Όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα του άστρου, τόσο ταχύτερα καταναλώνει το σύ-
νολο των πυρηνικών του αποθεμάτων. Συνεπώς, τόσο μικρότερο χρονικό διά-στημα παραμένει στην κύρια ακολουθία. Για παράδειγμα, ο Ήλιος μας θα παραμείνει συνολικά στην Κύρια Ακολουθία περίπου 9 δισεκατομμύρια χρό-
νια. H παραμονή ενός άστρου επί της Κύριας Ακολουθίας χαρακτηρίζεται από
τη θερμοπυρηνική σύντηξη του υδρογόνου του πυρήνα και τη μετατροπή του
σε ήλιο.
Μόλις εξαντληθεί το υδρογόνο, παύουν οι πυρηνικές καύσεις και η πίεση στον πυρήνα ελαττώνεται, οπότε δεν είναι πλέον ικανή να συγκρατήσει το βάρος των υπερκείμενων στρωμάτων και έτσι ξαναρχίζει για δεύτερη φορά στην ιστορία του άστρου, η βαρυτική κατάρρευση. Σε αυτή τη φάση, παρόλο που έχουμε έναν πυρήνα από ήλιο, ο οποίος συσ-τέλλεται λόγω της βαρύτητας, εντούτοις το σύνολο του άστρου διαστέλλεται. Αυτό οφεί-
λεται στη θερμοβαθμίδα, δηλαδή στον χωρικό ρυθμό μεταβολής της θερμοκρασίας κατά μήκος της ακτίνας (το πόσο μεταβάλλεται η θερμοκρασία σε μια μικρή μεταβολή της ακ-τίνας, ως προς αυτή τη μεταβολή της ακτίνας), η οποία πρέπει να έχει μικρές τιμές επειδή μόνο έτσι διατηρείται η ενεργειακή ισορροπία.
Επομένως, λόγω της νέας βαρυτικής συστολής, η θερμοκρασία στον πυρήνα αυξάνεται
κατά πολύ και μαζί με αυτήν και η θερμοβαθμίδα. Κατά συνέπεια αυξάνεται η ακτίνα του ώστε να διατηρηθεί σε χαμηλές τιμές η θερμοβαθμίδα. Λόγω της διαστολής του άστρου, δημιουργούνται ρεύματα μεταφοράς που μεταφέρουν στην επιφάνεια του τεράστια ποσά ενέργειας, με αποτέλεσμα η λαμπρότητα του να αυξάνεται κατά πολύ, ενώ η επιφανειακή του θερμοκρασία να ελαττώνεται κάπως λόγω της αύξησης της επιφάνειας από τη διαστολή. Συνεπώς σε αυτή τη φάση, το άστρο απομακρύνεται από την Κύρια Ακολουθία .
Σε αυτή τη φάση το άστρο αποτελείται από έναν αδρανή πυρήνα ηλίου, ενώ η βαρυτική κατάρρευση συνεχίζεται. Λόγω της συνεχούς συστολής, η θερμοκρασία του πυρήνα αυξάνεται. Όταν γίνει ίση με 200.000.000 K, τότε αρχίζουν και πάλι οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις, με το ήλιο αυτή τη φορά να μετατρέπεται σε άνθρακα.
Έτσι, για ακόμα μια φορά η βαρυτική κατάρρευση σταματά και το άστρο παραμένει σε ισορροπία, αφού η πίεση που παράγεται από τις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις αντισταθ-
μίζει τη βαρυτική δύναμη.
Μετά την εξάντληση του ηλίου, ξαναρχίζει η βαρυτική συστολή του πυρήνα, ο οποίος αποτελείται μόνο από άνθρακα. H μετέπειτα εξέλιξη του άστρου είναι αβέβαιη, αφού
δεν είναι σίγουρο αν ο πυρήνας γίνει ποτέ αρκετά θερμός ώστε να αρχίσουν νέες πυρη-
νικές αντιδράσεις που να μετατρέπουν τον άνθρακα σε βαρύτερα στοιχεία.
