2. 1. Οι αστερισμοί
• Όπως έχουμε δει, από την αρχαιότητα η φαντασία των
ανθρώπων έδωσε ονόματα σε διάφορους σχηματισμούς
αστέρων που παρατηρούμε στον ουρανό.
• Το σχήμα των αστερισμών μεταβάλλεται πολύ αργά σε
σχέση με το χρόνο.
• Οι μεταβολές αυτές δεν μπορύν να γίνουν άμεσα
αντιληπτές
5. 1.3 Ονόματα Αστέρων
• Ο αστερισμός του Περσέα (Perseus). Κάθε αστέρι του
αστερισμού συμβολίζεται με ένα ελληνικό μικρό γράμμα
ανάλογα με την λαμπρότητά του. Έτσι έχουμε τον α Per
(Mirfak), τον β Per (Algol) κ.λ.π.
6. 2. Μονάδες Μέτρησης Αποστάσεων
• Η αστρονομική μονάδα (AU)
– Είναι η μέση απόσταση Γης – Ήλιου.
– 1 AU = 150,000,000 Km
7. 2. Μονάδες Μέτρησης Αποστάσεων
• Το έτος φωτός (ly)
– Είναι η απόσταση που διανύει το φως σε ένα έτος.
– 1 ly = 63240 AU
– 1 ly = 9.46x1012 Km
8. 2. Μονάδες Μέτρησης Αποστάσεων
• Το parsec
– Ηλιοκεντρική Παράλλαξη Αστέρα: Υπολογίζοντας τις συντεταγμένες
του αστέρα στον ουράνιο θόλο σε δύο ημερομηνίες που διαφέρουν
κατά έξι μήνες, μπορούμε να υπολογίσουμε τη γωνία κατά την οποία
μετακινήθηκε ο αστέρας πάνω στον ουράνιο θόλο.
10. 2. Μονάδες Μέτρησης Αποστάσεων
• Το parsec
– Αυτή η γωνία (παράλλαξη) είναι ίση με τη γωνία υπό την οποία
φαίνεται από τον αστέρα 1 AU.
– Ένας αστέρας με παράλλαξη 1 sec της μοίρας λέμε ότι έχει απόσταση
1 parsec (parallax – second)
12. 3 Φυσικά Χαρακτηριστικά Αστέρων
• Λαμπρότητα
– Φαινόμενο Μέγεθος (m)
• Εκφράζει τη λαμπρότητα (φωτεινότητα) του αστέρα όπως αυτός
φαίνεται από τη Γη.
• Το Φαινόμενο μέγεθος εξαρτάται από την πραγματική λαμπρότητα
(φωτεινότητα) του αστέρα και την απόστασή του από τη Γη.
– Απόλυτο Μέγεθος (Μ)
• Είναι το φαινόμενο μέγεθος του αστέρα αν αυτός βρισκόταν σε
απόσταση 10 parsec (32.6 έτη φωτός) από τη Γη.
• M-m = 5 log(r)-5
13. 3 Φυσικά Χαρακτηριστικά Αστέρων
• Λαμπρότητα και Μέγεθος
– Φαινόμενο Μέγεθος (m)
• Εκφράζει τη λαμπρότητα (φωτεινότητα) του αστέρα όπως αυτός
φαίνεται από τη Γη.
• Το Φαινόμενο μέγεθος εξαρτάται από την πραγματική λαμπρότητα
(φωτεινότητα) του αστέρα και την απόστασή του από τη Γη.
– Απόλυτο Μέγεθος (Μ)
• Είναι το φαινόμενο μέγεθος του αστέρα αν αυτός βρισκόταν σε
απόσταση 10 parsec (32.6 έτη φωτός) από τη Γη.
