Θα δούμε συνοπτικά τις κατηγορίες των αστέρων που κάθε βράδυ κοσμούν τους ουρανούς μας.
Από: FRASER CAIN
Ένα αστέρι είναι ένα αστέρι, σωστά; Σίγουρα υπάρχουν κάποιες χρωματικές διαφορές όταν τα παρατηρήτε να βρίσκονται επάνω στον νυχτερινό ουρανό.
Αλλά όλα είναι βασικά τα ίδια, μεγάλες μπάλες αερίου που καίγονται μέχρι και δισεκατομμύρια έτη φωτός μακριά μας, σωστά; Λοιπόν, όχι ακριβώς. Στην πραγματικότητα, τα αστέρια είναι τόσο διαφορετικά από οτιδήποτε άλλο στο Σύμπαν, και εμπίπτουν σε μία από τις πολλές διαφορετικές αστρικές ταξινομήσεις οι οποίες βασίζονται στα καθοριστικά χαρακτηριστικά τους.
Συνολικά, υπάρχουν πολλοί διαφορετικοί τύποι αστεριών, που κυμαίνονται από μικροσκοπικούς καφέ νάνους μέχρι ερυθρούς και κυανούς υπεργίγαντες. Υπάρχουν ακόμα και πιο παράξενοι αστέρες, όπως αστέρες νετρονίων και αστέρες τύπου Wolf-Rayet. Και καθώς η εξερεύνηση μας για το Σύμπαν συνεχίζεται, μαθαίνοντας για τα αστέρια που μας αναγκάζουν να επεκτείνουμε τον τρόπο με τον οποίο τα σκεφτόμαστε. Ας ρίξουμε μια ματιά σε όλους αυτούς τους διαφορετικούς τύπους αστέρων που υπάρχουν.
Πρωτοαστέρες:
Ένας πρωτοαστέρας είναι αυτό που υπάρχει πριν σχηματιστεί ένα αστέρι. Πρόκειται για μια συγκέντρωση αερίου το οποίο έχει καταρρεύσει από ένα γιγάντιο μοριακό νέφος. Η φάση της αστρικής εξέλιξης ενός πρωτοαστέρα διαρκεί περίπου 100.000 χρόνια. Με την πάροδο του χρόνου, η βαρύτητα και η πίεση αυξάνονται, αναγκάζοντας τον πρωτοαστέρα να καταρρεύσει. Όλη η ενέργεια η οποία απελευθερώνεται από το πρωτοαστέρα προέρχεται μόνο από την υψηλή θερμοκρασία η οποία προκαλείται από την ενέργεια της βαρύτητας - οι αντιδράσεις πυρηνικής σύντηξης δεν έχουν ξεκινήσει ακόμα.
Διάγραμμα μεγέθους το οποίο δείχνει τον Ήλιο μας (πολύ αριστερά) σε σύγκριση με μεγαλύτερα αστέρια. Εικόνα: earthspacecircle.blogspot.ca
Αστέρες τύπου Τ Ταύρου
Ένα αστέρι τύπου Τ Ταύρου (T Tauri) είναι ένα στάδιο στο σχηματισμό και την εξέλιξη ενός αστεριού ακριβώς πριν γίνει ένα αστέρι της κύριας ακολουθίας. Η φάση αυτή συμβαίνει στο τέλος της φάσης ενός Πρωτοαστέρα, όταν η βαρυτική πίεση η οποία κρατάει σε συνοχή το αστέρι είναι η πηγή της όλης ενέργειας. Τα αστέρια αυτού του τύπου δεν έχουν αρκετή πίεση και θερμοκρασία στους πυρήνες τους για να παράγουν πυρηνική σύντηξη, αλλά μοιάζουν με αστέρια της κύριας ακολουθίας. Έχουν περίπου την ίδια θερμοκρασία αλλά είναι φωτεινότερα επειδή είναι μεγαλύτερα. Τα αστέρια τύπου Τ Ταύρου μπορούν να έχουν μεγάλες περιοχές που να καλύπτονται από ηλιακές ή αστρικές κηλίδες, καθώς και να έχουν έντονες εκλάμψεις ακτίνων Χ και εξαιρετικά ισχυρούς αστρικούς ανέμους. Τα αστέρια θα παραμείνουν στη φάση τύπου Τ Ταύρου για περίπου 100 εκατομμύρια χρόνια.
Αστέρια της Κύριας ακολουθίας:
Η πλειοψηφία όλων των αστεριών στον Γαλαξία μας, και ακόμη και στο σύμπαν, είναι αστέρια της κύριας ακολουθίας. Ο Ήλιος μας είναι ένα αστέρι της κύριας ακολουθίας, καθώς και οι κοντινότεροι γείτονές μας, ο Σείριος και ο Άλφα Κενταύρου Α. Τα αστέρια της κύριας ακολουθίας μπορούν να διαφέρουν ως προς το μέγεθος, τη μάζα και τη φωτεινότητα, αλλά όλα κάνουν το ίδιο πράγμα: μετατρέπουν το Υδρογόνο σε Ήλιο στους πυρήνες τους , απελευθερώνοντας μια τεράστια ποσότητα ενέργειας.
