Κύρια αστέρια ακολουθίας: σύνθεση υδρογόνου
Linas JuozėnasΚοινοποίηση
Αψίδα της γνώσης · Σύμπαν · Κεφάλαιο 04 / Άρθρο 02
Αστέρια της κύριας ακολουθίας
Κατά το μεγαλύτερο μέρος της ζωής ενός αστεριού, όσο λαμβάνουν χώρα πυρηνικές αντιδράσεις, το υδρογόνο στον πυρήνα του μετατρέπεται σε ήλιο. Το φως φαίνεται σταθερό, επειδή το αστέρι προσαρμόζει συνεχώς τη δομή του και καταναλώνει αργά τα καύσιμά του.
Τι διατηρεί τη λάμψη ενός αστεριού;
Ο Ήλιος λάμπει εδώ και δισεκατομμύρια χρόνια. Αυτό είναι δυνατό χάρη στα τεράστια αποθέματα υδρογόνου, στη βραδεία μετατροπή του σε ήλιο και στην εσωτερική δομή που ανταποκρίνεται στις μεταβολές του ενεργειακού ισοζυγίου.
Η λεγόμενη κύρια ακολουθία είναι το στάδιο κατά το οποίο η συνεχής σύντηξη υδρογόνου στον πυρήνα αποτελεί την κυρίαρχη μακροπρόθεσμη πηγή ενέργειας. Σε αυτήν ανήκουν οι αμυδροί ερυθροί νάνοι, αστέρια παρόμοια με τον Ήλιο και εκτυφλωτικά φωτεινά αστέρια μεγάλης μάζας, με πολύ διαφορετικές διάρκειες ζωής.[1], [3]
Στο προηγούμενο άρθρο παρακολουθήσαμε πώς σχηματίζονται τα μοριακά νέφη και τα πρωτοάστρα. Εδώ εξετάζουμε τη μακρόβια αστρική δομή που σχηματίζεται με αυτόν τον τρόπο.
Πού βρίσκεται ένα αστέρι της κύριας ακολουθίας στο διάγραμμα;
Η λεγόμενη διάγραμμα Χέρτσπρουνγκ-Ράσελ, που συνήθως συντομογραφείται ως διάγραμμα H–R, συγκρίνει τη συνολική ισχύ που εκπέμπει ένα αστέρι -τη φωτεινότητά του- με την ενεργό θερμοκρασία της επιφάνειάς του. Κατά σύμβαση, τα θερμότερα αστέρια βρίσκονται αριστερά και τα ψυχρότερα δεξιά.
Τα άστρα της κύριας ακολουθίας καταλαμβάνουν μια ευρεία ζώνη, από τα θερμά, μεγάλης φωτεινότητας άστρα επάνω αριστερά έως τα ψυχρά, αμυδρά άστρα κάτω δεξιά. Στη ζώνη αυτή συγκρίνονται κυρίως άστρα διαφορετικής μάζας. Καθώς αλλάζει το εσωτερικό ενός άστρου, αυτό κινείται κατά μήκος της εξελικτικής του τροχιάς.[14]
Η θερμοκρασία της επιφάνειας και η θερμοκρασία του πυρήνα είναι διαφορετικά μεγέθη. Η ενεργός θερμοκρασία της επιφάνειας του Ήλιου είναι περίπου 5 800 K, ενώ σύμφωνα με τα μοντέλα η θερμοκρασία στο κέντρο του φτάνει περίπου τα 15,7 εκατομμύρια K.[2]
Σημαντική είναι και η ακτίνα. Ένας μεγάλος γίγαντας μπορεί να εκπέμπει έντονα, παρόλο που η επιφάνειά του είναι ψυχρή, ενώ ένας συμπαγής λευκός νάνος μπορεί να είναι θερμός αλλά να έχει χαμηλή φωτεινότητα. Επομένως, η θερμοκρασία από μόνη της δεν δείχνει ούτε τη φωτεινότητα του άστρου ούτε αν ανήκει στην κύρια ακολουθία.[14]
Γιατί το άστρο ούτε καταρρέει ούτε διαλύεται;
Στα βάθη ενός άστρου η πίεση είναι μεγαλύτερη από ό,τι κοντά στην επιφάνειά του. Αυτή η μείωση της πίεσης προς τα έξω δημιουργεί δύναμη αντίθετη στη βαρύτητα. Σε κατά προσέγγιση υδροστατική ισορροπία, η δύναμη λόγω της βαθμίδας πίεσης αντισταθμίζει τη βαρυτική δύναμη που κατευθύνεται προς τα μέσα.