• M-m = 5 log(r)-5
14. 3 Φυσικά Χαρακτηριστικά Αστέρων
• Θερμοκρασία – Χρώμα
– Μπλε χρώμα έχουν οι πιο θερμοί αστέρες (π.χ. Rigel ή β
Orionis, απόσταση 700-900 έτη φωτός, 96,000 φορές πιο
λαμπρός από τον Ήλιο, με ακτίνα 72 φορές μεγαλύτερη)
15. 3 Φυσικά Χαρακτηριστικά Αστέρων
• Θερμοκρασία – Χρώμα
– Μπλε – Λευκό χρώμα (π.χ. ο Σείριος α Canis Major, ο πιο
φωτεινός αστέρας στον νυκτερινό ουρανό. Απόσταση 8.6 έτη
φωτός, 35 φορές πιο λαμπρός από τον Ήλιο, με ακτίνα 2
περίπου φορές μεγαλύτερη. Προσέξτε και το λευκό νάνο συνοδό
του.)
16. 3 Φυσικά Χαρακτηριστικά Αστέρων
• Θερμοκρασία – Χρώμα
– Οι πιο ψυχροί αστέρες έχουν χρώματα λευκό, λευκοκίτρινο
(Ήλιος), κίτρινο, ερυθροκίτρινο και κόκκινο (Betelgeuse ή α
Orioni, απόσταση 640 ly).
17. 3 Φυσικά Χαρακτηριστικά Αστέρων
• Φασματικός Τύπος
– Οι αστέρες εκπέμπουν σε όλο το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα.
Όμως, τα φάσματά τους παρουσιάζουν διαφορές. Έτσι έχουν
καταταχθεί σε κατηγορίες:
• O, B, A, F, G, K, M
• O ήλιος είναι φασματικού τύπου G2.
18. 3 Φυσικά Χαρακτηριστικά Αστέρων
• Το διάγραμμα H-R
– Πως μπορούμε να παρακολουθήσουμε την εξέλιξη ενός αστέρα
όταν η ζωή τους είναι της τάξης των εκατομμυρίων ετών;
– Αν θέλουμε να μελετήσουμε την ανθρώπινη εξέλιξη, μπορούμε
να μελετήσουμε μια μεγάλη τυχαία ομάδα ανθρώπων, όπου θα
βρούμε άτομα κάθε ηλικίας.
– Κάτι αντίστοιχο μπορούμε να κάνουμε και με τους αστέρες.
19. 3 Φυσικά Χαρακτηριστικά Αστέρων
• Το διάγραμμα H-R
– Άξονας x: θερμοκρασία επιφάνειας.
– Άξονας y: Απόλυτο μέγεθος
21. 4. Ποια είναι η πηγή ενέργειας;
• Πυρηνική Σύντηξη.
– Τα πρωτόνια όπως ξέρουμε έχουν θετικό φορτίο.
– Επομένως δύο πρωτόνια πάντα απωθούνται λόγω της
ηλεκτροστατικής δύναμης.
– Όμως, αν δύο πρωτόνια βρεθούν πολύ κοντά τότε μια άλλη
δύναμη η ισχυρή πυρηνική τα δένει μεταξύ τους (Σύντηξη).
Αυτό το φαινόμενο συνοδεύεται συνήθως και από έκλυση
ενέργειας.
22. 4. Ποια είναι η πηγή ενέργειας;
• Πυρηνική Σύντηξη.
– Πώς όμως μπορεί όμως ένα πρωτόνιο να πλησιάσει
κάποιο άλλο, όταν απωθούνται από την ηλεκτροστατική
δύναμη;
– Αυτό μπορεί να συμβεί μόνο όταν τα πρωτόνια κινούνται με
εξαιρετικά μεγάλες ταχύτητες (γιατί;).
– Για να συμβεί λοιπόν πυρηνική σύντηξη σε μια μάζα αέριυ
Υδρογόνου, θα πρέπει αυτό να έχει εξαιρετικά υψηλή
θερμοκρασία (ώστε τα πρωτόνια να αποκτούν υψηλές
ταχύτητες).
– Επιπλέον, το αέριο θα πρέπει να βρίσκεται υπό υψηλή
πίεση (να είναι πιο πυκνό) ώστε να αυξάνεται η πιθανότητα
σύγκρουσης μεταξύ δύο πρωτονίων.
