, το σύνολο των οποίων και παρουσιάζει το περίγραμμα του αντικειμένου ή ζώου που απεικονίζει ο αστερισμός.

Παράλλαξη αστέρων[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

α). Έστω το σημείο Η ο Ήλιος και Γ, Γ1, τα σημεία της Γης επί της τροχιάς της, στην ετήσια περιφορά της γύρω από τον Ήλιο, έστω ακόμη Α το σημείο του Αστέρα που παρατηρούμε στο χώρο. Παρατηρώντας τον Αστέρα από το σημείο Γ (θέση της Γης) φαίνεται να προβάλλεται αυτός στο σημείο Σ (στο σχέδιο είναι το κάτω σημείο προβολής του αστέρα στην Ουράνια Σφαίρα).

Κινούμενη η Γη (έξι μήνες μετά) στο σημείο Γ1 ο παρατηρούμενος Αστέρας φαίνεται να κινείται και αυτός και να διαγράφει τόξο Σ Σ1 (στο σχέδιο το πάνω σημείο προβολής του αστέρα στην Ουράνια Σφαίρα).

Έτσι όταν η Γη εκτελεί την ετήσια κίνησή της (περιστροφή) γύρω από τον Ήλιο Γ Γ1 Γ ο Αστέρας Α φαίνεται να διαγράφει τη τροχιά Σ Σ1 Σ επί του Ουράνιου θόλου.
Αυτή η ετήσια φαινομενική τροχιά του αστέρα καλείται παραλλακτική τροχιά του αστέρα Α.

  • Ευνόητο ότι: οι παραλλακτικές τροχιές των αστέρων αποδεικνύουν ότι η Γη περιστρέφεται γύρω από τον Ήλιο.
Η ετήσια παράλλαξη ενός αστέρα και ο προσδιορισμός της απόστασης σε παρσέκ

β). Αν το τρίγωνο ΓΗΑ (στο σχέδιο) είναι ορθογώνιο, τότε η γωνία θ, που σχηματίζουν η ΑΓ (απόσταση αστέρος από τη Γη) και η ΑΗ (απόσταση αστέρος από τον Ήλιο), καλείται ετήσια παράλλαξη αστέρος.

Επειδή δε ΓΓ1, η διάμετρος της γήϊνης τροχιάς, είναι κάθετος στην ΗΑ, για αυτό η ΣΣ1 -σημεία προβολών του αστέρα στην Ουράνια Σφαίρα-, διάμετρος της παραλλακτικής τροχιάς του αστέρος Α, θα είναι παράλληλη προς τη ΓΓ1. Συνεπώς αν μετρηθεί η γωνία ΣΑΣ1 και λάβουμε το ήμισυ αυτής, τότε αυτό θα είναι ίσο προς τη γωνία θ δηλαδή ίσο προς την ετήσια παράλλαξη του αστέρα.

γ). Η παράλλαξη θ είναι πάντοτε πολύ μικρή, μικρότερη και του 1΄΄ τόξου. Είναι δε προφανές ότι όσο μακρύτερα της Γης βρίσκεται ένας Αστέρας τόσο μικρότερη θα είναι και η παράλλαξή του. Επομένως για τους πολύ μακρινούς αστέρες καθίσταται αδύνατον να μετρηθεί, αφού η διάμετρος Σ Σ1 της «παραλλακτικής τροχιάς του αστέρα» περιορίζεται τόσο ώστε να καταντά απλό σημείο.
Εκ των παραπάνω λόγων, μόνο 100 περίπου αστέρες παρουσιάζουν αισθητή οπτικά παράλλαξη, ενώ μόλις 6.000, περίπου, είναι το σύνολο εκείνων που μπορεί να διαπιστωθεί η παράλλαξή τους με τη βοήθεια και μόνο πολύ ευαίσθητων φωτογραφικών μετρήσεων.

Δομή των Αστέρων[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι αστέρες είναι αέριες μάζες η σταθερότητα των οποίων οφείλεται στην διαρκή πάλη ανάμεσα στην τάση της ιδιοβαρύτητάς τους να τους συρρικνώσει και την τάση της εσωτερικής τους πίεσης να τους εκτονώσει.