Σε ένα άστρο παρόμοιο με τον Ήλιο, τη μεγαλύτερη συνεισφορά έχει η πίεση των αερίων, που προκαλείται από τα θερμά σωματίδια. Η ακτινοβολία δημιουργεί επίσης πίεση, η σημασία της οποίας αυξάνεται στα άστρα μεγάλης μάζας. Η πυρηνική σύντηξη αναπληρώνει τα ενεργειακά αποθέματα· δεν αποτελεί από μόνη της μηχανική δύναμη που κατευθύνεται προς τα έξω.[1], [2]
Η ισορροπία της πίεσης σε μία εξίσωση
dP/dr = −G M(r) ρ / r2
Η εξίσωση περιγράφει ένα σχεδόν στατικό, σφαιρικό άστρο. Η περιστροφή και άλλοι πιο σύνθετοι παράγοντες ενδέχεται να απαιτούν λεπτομερέστερη περιγραφή.[1]
Απλοποιημένος αστρικός θερμοστάτης
Η διαστολή μπορεί να ψύξει το εσωτερικό του άστρου
Καθώς μεταβάλλεται η ποσότητα ενέργειας στο άστρο, αυτό μπορεί να διαστέλλεται. Υπό συνήθεις συνθήκες της κύριας ακολουθίας, η ψύξη επιβραδύνει τις αντιδράσεις πυρηνικής σύντηξης που είναι ευαίσθητες στη θερμοκρασία, συμβάλλοντας στην αποκατάσταση της ισορροπίας.
Η συστολή μπορεί να αυξήσει τη θερμοκρασία
Καθώς ένα άστρο συστέλλεται, απελευθερώνεται ενέργεια λόγω της βαρύτητας. Η θέρμανση μπορεί να επιταχύνει την πυρηνική σύντηξη και έτσι να συμβάλει στην αντιστάθμιση της ενεργειακής έλλειψης.
Αυτή η εξήγηση ισχύει για τη συνήθη ύλη στο εσωτερικό των άστρων, η οποία συμπεριφέρεται κυρίως σαν ιδανικό αέριο. Οι χρονικές κλίμακες διατήρησης της μηχανικής ισορροπίας και θερμικής προσαρμογής διαφέρουν, ενώ η δομή του άστρου συνεχίζει να εξελίσσεται ακόμη και όταν διατηρούνται κατά προσέγγιση τόσο η μηχανική όσο και η θερμική ισορροπία.[1]
Ακόμη και όταν η πυρηνική καύση στον πυρήνα ενός άστρου είναι σταθερή, η επιφάνειά του μπορεί να είναι ενεργή. Οι κηλίδες, οι εκλάμψεις και οι ταλαντώσεις μπορούν να μεταβάλλουν την παρατηρούμενη λάμψη του άστρου, χωρίς να διακόπτουν τη φάση της κύριας ακολουθίας του.
Πώς τροφοδοτεί η σύντηξη υδρογόνου ένα άστρο με ενέργεια;
Στον θερμό αστρικό πυρήνα, το υδρογόνο είναι ιονισμένο: οι πυρήνες του είναι πρωτόνια που κινούνται ανάμεσα σε ελεύθερα ηλεκτρόνια. Κατά τη διάρκεια μιας ακολουθίας αντιδράσεων, το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο. Η μάζα των προϊόντων των αντιδράσεων είναι λίγο μικρότερη από εκείνη των αρχικών υλικών και αυτή η διαφορά απελευθερώνεται με τη μορφή ενέργειας.
Περίπου το 0,7 % της μάζας του υδρογόνου που συμμετέχει στις αντιδράσεις μετατρέπεται σε ενέργεια κατά τη συνολική διαδικασία μετατροπής του υδρογόνου σε ήλιο. Μέρος της ενέργειας μεταφέρεται από νετρίνα· η υπόλοιπη συμβάλλει στη θέρμανση του άστρου και στη διατήρηση της φωτεινότητάς του.[3]
Αλυσίδες πρωτονίου-πρωτονίου
Αυτά τα δίκτυα αντιδράσεων ξεκινούν από πυρήνες υδρογόνου. Η αρχική αντίδραση πρωτονίου-πρωτονίου περιλαμβάνει ένα αργό στάδιο ασθενούς αλληλεπίδρασης, κατά το οποίο ένα πρωτόνιο μετατρέπεται σε νετρόνιο, επιτρέποντας έτσι τον σχηματισμό δευτερίου.
Οι μεταγενέστερες αντιδράσεις παράγουν ήλιο. Η συνήθης περιγραφή τριών σταδίων αντιστοιχεί σε έναν κλάδο που ονομάζεται pp I· πραγματοποιούνται και αντιδράσεις άλλων κλάδων.