23. 4. Ποια είναι η πηγή ενέργειας;
• Πυρηνική Σύντηξη.
– Αν σε μια μάζα αερίου Υδρογόνου η θερμοκρασία φτάσει
τους 15 ΜΚ και η πυκνότητα του αερίου γίνει 100-200 φορές
μεγαλύτερη από αυτή του νερού, τότε αρχίζει η διαδικασία
της πυρηνικής σύντηξης.
– Στον Ήλιο η διαδικασία που ακολουθείται ονομάζεται
αλυσίδα πρωτονίου-πρωτονίου (p-p). Σε μεγαλύτερους
αστέρες ακολουθείται ο κύκλος CNO.
25. 4. Ποια είναι η πηγή ενέργειας;
• Η αλυσίδα πρωτονίου-πρωτονίου (p-p).
26. 4. Ποια είναι η πηγή ενέργειας;
• Προσοχή. Η διαδικασία της πυρηνικής σύντηξης
γίνεται στο κέντρο των αστέρων και μόνο.
27. 5. Δημιουργία
• Μια μάζα αέριου Υδρογόνου (Η) άρχισε να καταρρέει
λόγω της βαρυτικής δύναμης.
28. 5. Δημιουργία
• Καθώς το αέριο μαζεύεται σε όλο και μικρότερο
χώρο, η πίεση (η πυκνότητα) και η θερμοκρασία
αυξάνονται
29. 5. Δημιουργία
• Ετσί, με την πάροδο εκατομμυρίων ετών
δημιουργείται σιγά - σιγά ένας «πρωτοαστέρας».
30. 1.3 Πώς δημιουργήθηκε;
• Η κατάρρευση του πρωτοαστέρα συνεχίζεται μέχρι
που στον πυρήνα του η θερμοκρασία και η πίεση
γίνονται τόσο μεγάλες ώστε να αρχίσει η
θερμοπυρηνική σύντηξη.
31. 5. Δημιουργία
• Η πίεση ακτινοβολίας (από την πυρηνική σύντηξη)
απωθεί τα αέρια του αστέρα προς τα έξω,
ισορροπώντας τη δύναμη της βαρύτητας. Το αστέρι
βρίσκεται στην κύρια ακολουθία, όπου και μένει για
το μεγαλύτερο διάστημα της ζωής του.
32. 5. Δημιουργία
• Το αστέρι μένει σε αυτό το σταθερό στάδιο (κύρια
ακολουθία) για αρκετά εκατομμύρια χρόνια,
καίγοντας το Υδρογόνο του πυρήνα του.
33. 6. Εξέλιξη
• Η εξέλιξη ενός αστέρα εξαρτάται κυρίως από τη μάζα
του.
– Μικροί Αστέρες (μάζα 0.1 – 0.5 της ηλιακής)
– Μεσαίοι Αστέρες (μάζα 0.5 – 10 ηλιακές)
– Μεγάλοι Αστέρες (μάζα 10 – 50 ηλιακές)
– Πολύ Μεγάλοι Αστέρες (μάζα 50 – 120 ηλιακές)
34. 6.1 Μικροί Αστέρες
• Μικροί Αστέρες (μάζα 0.1 – 0.5 της ηλιακής).
– Είναι οι πιο κοινοί αστέρες στο Σύμπαν.
– Κατά το μεγαλύτερο μέρος της ζωής τους είναι ερυθροί
νάνοι (έχουν πορτοκαλί χρώμα).
– Καίνε Υδρογόνο (πυρηνική σύντηξη) με εξαιρετικά αργό
ρυθμό.
36. 6.1 Μικροί Αστέρες
• Μικροί Αστέρες (μάζα 0.1 – 0.5 της ηλιακής).
– Η παραμονή τους στην κύρια ακολουθία είναι τη τάξης των
μερικών τρισεκατομμυρίων ετών (ηλικία σύμπαντος = 16
δισ. Έτη).
