ΑρχικήΕπικοινωνίαΠρόσβασηΣυχνές ΕρωτήσειςΠεριεχόμενα
Επιλογές για ΑΜΕΑ:Enlarge fontsReduce fonts
ΤΟ ΙΔΡΥΜΑ
ΥΠΟΤΡΟΦΙΕΣ
ΕΚΔΟΤΙΚΟ ΤΜΗΜΑ
ΝΑΥΤΙΚΗ ΕΚΠΑΙΔΕΥΣΗ
ΒΙΒΛΙΟΘΗΚΗ
ΠΛΑΝΗΤΑΡΙΟ
Ιστορικό
Παραστάσεις
Τεχνική Περιγραφή
Αστροπύλη
1001 Λέξεις
Το Θέμα του Μήνα
Ο Άνθρωπος και το Σύμπαν
Αστρονομικά Links
Συνεργασίες
Νέα
ΚΕΝΤΡΟ ΕΠΙΣΤΗΜΗΣ & ΤΕΧΝΟΛΟΓΙΑΣ
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 ΕΥΓΕΝΙΔΟΥΠΛΑΝΗΤΑΡΙΟΑστροπύληΤο Θέμα του Μήνα
PrintEmailBack

Ο περιοδικός πίνακας των άστρων

Αλέξης Δεληβοριάς

    Η ενέργεια των άστρων οφείλεται στις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης, οι οποίες μετατρέπουν αρχικά το υδρογόνο του πυρήνα τους σε ήλιο και, εάν η μάζα τους είναι αρκετά μεγάλη, σε όλο και βαρύτερα στοιχεία, ακολουθώντας σε γενικές γραμμές τη σειρά με την οποία αυτά εμφανίζονται στον περιοδικό πίνακα των στοιχείων.

Ο καθοριστικός παράγοντας που προσδιορίζει την εξελικτική πορεία που ακολουθεί κάθε άστρο από την γένεση μέχρι τον θάνατό του, καθώς και το αστρικό λείψανο που θα αφήσει πίσω του, εξαρτάται από έναν και μόνο παράγοντα: την αρχική του μάζα. Η έναρξη των πυρηνικών αντιδράσεων σύντηξης στο εσωτερικό ενός πρωταστέρα, που σηματοδοτεί τη μετατροπή του σε άστρο, μπορεί να πραγματοποιηθεί μόνο εάν οι θερμοκρασίες και οι πιέσεις στον πυρήνα του υπερβούν ένα συγκεκριμένο όριο  (για περισσότερες πληροφορίες, βλ. θέμα Δεκεμβρίου 1999 «Ένα αστέρι γεννιέται»). 

Γιατί μόνο τότε οι θετικά φορτισμένοι πυρήνες υδρογόνου θα καταφέρουν να υπερκεράσουν την απωστική δύναμη που αναπτύσσεται μεταξύ τους, η οποία αντιστέκεται στη «συγχώνευσή» τους σε πυρήνες ηλίου. Το ύψος της θερμοκρασίας και της πίεσης που θα αναπτυχθεί στο εσωτερικό ενός πρωταστέρα εξαρτάται από τη συνολική ποσότητα της ύλης που έχει καταρρεύσει στον πυρήνα του.