Σύσταση[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι αστέρες δημιουργούνται από το υλικό που υπάρχει στα μεσοαστρικά νέφη, όταν οι συνθήκες είναι κατάλληλες, όταν δηλαδή σε κάποια περιοχή η συγκέντρωση της ύλης είναι τέτοια ώστε να ενεργοποιήσει την διαδικασία της κατάρρευσης ενός μέρους του μεσοαστρικού νέφους. Η αστάθεια που προκαλεί αυτή τη βαρυτική κατάρρευση ονομάζεται αστάθεια Τζινς (Jeans instability) και οφείλεται στην δημιουργία αρχικών συγκεντρώσεων ικανών να προκαλέσουν μεγάλης κλίμακας βαρυτική κατάρρευση. Συνήθως αιτία τέτοιων ασταθειών είναι η έκρηξη κάποιου Υπερκαινοφανούς και το κρουστικό κύμα που αυτή δημιουργεί, δηλαδή ο θάνατος ενός άλλου άστρου τροφοδοτεί με υλικό τα νεφελώματα και αποτελεί τα σπέρματα της δημιουργίας νέων άστρων. Στους γαλαξίες συχνά παρατηρούνται τέτοιες περιοχές όπου έχουμε έντονη δημιουργία νέων άστρων.

Οι αστέρες κατά κύριο λόγο αποτελούνται από Υδρογόνο και Ήλιο, βασικά συστατικά των μεσοαστρικών νεφών, αλλά και από βαρύτερα στοιχεία όπως Λίθιο, Άνθρακα, Οξυγόνο κ.α. Το Υδρογόνο και το Ήλιο (καθώς και το Λίθιο) είναι στοιχεία που έχουν προκύψει από την πυρηνοσύνθεση κατά της πρώτες στιγμές της δημιουργίας του Σύμπαντος, ενώ τα βαρύτερα στοιχεία είναι αποτέλεσμα της αστρικής εξέλιξης. Ένα κριτήριο ταξινόμησης των άστρων είναι η περιεκτικότητα των ατμοσφαιρών τους σε βαρύτερα στοιχεία, δηλαδή η μεταλλικότητα τους (στην αστροφυσική ως μέταλλα θεωρούνται τα στοιχεία που είναι βαρύτερα από το λίθιο). Έτσι τα άστρα χωρίζονται σε τρεις βασικές κατηγορίες.

  • Τα άστρα πληθυσμού Ι είναι άστρα πλούσια σε μέταλλα. Η ανίχνευση των μετάλλων στις ατμόσφαιρες αυτών των άστρων γίνεται φασματοσκοπικά όπου παρατηρούνται χαρακτηριστικές γραμμές απορρόφησης στα φάσματά τους. Τα άστρα αυτά θεωρούνται νεαρά σε ηλικία άστρα που έχουν δημιουργηθεί σε πιο πρόσφατες περιόδους, αφού στις ατμόσφαιρές τους υπάρχουν βαρύτερα στοιχεία που θα μπορούσαν να προκύψουν μόνο στο εσωτερικό των άστρων και όχι κατά τις αρχικές στιγμές του σύμπαντος.
  • Τα άστρα πληθυσμού ΙΙ είναι άστρα σχετικά φτωχά σε μέταλλα. Τα άστρα αυτά παρατηρούνται κυρίως στα σφαιρωτά σμήνη του Γαλαξία μας και λόγω της μικρής τους περιεκτικότητας σε μέταλλα θεωρούνται γηραιά άστρα (το ίδιο γηραιά θεωρούνται και τα σφαιρωτά σμήνη).
  • Η τελευταία κατηγορία είναι τα άστρα πληθυσμού ΙΙΙ στην οποία τοποθετούνται τα αρχέγονα άστρα, δηλαδή τα πρώτα άστρα που δημιουργήθηκαν μετά την εποχή της επανασύνδεσης (σύμφωνα με τη θεωρία της μεγάλης έκρηξης) στη σύσταση των οποίων δεν υπήρχαν καθόλου βαρύτερα στοιχεία. Αυτή η ιδιαιτερότητα τους, δηλαδή η πλήρης έλλειψη βαρύτερων στοιχείων αποτελεί ένα από τα σύγχρονα προβλήματα της θεωρίας των αστρικών μοντέλων.

Φασματική ταξινόμηση[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ένας άλλος τρόπος ταξινόμησης των άστρων είναι η φασματική ταξινόμησή τους. Αρχικά η φασματική ταξινόμηση των άστρων περιείχε εφτά βασικούς τύπους και αργότερα προστέθηκαν ακόμα τρεις.

                    R     N
O – B – A – F – G – K  -  M
                          S

Εκτός των βασικών φασματικών τύπων υπάρχουν και ενδιάμεσες υποδιαιρέσεις, έτσι για παράδειγμα υπάρχουν και οι φασματικοί τύποι G0, G1, G2, ..., G9, K0, K1 κ.ο.κ.
frame|Διάγραμμα H-R απόλυτου οπτικού μεγέθους – θερμοκρασίας και φασματικού τύπου.