Όμως η κυριότερη παράμετρος που «αποφασίζει» για την εξέλιξη του άστρου
είναι η μάζα του. Άστρα με μάζες μικρότερες από τη μισή του Ήλιου μας, ποτέ
δεν θα καταφέρουν να φθάσουν στην κατάλληλη θερμοκρασία ώστε να αρχί-
σει η καύση του ηλίου.
Επίσης έχουν κατασκευαστεί μοντέλα προσομοίωσης άστρων για τη φάση της Κύριας Ακολουθίας, που είναι η μεγαλύτερη και η σημαντικότερη φάση στη ζωή ενός άστρου.
Μέχρι σήμερα όλα τα μοντέλα έδειχναν ότι η μάζα των άστρων δεν μπορεί να υπερβαί-
νει τις 100 Ηλιακές μάζες, οπότε η εξέλιξη τους συμβαίνει ομαλά με τον τρόπο που ήδη περιγράψαμε. Αντίθετα, άστρα με μάζα μεγαλύτερη από αυτό το όριο, πολύ σύντομα διαλύονται με μια τιτάνια έκρηξη. Αυτό συμβαίνει διότι μόλις αρχίσουν οι θερμοπυρη-
νικές αντιδράσεις σύντηξης του υδρογόνου, η πίεση που δημιουργείται, με φορά από
το εσωτερικό του πυρήνα προς τα εξωτερικά στρώματα είναι τόσο μεγάλη, που η βα-
ρύτητα αδυνατεί να την αντισταθμίσει και το άστρο οδηγείται σε έκρηξη.
Εντούτοις νέες έρευνες έδειξαν ότι κάτω από ορισμένες συνθήκες είναι δυνατή η δημι-ουργία πολύ μεγαλύτερων άστρων από το προαναφερόμενο όριο, με μάζα μέχρι και
300 φορές εκείνης του Ήλιου.
Πηγές πληροφοριών : NASA, Wikipedia, ΑΠΕ
νολο των πυρηνικών του αποθεμάτων. Συνεπώς, τόσο μικρότερο χρονικό διά-στημα παραμένει στην κύρια ακολουθία. Για παράδειγμα, ο Ήλιος μας θα παραμείνει συνολικά στην Κύρια Ακολουθία περίπου 9 δισεκατομμύρια χρό-
νια. H παραμονή ενός άστρου επί της Κύριας Ακολουθίας χαρακτηρίζεται από
τη θερμοπυρηνική σύντηξη του υδρογόνου του πυρήνα και τη μετατροπή του
σε ήλιο.
Μόλις εξαντληθεί το υδρογόνο, παύουν οι πυρηνικές καύσεις και η πίεση στον πυρήνα ελαττώνεται, οπότε δεν είναι πλέον ικανή να συγκρατήσει το βάρος των υπερκείμενων στρωμάτων και έτσι ξαναρχίζει για δεύτερη φορά στην ιστορία του άστρου, η βαρυτική κατάρρευση. Σε αυτή τη φάση, παρόλο που έχουμε έναν πυρήνα από ήλιο, ο οποίος συσ-τέλλεται λόγω της βαρύτητας, εντούτοις το σύνολο του άστρου διαστέλλεται. Αυτό οφεί-
λεται στη θερμοβαθμίδα, δηλαδή στον χωρικό ρυθμό μεταβολής της θερμοκρασίας κατά μήκος της ακτίνας (το πόσο μεταβάλλεται η θερμοκρασία σε μια μικρή μεταβολή της ακ-τίνας, ως προς αυτή τη μεταβολή της ακτίνας), η οποία πρέπει να έχει μικρές τιμές επειδή μόνο έτσι διατηρείται η ενεργειακή ισορροπία.