Κύκλοι CNO
Οι πυρήνες άνθρακα, αζώτου και οξυγόνου συμμετέχουν ως καταλύτες σε μια άλλη οδό αντιδράσεων μετατροπής του υδρογόνου σε ήλιο. Η παρουσία τους διευκολύνει τη λειτουργία του δικτύου αντιδράσεων· το κύριο τελικό προϊόν του παραμένει το ήλιο.
Η σχετική συμβολή αυτών των οδών αντιδράσεων εξαρτάται από τη θερμοκρασία και τη σύσταση, επομένως δεν υπάρχει μία καθολική τιμή μάζας ή θερμοκρασίας άστρου στην οποία όλα τα άστρα μεταβαίνουν από τη μία οδό αντιδράσεων στην άλλη.[3]
Και οι δύο μηχανισμοί λειτουργούν στον Ήλιο. Τα νετρίνα CNO που ανιχνεύθηκαν με το πείραμα Borexino επιβεβαίωσαν ότι ο κύκλος CNO συμβάλλει στη σύντηξη που πραγματοποιείται στον Ήλιο, αν και το μεγαλύτερο μέρος της ισχύος του Ήλιου παρέχεται από την αλυσίδα πρωτονίου-πρωτονίου.[6]
Και οι δύο οδοί αντιδράσεων βασίζονται στην κβαντική σήραγγα, η οποία επιτρέπει στους φορτισμένους πυρήνες να πλησιάσουν αρκετά ώστε να πραγματοποιηθεί μια αντίδραση, παρά την ηλεκτρική τους άπωση. Τα επιμέρους στάδια αυτών των αντιδράσεων εξετάζονται σε άλλο άρθρο, Οδοί πυρηνικής σύντηξης.
Πώς φτάνει η ενέργεια στην επιφάνεια;
Η ενέργεια στο εσωτερικό των άστρων μεταφέρεται κυρίως με μεταφορά μέσω ακτινοβολίας και με συναγωγή. Η ακτινοβολία διαδίδεται μέσω διάχυσης, με επαναλαμβανόμενες διεργασίες απορρόφησης, εκπομπής και σκέδασης. Η συναγωγή μεταφέρει ενέργεια με μακροσκοπικές κινήσεις αερίων, όταν η διαστρωμάτωση γίνεται ασταθής.
Σε μια συγκεκριμένη περιοχή μπορεί να παράγεται πυρηνική ενέργεια και να μεταφέρεται με ακτινοβολία ή να παράγεται ενέργεια και να μεταφέρεται με συναγωγή. Επομένως, το σημείο όπου πραγματοποιείται η σύντηξη από μόνο του δεν αποκαλύπτει τον μηχανισμό μεταφοράς ενέργειας.
Συναγωγή σε όλο το άστρο
Τα άστρα πολύ μικρής μάζας, με μάζα μικρότερη από περίπου 0,35 ηλιακές μάζες, είναι συνήθως πλήρως συναγωγικά. Το όριο αυτής της μετάβασης εξαρτάται από το μοντέλο και τη σύσταση· οι μεγαλύτεροι νάνοι τύπου M μπορεί να έχουν περιοχές μεταφοράς με ακτινοβολία.[4]
Εσωτερικά: μεταφορά με ακτινοβολία, εξωτερικά: συναγωγή
Ο πυρήνας όπου πραγματοποιείται σύντηξη βρίσκεται στην εσωτερική περιοχή μεταφοράς με ακτινοβολία του άστρου. Το συναγωγικό περίβλημα του Ήλιου αρχίζει περίπου στο 71 % της ακτίνας του, μετρώντας από το κέντρο.[2]
Συναγωγικός πυρήνας
Η πολύ συγκεντρωμένη παραγωγή ενέργειας συχνά οδηγεί στον σχηματισμό ενός συναγωγικού πυρήνα, ενώ στο περίβλημα που τον περιβάλλει κυριαρχεί κυρίως η μεταφορά με ακτινοβολία. Μπορεί επίσης να σχηματιστούν επιπλέον τοπικές ζώνες συναγωγής.[9]
Πώς να διαβάσετε τα διαγράμματα τομών: Το γαλαζοπράσινο χρώμα δείχνει τη συναγωγή, ενώ το χρυσό τη μεταφορά με ακτινοβολία. Το πορτοκαλί δείχνει την κεντρική περιοχή σύντηξης ενός άστρου παρόμοιου με τον Ήλιο, η οποία αποτελεί μέρος της εσωτερικής περιοχής μεταφοράς με ακτινοβολία του· στον πυρήνα ενός άστρου μεγάλης μάζας πραγματοποιείται σύντηξη υδρογόνου και η ενέργεια μεταφέρεται με συναγωγή. Οι γραμμές ακτινοβολίας συμβολίζουν τη διάχυση ενέργειας μέσω πολλών αλληλεπιδράσεων. Τα άστρα απεικονίζονται στο ίδιο μέγεθος και οι αναλογίες των στρωμάτων είναι σχηματικές.