Εάν, για παράδειγμα, είναι μικρότερη από το 1% της μάζας του Ήλιου, η θερμοκρασία στο εσωτερικό του πρωταστέρα δεν θα φτάσει ποτέ στα επίπεδα που απαιτούνται για την έναρξη των πυρηνικών αντιδράσεων, σχηματίζοντας έτσι ένα είδος «υποαστρικών» αντικειμένων, γνωστών ως καφέ νάνων.
Το διάγραμμα Hertzsprung-Russel (από εδώ και στο εξής H–R για συντομία) ονομάστηκε έτσι προς τιμή των αστρονόμων Ejnar Hertzsprung (1873-1967) και Henry Norris Russel (1877-1957),  οι οποίοι το επινόησαν ανεξάρτητα ο ένας από τον άλλο στις αρχές της δεκαετίας του 1910, και είναι για την αστρονομία ό,τι ο περιοδικός πίνακας των στοιχείων για τη χημεία. Όπως ακριβώς 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 μια σειρά από φυσικά χαρακτηριστικά του άστρου, όπως για παράδειγμα τη φωτεινότητα (η οποία είναι και ένα μέτρο της συνολικής ενέργειας που απελευθερώνει), τον φασματικό τύπο, τη θερμοκρασία, το μέγεθος και τη μάζα του, τη χημική σύνθεση, την ηλικία και την εξελικτική πορεία που ακολούθησε για να φτάσει σ’ αυτή τη θέση.

Το διάγραμμα H–R (βλ. εικόνα) είναι η γραφική παράσταση της φωτεινότητας (Luminosity) των άστρων σε σχέση με την επιφανειακή τους θερμοκρασία (Surface Temperature), ενώ η κατανομή τους στο διάγραμμα H–R δεν είναι τυχαία, αφού τα περισσότερα άστρα φαίνεται να συγκεντρώνονται σε συγκεκριμένες περιοχές. Όπως φαίνεται και στην εικόνα του διαγράμματος, τέσσερεις είναι οι βασικές αυτές περιοχές, οι οποίες αποτελούν και διαφορετικά στάδια στην εξέλιξη των άστρων: 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 των άστρων μεταβάλλονται με τον χρόνο, καθώς τα άστρα εξελίσσονται, αντίστοιχα μεταβάλλεται και η θέση τους στο διάγραμμα H–R. Υπό αυτή την έννοια, το διάγραμμα H–R μπορεί να θεωρηθεί ότι αποτελεί και μια γραφική απεικόνιση της αστρικής εξέλιξης. Η ταχύτητα ενηλικίωσης ενός άστρου, το είδος των πυρηνικών αντιδράσεων σύντηξης που συνεχίζουν να λαμβάνουν χώρα στο εσωτερικό του, το πόσο αργά ή γρήγορα θα εξαντληθούν τα πυρηνικά του καύσιμα και ο τρόπος του θανάτου του, εξαρτώνται, όπως είπαμε, από την αρχική του μάζα. Σε γενικές γραμμές, όσο μεγαλύτερο είναι ένα άστρο, τόσο ταχύτερα καταναλώνει τα πυρηνικά του καύσιμα, τόσο γρηγορότερα εξελίσσεται και τόσο νεότερο πεθαίνει. Για παράδειγμα, ενώ ο Ήλιος (Sun) θα παραμείνει στη Κύρια Ακολουθία, μετατρέποντας υδρογόνο σε ήλιο για περίπου 10 δισεκατομμύρια έτη, ένα άστρο με δεκαπλάσια μάζα θα έχει ολοκληρώσει την καύση του υδρογόνου σε μόλις 20 εκατομμύρια έτη, ενώ ένα άστρο με τη μισή μάζα θα συνεχίζει τη σύντηξη του υδρογόνου στον πυρήνα του για περίπου 80 δισεκατομμύρια χρόνια, σχεδόν 6 φορές περισσότερο από την ίδια την ηλικία του Σύμπαντος.