Οι φασματικοί τύποι των αστέρων είναι ενδεικτικοί της θερμοκρασίας της επιφάνειας και της ατμόσφαιρας του άστρου και κατ’ επέκταση του χρώματός του. Έτσι τα άστρα που έχουν φασματικό τύπο O είναι κυανά θερμά άστρα με επιφανειακή θερμοκρασία πάνω από 25,000 βαθμούς Κέλβιν, ενώ τα άστρα φασματικού τύπου M είναι κόκκινα άστρα με επιφανειακή θερμοκρασία μικρότερη από 3,000 βαθμούς Κέλβιν. Ο Ήλιος μας για παράδειγμα είναι ένα άστρο φασματικού τύπου G2.
Συμπληρωματική της φασματικής ταξινόμησης είναι και η ταξινόμηση σε τάξεις λαμπρότητας. Η ταξινόμηση αυτή έχει έξι κατηγορίες:

Ia  : Λαμπροί υπεργίγαντες
Ib  : Υπεργίγαντες
II  : Λαμπροί γίγαντες
III : Γίγαντες
IV  : Υπογίγαντες
V   : Νάνοι

Έτσι για παράδειγμα, ο Ήλιος μας και πάλι είναι ένας αστέρας φασματικού τύπου G2V. Η αναγκαιότητα τη ύπαρξης αυτής της επιπλέων ταξινόμησης βρίσκεται στο γεγονός ότι άστρα με διαφορετική επιφανειακή λαμπρότητα (ή απόλυτο μέγεθος) μπορεί να έχουν την ίδια επιφανειακή θερμοκρασία και άρα τον ίδιο φασματικό τύπο.
Τα παραπάνω μπορούν να γίνουν κατανοητά με τη βοήθεια του διαγράμματος Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ (Hertzsprung-Russell), δηλαδή ένα διάγραμμα απόλυτου μεγέθους ή λαμπρότητας στον ένα άξονα και φασματικού δείκτη ή θερμοκρασίας στον άλλο άξονα.

Εξισώσεις δομής[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Τα Άστρα είναι μεγάλες αέριες μάζες που προέκυψαν από την βαρυτική κατάρρευση του αερίου κάποιου μεσοαστρικού νέφους. Για να γίνει κατανοητή η δομή των αστέρων πρέπει να μελετηθεί ένα πλήθος από παράγοντες που σχετίζονται με τις διεργασίες που συμβαίνουν στο εσωτερικό τους. Οι παράγοντες αυτοί καθώς και η δυναμική τους συνοψίζονται μαθηματικά στις εξισώσεις δομής ενός άστρου.
Γενικά η περιγραφή της δομής ενός άστρου μπορεί να είναι ιδιαίτερα περίπλοκη, ανάλογα με τα φυσικά χαρακτηριστικά που θέλουμε να συμπεριλάβουμε στο άστρο. Για παράδειγμα τα πράγματα περιπλέκονται αν θέλουμε να μελετήσουμε ένα περιστρεφόμενο άστρο ή ένα άστρο που για κάποιο λόγο έχει διεγερθεί και εκτελεί ταλαντώσεις. Τα απλούστερα αστρικά μοντέλα είναι τα στατικά μοντέλα αστέρων σε ισορροπία, τα οποία όμως περιέχουν όλη την σημαντική φυσική της αστρικής δομής και περιγράφουν σχεδόν κάθε αστέρα σε κάποιο στάδιο της αστρικής του εξέλιξης (εκτός από τους ταχέως περιστρεφόμενους αστέρες). Στα αστρικά μοντέλα σε ισορροπία χωρίς περιστροφή γενικά θεωρούμε ότι έχουμε σφαιρική συμμετρία και άρα τα μεγέθη μας εξαρτώνται μόνο από την απόσταση από το κέντρο του άστρου. Η περιγραφή της δομής του άστρου σ’ αυτή την περίπτωση γίνεται σε κελύφη.

Η πρώτη παράμετρος που μας ενδιαφέρει για τη δομή ενός άστρου είναι το πώς κατανέμετε η ύλη στο εσωτερικό του, δηλαδή μας ενδιαφέρει η κατανομή της μάζας του. Την κατανομή της μάζας την παίρνουμε με τη βοήθεια της συνάρτησης της πυκνότητας και η διαφορική εξίσωση που μας λέει πως ακριβώς κατανέμεται η μάζα ως συνάρτηση της ακτίνας είναι η



και αυτό που περιγράφει ουσιαστικά η παραπάνω διαφορική εξίσωση είναι η συνέχεια της μάζας, ότι δηλαδή δεν μπορούμε να έχουμε ασυνέχειες (άλματα) στην κατανομή της μάζας στο εσωτερικό του αστέρα.