Η μεταφορά με συναγωγή αναμειγνύει επίσης την ύλη. Μπορεί να φέρει νέο υδρογόνο στην περιοχή καύσης και να ανακατανείμει το ήλιο. Η ποσότητα της ύλης που αναμειγνύεται επηρεάζει τα διαθέσιμα αποθέματα καυσίμου και τη μετέπειτα εξέλιξη του άστρου.[4], [9]
Γιατί τα άστρα μεγαλύτερης μάζας ζουν λιγότερο;
Καθώς αυξάνεται η μάζα ενός άστρου, περιέχει περισσότερο υδρογόνο, αλλά ταυτόχρονα μεταβάλλονται η εσωτερική πίεση, η θερμοκρασία και η εκπεμπόμενη ισχύς του. Στο μεγαλύτερο μέρος της κύριας ακολουθίας, η φωτεινότητα αυξάνεται πολύ ταχύτερα από τη μάζα. Γι’ αυτό τα άστρα μεγάλης μάζας καταναλώνουν τα καύσιμά τους πολύ γρηγορότερα.
tMS ∝ f M / L
Η συχνά αναφερόμενη σχέση L ∝ M3,5 είναι κατά προσέγγιση και ισχύει μόνο σε περιορισμένα εύρη μαζών. Οι παρατηρήσεις απομονωμένων διπλών άστρων δείχνουν ότι απαιτούνται διαφορετικές κλίσεις σε διαφορετικά εύρη μαζών. Η εφαρμογή του ίδιου εκθέτη σε όλους τους ερυθρούς νάνους και στα άστρα μεγάλης μάζας οδηγεί σε παραπλανητικά αποτελέσματα.[10]
| Παράδειγμα άστρου | Κατά προσέγγιση διάρκεια ζωής | Γιατί πρόκειται μόνο για κατά προσέγγιση εκτίμηση |
|---|---|---|
| Μικρός ερυθρός νάνος Περίπου 0,1 M⊙ |
Μερικές χιλιάδες δισεκατομμύρια έτη | Αυτή είναι η διάρκεια που προβλέπουν τα αστρικά μοντέλα· το Σύμπαν είναι ακόμη πολύ νεαρό για να έχει ήδη ολοκληρώσει αυτό το στάδιο ένα τέτοιο μεμονωμένο άστρο.[7] |
| Άστρο παρόμοιο με τον Ήλιο Περίπου 1 M⊙ |
Περίπου 10 δισεκατομμύρια έτη | Στρογγυλοποιημένη διάρκεια που υπολογίστηκε με ηλιακό μοντέλο. Οι λεπτομέρειες εξαρτώνται από τη χημική σύσταση και την προηγούμενη εξέλιξη.[8] |
| Άστρο μεγάλης μάζας Περίπου 12 M⊙ |
Περίπου 15–20 εκατομμύρια έτη | Ενδεικτικά μοντέλα ηλιακής μεταλλικότητας, βασισμένα σε διαφορετικές παραδοχές για την περιστροφή.[9] |
| Πολύ μεγάλης μάζας άστρο Περίπου 60 M⊙ |
Μερικά εκατομμύρια έτη | Η υψηλή φωτεινότητα, η ανάμειξη της ύλης, οι αστρικοί άνεμοι και η μεταβαλλόμενη μάζα επηρεάζουν όλα τη διάρκεια ζωής.[9] |
Το M⊙ δηλώνει μία ηλιακή μάζα. Οι τιμές είναι κατά προσέγγιση διάρκειες ολόκληρου του σταδίου και όχι ο χρόνος ζωής που απομένει σε συγκεκριμένα παρατηρούμενα άστρα.