Ένα αστέρι στην κύρια ακολουθία βρίσκεται σε κατάσταση υδροστατικής ισορροπίας (hydrostatic equilibrium). Η βαρύτητα έλκει, πιέζει το άστρο προς τα μέσα και η πίεση από το φως (τα φωτόνια) από όλες τις αντιδράσεις σύντηξης στο αστέρι πιέζουν προς τα έξω. Οι εσωτερικές και εξωτερικές δυνάμεις ισορροπούν η μία με την άλλη, και το αστέρι διατηρεί ένα σφαιρικό σχήμα. Τα αστέρια στην κύρια ακολουθία θα έχουν ένα μέγεθος που εξαρτάται από τη μάζα τους, η οποία καθορίζει την ποσότητα βαρύτητας η οποία τα πιέζει προς τα μέσα.
Το κατώτερο όριο μάζας για ένα αστέρι κύριας ακολουθίας είναι περίπου 0,08 φορές η μάζα του Ήλιου, ή 80 φορές η μάζα του πλανήτη Δία. Αυτή είναι η ελάχιστη ποσότητα βαρυτικής πίεσης που απαιτείται για την έναρξη της σύντηξης στον πυρήνα του άστρου. Τα αστέρια μπορούν θεωρητικά να αυξηθούν σε μάζα περισσότερο από 100 φορές τη μάζα του Ήλιου.
Ερυθρός γίγαντας αστέρας:
Όταν ένα αστέρι έχει καταναλώσει τα πυρηνικά του αποθέματα, δηλαδή κυρίως το Υδρογόνο στον πυρήνα του, η σύντηξη σταματά και το αστέρι δεν παράγει πλέον πίεση προς τα έξω για να αντισταθμίσει την εξωτερική πίεση της βαρύτητας η οποία το συμπιέζει προς το εσωτερικό του. Ένα κέλυφος υδρογόνου γύρω από τον πυρήνα αναφλέγεται συνεχίζοντας τη ζωή του αστέρα, αλλά προκαλεί δραματική αύξηση του μεγέθους του. Το γηραιό πλέον αστέρι έχει γίνει ένας ερυθρός γίγαντας και μπορεί να είναι 100 φορές μεγαλύτερο από ό, τι ήταν στη φάση της κύριας ακολουθίας. Όταν αυτό το Υδρογόνο καίγεται, επιπρόσθετα κοχύλια Ηλίου, αλλά και ακόμη βαρύτερα στοιχεία μπορούν να καταναλωθούν σε αντιδράσεις σύντηξης. Η φάση του ερυθρού γίγαντα στη ζωή ενός αστέρα θα διαρκέσει μερικές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια πριν εξαντληθούν πλήρως τα καύσιμά του και γίνει ένας λευκός νάνος αστέρας.
Λευκός νάνος αστέρας:
Όταν ένα αστέρι έχει εξαντληθεί εντελώς από υδρογόνο στον πυρήνα του και στερείται της μάζας του για να οδηγήσει τα βαρύτερα στοιχεία σε αντίδραση σύντηξης, μετατρέπεται σε ένα Λευκό νάνο αστέρα. Η πίεση από το εξωτερικό φως λόγω της αντίδραση σύντηξης σταματά και το αστέρι καταρρέει προς το εσωτερικό του κάτω από το βάρος της ίδιας του της βαρύτητας. Ένας λευκός νάνος λάμπει γιατί ήταν ένα κάποτε ένα καυτό αστέρι, αλλά πλέον δεν λαμβάνουν χώρα σε αυτό αντιδράσεις σύντηξης. Ένας λευκός νάνος θα συνεχίζει να ψύχεται μόνο μέχρι να εξισωθεί με τη θερμοκρασία υποβάθρου του Σύμπαντος. Αυτή η διαδικασία θα διαρκέσει εκατοντάδες δισεκατομμύρια χρόνια, οπότε κανένας Λευκός νάνος δεν έχει παγώσει αρκετά μέχρι στιγμής.
Ερυθρός νάνος αστέρας:
Πρόκειται για τα πιο συνηθισμένα είδη αστεριών στο Σύμπαν. Είναι αστέρια της κύριας ακολουθίας αλλά έχουν τόσο χαμηλή μάζα που είναι πολύ πιο ψυχρά από αστέρια όπως ο Ήλιος μας. Έχουν όμως και ένα άλλο πλεονέκτημα. Οι ερυθροί νάνοι είναι σε θέση να συντηρήσουν την ανάμειξη του υδρογόνου σαν καύσιμο στον πυρήνα τους, και έτσι μπορούν να διατηρήσουν το καύσιμο τους για πολύ περισσότερο από άλλα αστέρια. Οι αστρονόμοι εκτιμούν ότι μερικοί ερυθροί νάνοι αστέρες θα συνεχίζουν να υφίστανται για πάνω από 10 τρισεκατομμύρια χρόνια. Οι μικρότεροι ερυθροί νάνοι έχουν 0,075 φορές τη μάζα του Ήλιου, ενώ μπορούν να φθάσουν μέχρι και το ήμισυ της Ηλιακής μάζας.