Η δεύτερη παράμετρος που μας ενδιαφέρει είναι η κατανομή των δυνάμεων στο εσωτερικό του άστρου. Υπάρχουν δύο δυνάμεις που συμμετέχουν στη διαμόρφωση της κατάστασης ισορροπίας στο εσωτερικό του άστρου, η δύναμη της βαρύτητας που προσπαθεί να συρρικνώσει το άστρο και η δύναμη της πίεσης που αντιστέκεται σ’ αυτή τη συρρίκνωση. Η διαφορική εξίσωση που περιγράφει αυτή την πάλη ανάμεσα στην πίεση και την βαρύτητα είναι η



και η ισορροπία που υπονοεί η παραπάνω εξίσωση λέγεται υδροστατική ισορροπία. Αν για κάποιο λόγο (εξαιτίας κάποιας διαταραχής) η πίεση αυξηθεί σε κάποιο σημείο στο εσωτερικό του άστρου (σε κάποιο κέλυφος δηλαδή), τότε το κέλυφος θα ωθήσει τα υπερκείμενα κελύφη (το άστρο θα διασταλεί) στην προσπάθειά του να βρεθεί και πάλι σε κάποια κατάσταση ισορροπίας. Αυτό όμως δεν είναι πάντα εφικτό και έτσι υπάρχουν και διαταραχές που μπορούν να προκαλέσουν καταστροφή του άστρου.

Η τρίτη παράμετρος που μας ενδιαφέρει είναι το ισοζύγιο της ενέργειας στο εσωτερικό του άστρου. Αυτό δεν είναι τίποτα άλλο από την εφαρμογή της διατήρησης της ενέργειας στο εσωτερικό των άστρων. Αν θεωρήσουμε ότι έχουμε ένα κέλυφος, τότε το ισοζύγιο της ενέργειας μας λέει ότι η διαφορά της ενέργειας που μπαίνει στο κέλυφος από την ενέργεια που βγαίνει από το κέλυφος στη μονάδα του χρόνου, θα πρέπει να είναι η ενέργεια που παράγεται μέσα στο κέλυφος μέσω πυρηνικών αντιδράσεων στη μονάδα του χρόνου και η ενέργεια που συγκρατεί το υλικό του κελύφους υπό μορφή εσωτερικής ενέργειας στη μονάδα του χρόνου. Η ενέργεια που φεύγει από το κέλυφος στη μονάδα του χρόνου δίνεται από την λαμπρότητα του κελύφους, ενώ η ενέργεια που παράγεται μέσα στο κέλυφος δίνεται από τον ρυθμό παραγωγής ενέργειας από πυρηνικές αντιδράσεις στη μονάδα του χρόνου ανά μονάδα μάζας . Υπάρχουν και άλλες διαδικασίες με τις οποίες το κέλυφος μπορεί να κερδίσει και να χάσει ενέργεια. Για παράδειγμα το κέλυφος μπορεί να χάσει ενέργεια μέσω των νετρίνων που παράγονται από τις πυρηνικές αντιδράσεις (αυτό σχετίζεται και με το περίφημο πρόβλημα των ηλιακών νετρίνων) όπου ο αντίστοιχος ρυθμός μεταφοράς ενέργειας από τα νετρίνα είναι . Μπορεί ακόμα να χάσει και να κερδίσει ενέργεια λόγω της βαρυτικής ενέργειας του άστρου ανάλογα με το αν το άστρο συμπιέζεται (κερδίζει ενέργεια) ή εκτονώνεται (χάνει ενέργεια), αλλά αυτά μας ενδιαφέρουν σε δυναμικές καταστάσεις. Η διαφορική εξίσωση που περιγράφει το ισοζύγιο της ενέργειας στο εσωτερικό του άστρου είναι η



Αφού συζητήσαμε για το ισοζύγιο της ενέργειας, το επόμενο που μας ενδιαφέρει είναι το πώς μεταφέρεται η ενέργεια από το ένα σημείο του άστρου σε ένα άλλο. Γενικά υπάρχουν τρεις τρόποι για να μεταφερθεί η ενέργεια. Ο ένας είναι με αγωγή, ο άλλος είναι με ακτινοβολία και το τρίτος είναι με μεταφορά. Ο μηχανισμός που κρύβεται πίσω από την μεταφορά θερμότητας με αγωγή και με ακτινοβολία είναι ο ίδιος και είναι ουσιαστικά η διάχυση των πρωτονίων και των ηλεκτρονίων στην πρώτη περίπτωση και των φωτονίων στη δεύτερη. Πρακτικά στο εσωτερικό των συνηθισμένων άστρων η μέση ελεύθερη διαδρομή για τα υλικά σωματίδια είναι πολύ μικρή (πολύ μικρότερη από αυτή των φωτονίων) και ο μηχανισμός της αγωγής δεν καταφέρνει να συμμετάσχει σημαντικά στη μεταφορά ενέργειας. Έτσι οι κυρίαρχοι μηχανισμοί είναι αυτοί της ακτινοβολίας και της μεταφοράς. Αξίζει να επισημάνουμε εδώ ότι ακόμα και η μέση ελεύθερη διαδρομή των φωτονίων είναι της τάξης του εκατοστού του μέτρου. Είναι εύκολο να δείξει κάποιος ότι αν θεωρήσουμε ότι τα φωτόνια εκτελούν τυχαίο βηματισμό, πράγμα το οποίο συμβαίνει στις διαδικασίες διάχυσης, τότε ο χρόνος παραμονής των φωτονίων στο εσωτερικό του Ήλιου μας είναι της τάξης των ετών. Αυτός είναι και ο λόγος που τα φωτόνια έρχονται σε θερμοδυναμική ισορροπία με το υλικό του αστέρα και το φάσμα της ακτινοβολίας που εκπέμπει ο αστέρας είναι θερμικό και συγκεκριμένα είναι το φάσμα ενός μέλανος σώματος με θερμοκρασία την επιφανειακή θερμοκρασία του αστέρα.