Οι πλήρως συναγωγικοί ερυθροί νάνοι μπορούν να αξιοποιήσουν μεγαλύτερο μέρος των αποθεμάτων υδρογόνου τους από τα άστρα των οποίων οι πυρήνες καύσης καυσίμου είναι απομονωμένοι από το μεγαλύτερο μέρος του περιβλήματος. Η χαμηλή φωτεινότητά τους και η αποτελεσματική ανάμειξη της ύλης εξηγούν από κοινού την εξαιρετικά μεγάλη διάρκεια ζωής τους.[7]
Πώς εξελίσσεται ο Ήλιος όσο βρίσκεται ακόμη στην κύρια ακολουθία;
Τα ηλιακά μοντέλα περιγράφουν ένα άστρο που σταδιακά γινόταν πιο φωτεινό. Στην αρχή της κύριας ακολουθίας, ο Ήλιος εξέπεμπε μόνο περίπου το 70 % της σημερινής του ισχύος, επομένως το σταθερό στάδιο δεν σημαίνει σταθερή φωτεινότητα.[8]
Καθώς το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο, αλλάζουν η σύσταση του πυρήνα και ο αριθμός των σωματιδίων που δημιουργούν πίεση ανά μονάδα μάζας. Το εσωτερικό του άστρου προσαρμόζεται και η κεντρική θερμοκρασία και φωτεινότητά του μεταβάλλονται. Σε όλη αυτή την αργή μεταμόρφωση, το άστρο μπορεί να παραμένει κοντά σε ισορροπία.[2]
Κύρια ακολουθία μηδενικής ηλικίας
Η λεγόμενη ZAMS είναι το σημείο αναφοράς των μοντέλων για την έναρξη του σταδίου της κύριας ακολουθίας. Η «μηδενική ηλικία» δεν αναιρεί την προηγούμενη περίοδο ανάπτυξης και συστολής του πρωτοάστρου.
Τελική ηλικία της κύριας ακολουθίας
Το όριο TAMS σηματοδοτεί το τέλος της σταθερής καύσης υδρογόνου στον πυρήνα. Ακόμη και όταν το κέντρο φτάσει σε αυτό το στάδιο, άλλα μέρη του άστρου μπορεί να εξακολουθούν να περιέχουν άφθονο υδρογόνο.
Η μάζα είναι ο σημαντικότερος παράγοντας, αλλά παίζουν ρόλο και άλλοι
Η χημική σύσταση επηρεάζει την αδιαφάνεια, την ποσότητα διαθέσιμων καυσίμων και τον ρυθμό των αντιδράσεων. Οι αστρονόμοι αποκαλούν «μέταλλα» τα στοιχεία βαρύτερα από το ήλιο· η αφθονία τους συμβάλλει στις αλλαγές της θέσης και της εξέλιξης ενός άστρου. Η περιστροφή και η εσωτερική ανάμειξη μπορούν να μεταβάλουν την ποσότητα καυσίμου που είναι διαθέσιμη στον πυρήνα και να παρατείνουν την προβλεπόμενη διάρκεια ζωής στην κύρια ακολουθία.[9]
Πώς προσδιορίζουν οι αστρονόμοι τι συμβαίνει στο εσωτερικό ενός άστρου;
Η μετρούμενη λαμπρότητα επιτρέπει τον προσδιορισμό της φωτεινότητας μόνο αφού ληφθούν υπόψη η απόσταση και η εξασθένηση του φωτός μεταξύ του άστρου και του παρατηρητή. Τα φάσματα βοηθούν στον προσδιορισμό της ενεργού θερμοκρασίας και της χημικής σύστασης της επιφάνειας. Οι παράλλαξες και η φωτομετρία της «Gaia» αποκαλύπτουν λεπτομερείς αστρικές ακολουθίες και την επίδραση διαφορετικών πληθυσμών.[14]
Τροχιές διπλών συστημάτων
Η κίνηση κατάλληλων διπλών άστρων, μαζί με τη γεωμετρία των τροχιών τους, επιτρέπει τη μέτρηση των μαζών τους. Οι εκλείψεις μπορούν επίσης να περιορίσουν τις τιμές των ακτίνων και έτσι να προσφέρουν αυστηρούς ελέγχους των αστρικών μοντέλων.[10]
Ταλαντώσεις άστρων
Στην αστεροσεισμολογία, οι κανονικότητες των ταλαντώσεων χρησιμοποιούνται για τον περιορισμό της εσωτερικής δομής και, σε κατάλληλα άστρα, των παραμέτρων περιστροφής και ανάμειξης. Διαφορετικοί τρόποι ταλάντωσης επιτρέπουν τη μελέτη διαφορετικών περιοχών.[15]
Ηλιακά νετρίνα
Τα νετρίνα διαφεύγουν εύκολα από το εσωτερικό του Ήλιου και αποτελούν μαρτυρία των πυρηνικών αντιδράσεων που λαμβάνουν χώρα εκεί. Παρέχουν πληροφορίες συμπληρωματικές προς τα δεδομένα για το επιφανειακό φως και τις ταλαντώσεις.[6]
Τα αστρικά σμήνη προσφέρουν ένα κοινό ρολόι
Πολλά άστρα ενός σμήνους σχηματίστηκαν μέσα σε σχετικά σύντομο χρονικό διάστημα. Τα μέλη με τη μεγαλύτερη μάζα εξαντλούν πρώτα το υδρογόνο του πυρήνα τους, σχηματίζοντας το σημείο αποχώρησης από την κύρια ακολουθία στο διάγραμμα του σμήνους.