Με την έναρξη των πυρηνικών αντιδράσεων στον πυρήνα ενός νεογέννητου άστρου, η αρχική τάση που είχε το άστρο να καταρρεύσει προς τον πυρήνα του εξαιτίας της ίδιας του της βαρύτητας, εξισορροπείται από την πίεση προς τα έξω, που οφείλεται στις τεράστιες θερμοκρασίες του πυρήνα. 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, όπως ονομάζεται. Τα περισσότερα άστρα του Σύμπαντος είναι άστρα της Κύριας Ακολουθίας, 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 (μεγαλύτερα, θερμότερα και φωτεινότερα άστρα) στο κάτω δεξιά  (μικρά, ψυχρά και αμυδρά άστρα). Σε γενικές γραμμές, άστρα της Κύριας Ακολουθίας με μάζα μικρότερη από 8 ηλιακές μάζες ονομάζονται άστρα-νάνοι. Ο Ήλιος, για παράδειγμα, είναι ένας κίτρινος νάνος με φασματικό τύπο G και επιφανειακή θερμοκρασία σχεδόν 6.000 °C, ενώ θα παραμείνει στην Κύρια Ακολουθία για περίπου 10 δισεκατομμύρια έτη. Όμως, η μεγάλη πλειονότητα των άστρων του Γαλαξία μας είναι άστρα σχετικά μικρά και ψυχρά, με επιφανειακή θερμοκρασία χαμηλότερη των 3.500 °C, μάζα που σπάνια υπερβαίνει το 40% της μάζας του Ήλιου και φωτεινότητα αντίστοιχα μικρότερη. Η διάρκεια ζωής αυτών των άστρων είναι πραγματικά τεράστια, αφού υπολογίζεται ότι μπορούν να συνεχίσουν να λάμπουν ακόμη και για δεκάδες δισεκατομμύρια έτη. Αντίθετα, τα μεγαλύτερα άστρα, γνωστά και ως γαλάζιοι γίγαντες, είναι άστρα με 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 δεν διαρκεί περισσότερο από λίγα εκατομμύρια χρόνια.

Οι κόκκινοι γίγαντες αποτελούν τη φυσιολογική εξέλιξη των άστρων με μέγεθος από 0,8 έως 8 ηλιακές μάζες και είναι φωτεινά και σχετικά ψυχρά άστρα με φασματικό τύπο  F, G, K, και Μ, τα οποία συνωστίζονται στο μέσο-δεξιά τμήμα του διαγράμματος, πάνω από την Κύρια Ακολουθία. Εν τέλει, τα άστρα αυτά θα εκτινάξουν τις εξωτερικές τους στοιβάδες στο διάστημα, σχηματίζοντας πανέμορφα νεφελώματα, στο κέντρο των οποίων ο πυρήνας τους έχει συμπιεστεί σε έναν λευκό νάνο.

Άστρα μεγαλύτερα των 8 περίπου ηλιακών μαζών, μόλις καταναλώσουν το υδρογόνο του πυρήνα τους, «εγκαταλείπουν» την Κύρια Ακολουθία και «μετακινούνται» προς τον κλάδο των υπεργιγάντων, στο άνω δεξιά τμήμα του διαγράμματος. Οι κόκκινοι υπεργίγαντες είναι ιδιαίτερα φωτεινά και σχετικά ψυχρά άστρα, τα οποία διανύουν τα τελευταία στάδια της εξέλιξής τους, ενώ, χάρη στην τεράστια μάζα τους, έχουν τη δυνατότητα να συντήκουν όλο και βαρύτερα στοιχεία στο εσωτερικό τους. Εν τέλει, τα περισσότερα από 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, ενώ κάποια, ελάχιστα, αλλά πραγματικά τεράστια άστρα, θα καταρρεύσουν απευθείας σε μαύρες τρύπες.

Οι λευκοί νάνοι, τέλος, δηλαδή τα άστρα που βρίσκονται στο κάτω αριστερό άκρο του διαγράμματος, αποτελούν το τελικό στάδιο της εξέλιξης των άστρων, με μάζα παραπλήσια με αυτή του Ήλιου, τα οποία όπως, είπαμε νωρίτερα, εξελίχθηκαν πρώτα σε κόκκινους γίγαντες. Όπως φαίνεται και στο διάγραμμα H–R, οι λευκοί νάνοι έχουν ιδιαίτερα υψηλές θερμοκρασίες και μάζες που δεν υπερβαίνουν τις 1,4 ηλιακές μάζες.

/appdata/usertexts/images/planitario/astropili/thema_mina/eso0728c.jpg

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