Έτσι για την διάδοση της θερμότητας με ακτινοβολία θα έχουμε ότι η ροή της ενέργειας των φωτονίων θα είναι ανάλογη της βαθμίδας της πυκνότητας ενέργειας των φωτονίων. Η ροή ενέργειας για την ακτινοβολία είναι η λαμπρότητα ανά μονάδα επιφάνειας και η πυκνότητα ενέργειας είναι ανάλογη της τέταρτης δύναμης της θερμοκρασίας, αυτός είναι ο νόμος των Στέφαν-Μπολτζμαν (Stefan-Boltzmann). Τελικά η εξίσωση που περιγράφει την μεταφορά της ενέργειας με ακτινοβολία είναι η



όπου είναι ο συντελεστής απορρόφησης και η σταθερά ακτινοβολίας. Αντίστοιχα όταν έχουμε μεταφορά ενέργειας με φαινόμενα μεταφοράς, θεωρούμε ότι έχουμε αδιαβατικές μετακινήσεις αερίων μαζών από το ένα στρώμα του αστέρα στο άλλο. Από τη θερμοδυναμική γνωρίζουμε ότι για τέτοιες αδιαβατικές μεταβολές θα έχουμε τις σχέσεις
και από τον συνδυασμό των οποίων θα πάρουμε την εξίσωση για την διάδοση της ενέργειας με μεταφορά που είναι η



όπου είναι ο αδιαβατικός εκθέτης. Όπως αναφέραμε και παραπάνω οι δυνατοί μηχανισμοί μεταφοράς της ενέργειας είναι τρεις, αλλά καταλήξαμε ότι μόνο οι δύο είναι ικανοί να μεταφέρουν ενέργεια στο εσωτερικό ενός άστρου. Από τους δύο μηχανισμούς δεν μπορούν να λειτουργούν ταυτόχρονα και οι δύο. Σε άλλες περιπτώσεις θα δουλεύει ο ένας και σε άλλες ο άλλος. Το κριτήριο που υποδεικνύει ποιος μηχανισμός από τους δύο θα μεταφέρει ενέργεια ονομάζεται κριτήριο του Σβάρτσιλντ (Schwarzschild) για την ακτινοβολιακή ισορροπία και διατυπώνεται ως: Αν η αδιαβατική μεταβολή της θερμοκρασίας (αδιαβατική θερμοβαθμίδα) είναι πιο απότομη από την ακτινοβολιακή μεταβολή της θερμοκρασίας (θερμοβαθμίδα της ακτινοβολίας) τότε το υλικό είναι σε ακτινοβολιακή ισορροπία και δεν έχουμε μεταφορά. Αυτό εκφράζεται μαθηματικά ως



και μας λέει ουσιαστικά ότι αν μια ανερχόμενη μάζα (στην οποία οι μεταβολές είναι αδιαβατικές) ψύχεται πιο γρήγορα από το περιβάλλον της, τότε δεν μπορεί να συνεχίσει να ανέρχεται και άρα δεν μπορούμε να έχουμε μεταφορά.

Το σύνολο των διαφορικών εξισώσεων που περιγράφουν τη δομή του άστρου κλείνουν η καταστατική εξίσωση του αερίου στο εσωτερικό του άστρου και στην περίπτωση που μας ενδιαφέρει η εξέλιξη, μία εξίσωση που θα μας δίνει την χρονική εξέλιξη των συγκεντρώσεων των διαφόρων στοιχείων που έχει το άστρο. Πρέπει να επισημάνουμε ότι η καταστατική εξίσωση που συνδέει την πίεση με την πυκνότητα και την θερμοκρασία στο εσωτερικό του άστρου, εκτός από την συνεισφορά των ιόντων και των ηλεκτρονίων (δεν υπάρχουν άτομα στο εσωτερικό των άστρων λόγω των συνθηκών) πρέπει να συμπεριλαμβάνει και την πίεση της ακτινοβολίας η οποία είναι ένας αρκετά σημαντικός παράγοντας. Σε εξαιρετικές περιπτώσεις η πίεση μπορεί να οφείλεται και σε άλλες διαδικασίες όπως είναι για παράδειγμα η πίεση εκφυλισμένου αερίου ηλεκτρονίων, που είναι ένα κβαντικό φαινόμενο.