Οι αστρονόμοι συγκρίνουν αυτή την τάση με ισόχρονες, δηλαδή προβλέψεις μοντέλων για άστρα ίδιας ηλικίας αλλά διαφορετικής μάζας. Η εκτίμηση της ηλικίας εξαρτάται από τη χημική σύσταση, την απόσταση, την εξασθένηση του φωτός, την ανάμειξη και άλλες παραδοχές. Το χρώμα και η φωτεινότητα δεν αρκούν για να προσδιοριστεί με μοναδικό τρόπο η ηλικία κάθε μεμονωμένου άστρου.[11]
Γιατί μερικά άστρα ενός σμήνους μπορεί να φαίνονται απροσδόκητα νέα;
Οι μπλε αποστάτες βρίσκονται ψηλότερα και είναι πιο μπλε από το συνηθισμένο σημείο αποχώρησης από την κύρια ακολουθία σε ένα σμήνος. Η μεταφορά μάζας ή οι συγχωνεύσεις μπορούν να δημιουργήσουν άστρα μεγαλύτερης μάζας, η εμφάνιση των οποίων δεν αντιστοιχεί πλέον στην ιστορία ενός απομονωμένου άστρου της ίδιας ηλικίας.
Πρόκειται για φαινομενική ανανέωση λόγω της αλλαγής στη μάζα και στα αποθέματα καυσίμου. Δεν μηδενίζει τον χρόνο που έχει περάσει από τον σχηματισμό των αρχικών άστρων.[13]
Τα πολυπληθέστερα άστρα δεν είναι απαραίτητα και οι μεγαλύτερες πηγές φωτός
Τα άστρα μικρής μάζας μπορεί να αποτελούν την πλειονότητα των άστρων ενός πληθυσμού, αλλά να συνεισφέρουν σχετικά μικρό ποσοστό της συνολικής του φωτεινότητας. Οι γίγαντες και άλλα εξελιγμένα άστρα μπορεί να κυριαρχούν σε ορισμένες περιοχές μηκών κύματος, ιδιαίτερα σε παλαιότερους πληθυσμούς. Για να ερμηνεύσουμε το φως ενός γαλαξία, πρέπει να λάβουμε υπόψη την ποικιλία μαζών και εξελικτικών σταδίων των άστρων του.[12]
Τι συμβαίνει μετά την κύρια ακολουθία;
Όταν ένα άστρο παρόμοιο με τον Ήλιο εξαντλήσει το υδρογόνο του, απομένει ένας πυρήνας πλούσιος σε ήλιο, ο οποίος συστέλλεται, ενώ η σύντηξη υδρογόνου συνεχίζεται στο περιβάλλον στρώμα. Καθώς αναδιαμορφώνεται ολόκληρη η δομή, το περίβλημα διαστέλλεται και το άστρο περνά από τα στάδια εξέλιξης του υπογίγαντα και του ερυθρού γίγαντα.[16]
Ο μεταβαλλόμενος πυρήνας, η απελευθέρωση ενέργειας σε ένα στρώμα και η δομή του περιβλήματος καθορίζουν από κοινού τον τρόπο με τον οποίο διαστέλλεται ένα άστρο.
Ένα εντελώς διαφορετικό προβλεπόμενο μέλλον
Σύμφωνα με τα μοντέλα, τα άστρα που καίνε υδρογόνο με τη μικρότερη μάζα μπορούν να αξιοποιήσουν πολύ μεγαλύτερο μέρος των καυσίμων τους και να αποφύγουν το συνηθισμένο στάδιο του γίγαντα. Η ύστερη εξέλιξή τους παραμένει πρόβλεψη που εκτείνεται πολύ πέρα από τη σημερινή ηλικία του Σύμπαντος.[7]
Περαιτέρω καύση καυσίμου και αστρικά υπολείμματα
Τα άστρα που μοιάζουν με τον Ήλιο καίνε τελικά ήλιο και αφήνουν πίσω τους λευκούς νάνους. Τα άστρα μεγάλης μάζας περνούν από επιπλέον στάδια, όμως η έκβαση της κατάρρευσης του πυρήνα εξαρτάται από τη δομή που διαμορφώθηκε κατά την εξέλιξή τους· ένας λαμπρός υπερκαινοφανής δεν είναι δεδομένος.[16], [17]
Η φάση της κύριας ακολουθίας καθορίζει τη χημική σύσταση και την εσωτερική δομή με τις οποίες το άστρο ξεκινά αυτά τα μεταγενέστερα στάδια. Γι’ αυτό, για να κατανοήσουμε ποια υπολείμματα σχηματίζονται αργότερα, πρέπει να κατανοήσουμε την κατανάλωση καυσίμων και την ανάμειξη της ύλης σε αυτή τη φάση.