Αστέρες νετρονίων:
Εάν ένα άστρο έχει μάζα μεταξύ 1,35 και 2,1 φορές τη μάζα του Ήλιου, δεν σχηματίζει Λευκό νάνο μετά το πέρας της αστρικής του ζωής. Αντί αυτού, το αστέρι πεθαίνει σε μια καταστροφική έκρηξη Υπερκαινοφανούς γνωστή ως σουπερνόβα, και ο υπόλοιπος πυρήνας μετατρέπεται σε ένα αστέρι νετρονίων. Όπως υποδηλώνει το όνομά του, ένα αστέρι νετρονίων είναι ένα εξωτικό είδος αστέρα το οποίο αποτελείται εξ ολοκλήρου από νετρόνια. Αυτό συμβαίνει επειδή η έντονη βαρύτητα του αστέρα συνθλίβει τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια με αποτέλεσμα να σχηματιστούν νετρόνια. Αν τα αστέρια είναι ακόμα πιο μαζικά, θα γίνουν μαύρες τρύπες αντί για αστέρες νετρονίων μετά την έκρηξη του υπερκαινοφανούς.
Υπεργίγαντες αστέρες:
Τα μεγαλύτερα αστέρια του Σύμπαντος είναι αστέρια υπεργίγαντες. Πρόκειται για κοσμικά...τέρατα έχοντας δεκάδες φορές τη μάζα του Ήλιου. Σε αντίθεση με ένα σχετικά σταθερό αστέρι όπως ο Ήλιος, οι υπεργίγαντες αστέρες καταναλώνουν τα καύσιμά τους δηλαδή το υδρογόνο, με τεράστιο ρυθμό και θα συνεχίζουν να καταναλώνουν όλο το καύσιμο στους πυρήνες τους μέσα σε λίγα μόνο εκατομμύρια χρόνια. Τα αστέρια αυτά ζουν γρήγορα και πεθαίνουν νέα, εκρήγνυνται σαν υπερκαινοφανείς, ενώ διαλύονται πλήρως εκ των έσω κατά τη επιθανάτια διαδικασία.
Όπως μπορείτε να δείτε, τα αστέρια υπάρχουν σε πολλά μεγέθη, χρώματα και ποικιλίες. Γνωρίζοντας ποια είναι τα δεδομένα τους και ποια είναι τα στάδια της ζωής τους, θεωρούνται και είναι σημαντικά όταν πρόκειται για την κατανόηση του σύμπαντος. Οι παράγοντες αυτοί βοηθούν επίσης όταν πρόκειται για τις συνεχιζόμενες προσπάθειές μας να εξερευνήσουμε την τοπική αστρική μας γειτονιά, για να μην αναφέρουμε το κυνήγι της εξωηλιακής ζωής!
Πηγή: universetoday.com
-----------------------------------------*--------------------------------------
Συμπληρωματικές πληροφορίες από το Blog μας
Αντικείμενο Thorne-Żytkow
Ένα αντικείμενο Thorne-Żytkow (TŻO ή TZO), το οποίο ονομάζεται επίσης και υβριδικό αστέρι, είναι ένας υποθετικός τύπος αστέρα όπου ένας ερυθρός γίγαντας ή ένας υπεργίγαντας αστέρας περιέχει ένα αστέρι νετρονίων στον πυρήνα του, σχηματιζόμενο από τη σύγκρουση του γίγαντα με το αστέρι νετρονίων. Τα αντικείμενα αυτά προτάθηκαν από τον Kip Thorne και την Anna Żytkow το 1977. Το 2014, ανακαλύφθηκε ότι το αστέρι HV 2112 ήταν ένας ισχυρός υποψήφιος, αλλά από τότε αυτό αμφισβητήθηκε.
Πηγή: en.wikipedia.org
Φαιός (καφέ) νάνος
Ένας φαιός (καφέ) νάνος (ή καστανός νάνος) δεν είναι ούτε πλανήτης ούτε αστέρας. Χαρακτηρίζεται ως υποαστρικό σώμα και αποτελεί κατά κάποιο τρόπο έναν «αποτυχημένο αστέρα». Λόγω της πολύ μικρής του μάζας, η θερμοκρασία και η πίεση στον πυρήνα του δεν είναι αρκετά υψηλές ώστε να ξεκινήσουν ή να διατηρήσουν τις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις. Αλλά σε αντίθεση με τους πλανήτες, ακτινοβολεί λίγο μέσω της δικής του θερμότητας. Ένας φαιός νάνος θα μπορούσε για κάποια εποχή να είχε ξεκινήσει αντιδράσεις θερμοπυρηνικής σύντηξης, αλλά να μην είχε φτάσει ποτέ σε μια σταθερή κατάσταση, με αποτέλεσμα τελικά να σβήσει.
Πηγή: el.wikipedia.org