Εξέλιξη των Αστέρων[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Στη συζήτηση για τη δομή των αστέρων θεωρήσαμε ότι ο αστέρας βρίσκεται σε κατάσταση ισορροπίας. Δηλαδή θεωρήσαμε πως δεν υπάρχουν μεταβολές των παραγόντων που επηρεάζουν τη δομή του αστέρα με το χρόνο. Οι αστέρες όμως είναι δυναμικά συστήματα και μόνο για μικρά (ή σχετικά μικρά) χρονικά διαστήματα μπορούν να θεωρηθούν ως αμετάβλητοι. Η εξέλιξη των αστέρων ξεκινάει από την γέννηση τους και φτάνει μέχρι τον θάνατό τους που όπως αναφέρουμε και παραπάνω μπορεί να είναι η αιτία για να γεννηθούν άλλα άστρα.

Πρωτοαστέρες[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Αρχικά υπάρχει ένα μεσοαστρικό νέφος το οποίο για κάποιο λόγο αρχίζει να καταρρέει βαρυτικά. Αυτή η συγκέντρωση ύλης είναι αρκετά αραιή και διαφανής στην ακτινοβολία. Καθώς το αέριο καταρρέει βαρυτικά αρχίζει να μετατρέπει την δυναμική του ενέργεια σε θερμική. Ο μηχανισμός με τον οποίο το υλικό του άστρου θερμαίνεται με την κατάρρευση εξηγείται από το θεώρημα Βίριαλ (Virial). Συγκεκριμένα το θεώρημα Βίριαλ προβλέπει ότι καθώς καταρρέει το άστρο θα μετατρέπει την μισή βαρυτική του ενέργεια σε εσωτερική ενέργεια του αερίου και την υπόλοιπη μισή θα την ακτινοβολεί. Έτσι στο πρώτο στάδιο της κατάρρευσης το νέφος εκπέμπει θερμική ακτινοβολία λόγω του θεωρήματος Βίριαλ και λόγω της διαφάνειάς του και παράλληλα θερμαίνεται. Σ’ αυτό το στάδιο πρέπει να αναφέρουμε ότι το υλικό του αστέρα καταρρέει εκτελώντας ουσιαστικά ελεύθερη πτώση αφού δεν υπάρχει ακόμα κάποιος μηχανισμός να αντισταθεί στην κατάρρευση. Ο χρόνος που διαρκεί αυτή η διαδικασία είναι της τάξης των ετών.

Καθώς συνεχίζεται η κατάρρευση του νέφους, αρχίζει να αυξάνεται αισθητά η πυκνότητα στο κέντρο του νέφους και έτσι ο πυρήνας του νέφους αρχίζει να γίνεται αδιαφανής. Η αύξηση της αδιαφάνειας εμποδίζει την διαφυγή της θερμικής ακτινοβολίας με αποτέλεσμα την πιο έντονη αύξηση της θερμοκρασίας του αερίου στον πυρήνα του νέφους. Η αύξηση της πυκνότητας και της θερμοκρασίας οδηγεί στην αύξηση της πίεσης η οποία αρχίζει να αντιστέκεται στην κατάρρευση. Σ’ αυτό το στάδιο σταματά η κατάρρευση με ελεύθερη πτώση και ο αστέρας βρίσκεται σε ημιυδροστατική ισορροπία, κατά την οποία οι διαστάσεις του αλλάζουν πιο αργά (βραδεία συστολή). Σ’ αυτό το στάδιο λέμε ότι έχει δημιουργηθεί ένας πρωτοαστέρας. Σήμερα η πιο γενικά παραδεκτή θεωρία που περιγράφει την εξέλιξη των πρωτοαστέρων είναι η θεωρία του Ιάπωνα Χαγιάσι (Chushiro Hayashi). Σύμφωνα με αυτή τη θεωρία ο πρωτοαστέρας ξεκινά με μεγάλες διαστάσεις (άρα μεγάλη λαμπρότητα) και χαμηλή επιφανειακή θερμοκρασία, γεγονός που τον τοποθετεί επάνω και δεξιά στο διάγραμμα H-R. Καθώς συστέλλεται ελαττώνεται η λαμπρότητά του χωρίς να αυξάνεται σημαντικά η επιφανειακή του θερμοκρασία και έτσι ο αστέρας ακολουθεί μια κατακόρυφη πορεία στο διάγραμμα H-R. Μετά από κάποιο χρονικό διάστημα η θερμότητα που παράγεται στο κέντρο του αστέρα φτάνει στην επιφάνεια με αποτέλεσμα να αρχίσει να αυξάνεται η επιφανειακή του θερμοκρασία και να αρχίσει να κινείται οριζόντια και προς τα αριστερά ο πρωτοαστέρας. Από αυτό το σημείο και μετά θεωρούμε ότι η μεταφορά της ενέργειας μέσα στον πρωτοαστέρα γίνεται με ακτινοβολία. Από εκεί και πέρα ο αστέρας πάει να συναντήσει την κύρια ακολουθία. Καθώς αυξάνεται η θερμοκρασία στον πυρήνα του πρωτοαστέρα θα φτάσει κάποια στιγμή όπου θα αρχίσει η πυρηνική σύντηξη Λίθιου και Δευτέριου και λίγο μετά περίπου στη θερμοκρασία των βαθμών Κέλβιν η πυρηνική σύντηξη Υδρογόνου. Η στιγμή που στον πυρήνα του πρωτοαστέρα θα αρχίσει να καίγεται το Υδρογόνο είναι και η στιγμή που γεννιέται ο αστέρας και έχουμε την είσοδο στην κύρια ακολουθία μηδενικής ηλικίας.