Αυτοί οι μεταγενέστεροι κλάδοι της εξέλιξης εξετάζονται στα άρθρα Άστρα μικρής μάζας: ερυθροί γίγαντες και λευκοί νάνοι και Άστρα μεγάλης μάζας: υπεργίγαντες και υπερκαινοφανείς από κατάρρευση πυρήνα.
Το εσωτερικό ενός άστρου που λάμπει σταθερά αλλάζει.
Σε ένα άστρο της κύριας ακολουθίας, η πίεση εξισορροπεί τη βαρύτητα και το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο. Η μάζα, η χημική του σύσταση και η ανάμειξη της ύλης καθορίζουν πόσο έντονα λάμπει και για πόσο καιρό επαρκούν τα διαθέσιμα καύσιμά του.
Οι οδοί πυρηνικής σύντηξης —τα δίκτυα αντιδράσεων που καθιστούν δυνατή αυτή τη μακρά φάση της αστρικής εξέλιξης— εξετάζονται αναλυτικότερα παρακάτω.
Πηγές και περαιτέρω βιβλιογραφία
Επιστημονικά άρθρα, ανασκοπήσεις συγγραφέων και σημειώσεις διαλέξεων για τη δομή των άστρων. Οι αριθμητικές τιμές διάρκειας ζωής είναι ενδεικτικά αποτελέσματα μοντέλων. Το διάγραμμα H–R και οι απεικονίσεις του εσωτερικού των άστρων είναι σχηματικές επεξηγήσεις· η θέση αναφοράς του Ήλιου επισημαίνεται ξεχωριστά.
- Pols (2011) — Δομή και εξέλιξη των άστρωνΣημειώσεις διαλέξεων του συγγραφέα για την υδροστατική ισορροπία, το ενεργειακό ισοζύγιο και την αντίδραση ενός άστρου που υπόκειται στη δική του βαρύτητα στις μεταβολές.
- Christensen-Dalsgaard (2021) — Δομή και εξέλιξη του ΉλιουΗλιακά μοντέλα, μεταφορά ενέργειας στο εσωτερικό του, θερμοκρασία του πυρήνα και περιορισμοί που προκύπτουν από ηλιοσεισμολογικά δεδομένα.
- Acharya κ.ά. (2025) — Πυρηνική σύντηξη στα άστρα III: νέα δεδομένα και θεωρία για άστρα που καίνε υδρογόνοΠυρηνική φυσική των αλυσίδων πρωτονίου-πρωτονίου και των κύκλων CNO.
- Feiden, Skidmore και Jao (2021) — Το χάσμα της Gaia και η φυσική των άστρων μικρής μάζας. I. Το όριο των πλήρως συναγωγικών άστρωνΗ μετάβαση ανάμεσα στα πλήρως συναγωγικά άστρα και στα άστρα που διαθέτουν περιοχές ακτινοβολιακής μεταφοράς.
- Prša κ.ά. (2016) — Ονομαστικές τιμές για επιλεγμένες ηλιακές και πλανητικές παραμέτρους: Ψήφισμα B3 της IAU του 2015Η ονομαστική ενεργός θερμοκρασία του Ήλιου, που χρησιμοποιείται για τον καθορισμό της θέσης του Ήλιου σε ένα σχηματικό διάγραμμα H–R.
- Συνεργασία Borexino (2020) — Πειραματικές ενδείξεις νετρίνων που παράγονται στον Ήλιο κατά τον κύκλο σύντηξης CNOΆμεσες ενδείξεις ότι στον Ήλιο, παράλληλα με τις κυρίαρχες αντιδράσεις πρωτονίου-πρωτονίου, λαμβάνει χώρα και ο κύκλος CNO.
- Adams, Laughlin και Graves (2004) — Ερυθροί νάνοι και το τέλος της κύριας ακολουθίαςΗ προβλεπόμενη διάρκεια ζωής των μικρότερων άστρων που καίνε υδρογόνο, χιλιάδων δισεκατομμυρίων ετών, και η μετέπειτα εξέλιξή τους.