Επομένως, λόγω της νέας βαρυτικής συστολής, η θερμοκρασία στον πυρήνα αυξάνεται
κατά πολύ και μαζί με αυτήν και η θερμοβαθμίδα. Κατά συνέπεια αυξάνεται η ακτίνα του ώστε να διατηρηθεί σε χαμηλές τιμές η θερμοβαθμίδα. Λόγω της διαστολής του άστρου, δημιουργούνται ρεύματα μεταφοράς που μεταφέρουν στην επιφάνεια του τεράστια ποσά ενέργειας, με αποτέλεσμα η λαμπρότητα του να αυξάνεται κατά πολύ, ενώ η επιφανειακή του θερμοκρασία να ελαττώνεται κάπως λόγω της αύξησης της επιφάνειας από τη διαστολή. Συνεπώς σε αυτή τη φάση, το άστρο απομακρύνεται από την Κύρια Ακολουθία .
Σε αυτή τη φάση το άστρο αποτελείται από έναν αδρανή πυρήνα ηλίου, ενώ η βαρυτική κατάρρευση συνεχίζεται. Λόγω της συνεχούς συστολής, η θερμοκρασία του πυρήνα αυξάνεται. Όταν γίνει ίση με 200.000.000 K, τότε αρχίζουν και πάλι οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις, με το ήλιο αυτή τη φορά να μετατρέπεται σε άνθρακα.
Έτσι, για ακόμα μια φορά η βαρυτική κατάρρευση σταματά και το άστρο παραμένει σε ισορροπία, αφού η πίεση που παράγεται από τις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις αντισταθ-
μίζει τη βαρυτική δύναμη.
Μετά την εξάντληση του ηλίου, ξαναρχίζει η βαρυτική συστολή του πυρήνα, ο οποίος αποτελείται μόνο από άνθρακα. H μετέπειτα εξέλιξη του άστρου είναι αβέβαιη, αφού
δεν είναι σίγουρο αν ο πυρήνας γίνει ποτέ αρκετά θερμός ώστε να αρχίσουν νέες πυρη-
νικές αντιδράσεις που να μετατρέπουν τον άνθρακα σε βαρύτερα στοιχεία.
Όμως η κυριότερη παράμετρος που «αποφασίζει» για την εξέλιξη του άστρου
είναι η μάζα του. Άστρα με μάζες μικρότερες από τη μισή του Ήλιου μας, ποτέ
δεν θα καταφέρουν να φθάσουν στην κατάλληλη θερμοκρασία ώστε να αρχί-
σει η καύση του ηλίου.
Επίσης έχουν κατασκευαστεί μοντέλα προσομοίωσης άστρων για τη φάση της Κύριας Ακολουθίας, που είναι η μεγαλύτερη και η σημαντικότερη φάση στη ζωή ενός άστρου.
Μέχρι σήμερα όλα τα μοντέλα έδειχναν ότι η μάζα των άστρων δεν μπορεί να υπερβαί-
νει τις 100 Ηλιακές μάζες, οπότε η εξέλιξη τους συμβαίνει ομαλά με τον τρόπο που ήδη περιγράψαμε. Αντίθετα, άστρα με μάζα μεγαλύτερη από αυτό το όριο, πολύ σύντομα διαλύονται με μια τιτάνια έκρηξη. Αυτό συμβαίνει διότι μόλις αρχίσουν οι θερμοπυρη-
νικές αντιδράσεις σύντηξης του υδρογόνου, η πίεση που δημιουργείται, με φορά από
το εσωτερικό του πυρήνα προς τα εξωτερικά στρώματα είναι τόσο μεγάλη, που η βα-
ρύτητα αδυνατεί να την αντισταθμίσει και το άστρο οδηγείται σε έκρηξη.
Εντούτοις νέες έρευνες έδειξαν ότι κάτω από ορισμένες συνθήκες είναι δυνατή η δημι-ουργία πολύ μεγαλύτερων άστρων από το προαναφερόμενο όριο, με μάζα μέχρι και
300 φορές εκείνης του Ήλιου.
Πηγές πληροφοριών : NASA, Wikipedia, ΑΠΕ
Δεν υπάρχουν σχόλια:
Δημοσίευση σχολίου