Για να καταφέρει ο πρωτοαστέρας να αναπτύξει τις κατάλληλες θερμοκρασίες στο εσωτερικό του, πρέπει η μάζα του να ξεπερνά το όριο των . Αν η μάζα του είναι μικρότερη θα καταλήξει σε ένα φαιό νάνο ο οποίος σταδιακά θα χάνει την θερμότητα και τη λαμπρότητά του.


Κύρια Ακολουθία[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Από τη στιγμή που θα αρχίσει η πυρηνική καύση του Υδρογόνου, ο αστέρας μπαίνει σε μία κατάσταση υδροστατικής ισορροπίας. Ο σταθερός ρυθμός των πυρηνικών αντιδράσεων κρατάει σταθερή την θερμοκρασία και την πίεση στον πυρήνα του άστρου και έτσι το άστρο παραμένει σε κατάσταση ισορροπίας για ένα μεγάλο χρονικό διάστημα. Ουσιαστικά ο μοναδικός παράγοντας (για δεδομένη σύσταση) που επηρεάζει πλέων την εξέλιξη του άστρου είναι η μάζα του. Ανάλογα με την μάζα τους τα άστρα καταλαμβάνουν διαφορετικές θέσεις στο διάγραμμα H-R και ο γεωμετρικός τους τόπος είναι αυτό που ονομάζουμε κύρια ακολουθία μηδενικής ηλικίας. Τα άστρα μεγάλης μάζας έχουν μεγαλύτερη λαμπρότητα και υψηλότερη επιφανειακή θερμοκρασία σε σχέση με τα άστρα μικρότερης μάζας. Ένας αστέρας δεν μπορεί όμως να έχει οσοδήποτε μεγάλη μάζα. Αποδεικνύεται ότι αν η μάζα του αστέρα ξεπερνά περίπου τις τότε η πίεση της ακτινοβολίας καταστρέφει τον αστέρα. Το όριο της λαμπρότητας για την οποία η πίεση της ακτινοβολίας σε ένα στρώμα του αστέρα θα είναι μεγαλύτερη από την έλξη της βαρύτητας λέγεται λαμπρότητα Έντινκτον (Eddington).

Εμπειρικά η λαμπρότητα ενός αστέρα συνδέεται με την μάζα του μέσω μίας σχέσης της μορφής όπου ο εκθέτης παίρνει τιμές από 1.6 έως 4.7 ανάλογα με την περιοχή των μαζών που μας ενδιαφέρει. Η σχέση αυτή ονομάζεται σχέση μάζας-λαμπρότητας και μας οδηγεί σε ένα ακόμα ενδιαφέρον συμπέρασμα. Ο χρόνος παραμονής ενός αστέρα στην κύρια ακολουθία εξαρτάτε από την ποσότητα καυσίμου που διαθέτει ο αστέρας στον πυρήνα του. Γενικά το διαθέσιμο καύσιμο στον πυρήνα του κάθε αστέρα είναι περίπου το 10% της μάζας του. Έτσι μια χονδρική εκτίμηση της διάρκειας ζωής του αστέρα είναι ο λόγος της μάζας του προς την λαμπρότητά του, δηλαδή



που σημαίνει ότι η διάρκεια παραμονής ενός αστέρα στην κύρια ακολουθία είναι αντιστρόφως ανάλογη με τη μάζα του. Οι αστέρες μεγαλύτερης μάζας καίνε τα πυρηνικά τους καύσιμα πιο γρήγορα.