- Schröder και Smith (2008) — Επανεξέταση του απώτερου μέλλοντος του Ήλιου και της ΓηςΗ ηλικία του Ήλιου, η αυξανόμενη λαμπρότητά του και η κατά προσέγγιση διάρκεια του σταδίου της κύριας ακολουθίας του.
- Ekström κ.ά. (2012) — Πλέγματα αστρικών μοντέλων με περιστροφή. I. Μοντέλα από 0,8 έως 120 ηλιακές μάζες, με μεταλλικότητα ίδια με του Ήλιου (Z = 0.014)Ενδεικτικές διάρκειες ζωής άστρων και η επίδραση της περιστροφής για συγκεκριμένη χημική σύσταση.
- Eker κ.ά. (2018) — Συσχετίσεις μάζας-λαμπρότητας, μάζας-ακτίνας και μάζας-ενεργού θερμοκρασίας για άστρα της κύριας ακολουθίαςΕμπειρικές συσχετίσεις, βαθμονομημένες με βάση απομονωμένους διπλούς αστέρες, συμπεριλαμβανομένων των αλλαγών στην κλίση της συσχέτισης μάζας-λαμπρότητας.
- Soderblom (2010) — Ηλικίες των άστρωνΕκτιμήσεις ηλικίας άστρων και σμηνών, οι παραδοχές και οι περιορισμοί τους.
- Conroy (2013) — Μοντελοποίηση της φασματικής κατανομής ενέργειας των γαλαξιών σε όλο το εύρος των μηκών κύματοςΠώς οι αστέρες σε διαφορετικά στάδια εξέλιξης συμβάλλουν στο φως ενός γαλαξία σε διαφορετικά μήκη κύματος.
- Davies (2015) — Διαδρομές σχηματισμού των μπλε απολειπόμενων αστέρωνΜεταφορά μάζας, συγχωνεύσεις και συγκρούσεις ως διαδρομές σχηματισμού αστέρων πάνω από το συνηθισμένο σημείο καμπής της κύριας ακολουθίας ενός σμήνους.
- Συνεργασία Gaia (2018) — Η δεύτερη έκδοση δεδομένων Gaia: διαγράμματα Hertzsprung–Russell βασισμένα σε παρατηρήσειςΟι παρατηρούμενες αστρικές ακολουθίες και ο τρόπος με τον οποίο η απόσταση, η φωτομετρία και η επιλογή δείγματος καθορίζουν την εμφάνισή τους.
- Aerts (2021) — Μελέτες της φυσικής του εσωτερικού των αστέρων με μεθόδους αστεροσεισμολογίαςΧρήση των ταλαντώσεων των αστέρων για τον περιορισμό της εσωτερικής δομής, της περιστροφής και της ανάμειξης της ύλης.
- Karakas και Lattanzio (2014) — Ανασκόπηση Dawes αρ. 2: πυρηνοσύνθεση και απόδοση χημικών στοιχείων από μεμονωμένους αστέρες μικρής και μεσαίας μάζαςΕξέλιξη μετά την κύρια ακολουθία, καύση σε στοιβάδες, καύση ηλίου και επιστροφή ύλης στο μεσοαστρικό μέσο.
- Sukhbold κ.ά. (2016) — Υπερκαινοφανείς από κατάρρευση πυρήνα αστέρων από 9 έως 120 ηλιακές μάζες σύμφωνα με μοντέλα εκρήξεων που τροφοδοτούνται από νετρίναΓιατί οι εκβάσεις της κατάρρευσης πυρήνα αστέρων μεγάλης μάζας παρουσιάζουν μεγαλύτερη ποικιλία από ό,τι προβλέπει ένας κανόνας που βασίζεται αποκλειστικά στη μάζα.
Όλα τα άρθρα αυτής της ενότητας
- Μοριακά νέφη και πρωτοαστέρες
- Αστέρες της κύριας ακολουθίας: σύντηξη υδρογόνου — βρίσκεστε εδώ
- Διαδρομές πυρηνικής σύντηξης
- Μικρής μάζας αστέρια: ερυθροί γίγαντες και λευκοί νάνοι
- Μεγάλης μάζας αστέρια: υπεργίγαντες και υπερκαινοφανείς από κατάρρευση πυρήνα
- Αστέρες νετρονίων και πάλσαρ
- Μάγναστρα: εξαιρετικά ισχυρά μαγνητικά πεδία
- Αστρικές μαύρες τρύπες
- Πυρηνοσύνθεση: στοιχεία βαρύτερα από τον σίδηρο
- Διπλά αστέρια και εξωτικά φαινόμενα