Η καύση του Υδρογόνου στον πυρήνα ενός αστέρα γίνεται με δύο βασικούς μηχανισμούς. Ο πρώτος είναι ο κύκλος πρωτονίου-πρωτονίου και πραγματοποιείται σε αστέρες με κεντρική θερμοκρασία μικρότερη από Κέλβιν και μάζα μικρότερη από και ο δεύτερος είναι ο κύκλος CNO και πραγματοποιείται σε αστέρες με κεντρική θερμοκρασία μεγαλύτερη από Κέλβιν και μάζα μεγαλύτερη από . Η κεντρική αντίδραση του κύκλου πρωτονίου-πρωτονίου παίρνει τέσσερα πρωτόνια και τα μετατρέπει σε ένα πυρήνα Ηλίου



Η κεντρική αντίδραση του κύκλου CNO παίρνει τέσσερα πρωτόνια και τα μετατρέπει σε ένα πυρήνα Ηλίου, χρησιμοποιώντας ως καταλύτες πυρήνες άνθρακα, αζώτου και οξυγόνου



Μέσω αυτών των αντιδράσεων σταδιακά ελαττώνεται το Υδρογόνο στον πυρήνα του άστρου και αντικαθιστάτε με Ήλιο. Τελικά κάποια στιγμή η ποσότητα του Υδρογόνου που μένει δεν επαρκεί για να συντηρήσει τους απαιτούμενους ρυθμούς παραγωγής ενέργειας και αρχίζουν να συμβαίνουν αλλαγές στο άστρο. Αυτή η στιγμή σηματοδοτεί και την έξοδο του άστρου από την κύρια ακολουθία.

Εξέλιξη εκτός Κύριας Ακολουθίας[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Καθώς εξαντλείται το Υδρογόνο στον πυρήνα του αστέρα, ελαττώνεται ο ρυθμός παραγωγής ενέργειας και η πίεση με αποτέλεσμα ο πυρήνας να μην μπορεί να αντισταθεί στο βάρος των υπερκείμενων στρωμάτων. Αυτό οδηγεί σε σταδιακή βαρυτική συστολή του πυρήνα. Καθώς συστέλλεται ο πυρήνας, αυξάνει η πυκνότητα και η θερμοκρασία του. Αυτό έχει ως αποτέλεσμα την αύξηση της θερμοκρασίας και του αμέσως επόμενου φλοιού γύρω από τον πυρήνα, που οδηγεί στην έναρξη της καύσης του Υδρογόνου σ’ αυτή την περιοχή. Για να διατηρηθεί η ακτινοβολιακή ισορροπία, δηλαδή να παραμείνει μικρή η θερμοβαθμίδα της ακτινοβολίας καθώς ο πυρήνας συστέλλεται και θερμαίνεται, πρέπει τα εξωτερικά στρώματα του αστέρα να διασταλούν. Από αυτό το σημείο και πέρα ο αστέρας έχει μπει στην φάση του Ερυθρού Γίγαντα.

Η εξέλιξη του αστέρα από εδώ και πέρα εξαρτάτε από τη μάζα του. Για αστέρες με μάζα μικρότερη από , η θερμοκρασία στον πυρήνα δεν θα μπορέσει ποτέ να ξεπεράσει την κρίσιμη τιμή των βαθμών Κέλβιν ώστε να ξεκινήσει η καύση του Ηλίου και ο αστέρας θα καταλήξει σε ερυθρό νάνο.

Για αστέρες με μάζα μεγαλύτερη από , αλλα μικρότερη από , το αέριο στον πυρήνα καθώς αυξάνετε η πυκνότητα γίνεται εκφυλισμένο πριν η θερμοκρασία ξεπεράσει τους βαθμούς Κέλβιν. Αυτό έχει ως αποτέλεσμα όταν η θερμοκρασία φτάνει τους βαθμούς, ο εκφυλισμένος πυρήνας (λόγω της μεγάλης θερμικής αγωγιμότητας) αναφλέγεται ολόκληρος σχεδόν ομοιόμορφα. Αυτή η έντονη παραγωγή ενέργειας από την ανάφλεξη του εκφυλισμένου πυρήνα Ηλίου ονομάζεται Φλας Ηλίου (Helium Flash) και μπορεί να καταστρέψει το άστρο. Μετά το Φλας Ηλίου η θερμοκρασία στον πυρήνα ανεβαίνει και σταματά να είναι εκφυλισμένος. Από εκεί και πέρα η καύση του Ηλίου γίνεται με φυσιολογικούς ρυθμούς και ο αστέρας εξελίσσεται ως αστέρας σε υδροστατική ισορροπία. Για τους αστέρες με μάζα μεταξύ η καύση του Ηλίου ξεκινά στον πυρήνα χωρίς Φλάς και η εξέλιξη τους είναι φυσιολογική.

Θάνατος των Αστέρων και Αστρικά Υπολείμματα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Βιβλιογραφία[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]