– Επειδή η ηλικία του σύμπαντος είναι πολύ μικρή, σε σχέση
με την διάρκεια παραμονής των ερυθρών αστέρων στην
κύρια ακολουθία, δεν μπορούμε να πούμε με βεβαιότητα τη
συμβαίνει στο τέλος της ζωής τους.
37. 6.1 Μικροί Αστέρες
• Μικροί Αστέρες (μάζα 0.1 – 0.5 της ηλιακής).
– Αστέρες αυτού του μεγέθους δεν θα φτάσουν ποτέ στο
σημείο πυρηνικής σύντηξης Ηλίου.
– Πιστεύεται ότι στο τέλος της ζωής τους, όταν δεν μπορούν
να κάψουν άλλο Υδρογόνο, καταρρέουν υπό την επίδραση
της βαρύτητας και γίνονται λευκοί νάνοι.
38. 6.1 Μικροί Αστέρες
• Μικροί Αστέρες (μάζα 0.1 – 0.5 της ηλιακής).
– Στους λευκούς νάνους, η βαρυτική κατάρρευση σταματάει
εξαιτίας της «πίεσης ηλεκτρονίων».
– Επειδή δεν γίνονται αντιδράσεις πυρηνικής σύντηξης, οι
λευκοί νάνοι σιγά-σιγά χάνουν την θερμότητά τους και
γίνονται όλο και πιο σκοτεινοί.
39. 6.1 Μικροί Αστέρες
• Μικροί Αστέρες (μάζα 0.1 – 0.5 της ηλιακής).
– Στην περίπτωση που ένας λευκός νάνος απορροφήσει ύλη
από ένα γειτονικό αστέρι και ξεπεράσει ένα συγκεκριμένο
όριο μάζας (όριο Chandrasekhar = 1.5 ηλιακές μάζες), τότε
εκρήγνυται (supernova type Ia).
40. 6.2 Μεσαίοι Αστέρες
• Μεσαίοι αστέρες (μάζα 0.5 – 10 ηλιακές).
– Όταν αρχίσει να τελειώνει το Υδρογόνο του πυρήνα, το
αστέρι αρχίζει να καταρρέει υπό την επίδραση της
βαρύτητας. Ο πυρήνας του πλέον αποτελείται από ήλιο.
– Το αστέρι αρχίζει να καίει το υδρογόνο που βρίσκεται γύρω
από τον πυρήνα (αφού δεν υπάρχει άλλο υδρογόνο στον
πυρήνα.
– Η βαρύτητα συμπιέζει το υδρογόνο όλο και περισσότερο,
αναγκάζοντας τον ρυθμό της πυρηνική σύντηξης να
αυξηθεί.
42. 6.2 Μεσαίοι Αστέρες
• Μεσαίοι αστέρες (μάζα 0.5 – 10 ηλιακές).
– Επειδή η ακτινοβολία από την σύντηξη υδρογόνου έχει
αυξηθεί σημαντικά, η πίεση ακτινοβολίας υπερνικά την
βαρύτητα και το αστέρι αρχίζει να «φουσκώνει» (μπορεί να
γίνει πάνω από 50 φορές μεγαλύτερο).
– Τα εξωτερικά στρώματα ψύχονται και έτσι το αστέρι
φαίνεται ως ένας κόκκινος γίγαντας.
43. 6.2 Μεσαίοι Αστέρες
• Μεσαίοι αστέρες (μάζα 0.5 – 10 ηλιακές).
– Η θερμοκρασία και η πίεση στον πυρήνα αυξάνονται,
καθώς όλο και περισσότερο ήλιο δημιουργείται και ο
πυρήνας συμπιέζεται.
44. 6.2 Μεσαίοι Αστέρες
• Μεσαίοι Αστέρες (μάζα 0.5 – 10 ηλιακές).
– Όταν η θερμοκρασία και η πίεση αυξηθούν αρκετά στον
πυρήνα, αρχίζει η σύντηξη του ηλίου.
– Εξαιτίας της αστάθειας των αντιδράσεων πυρηνικής
σύντηξης ηλίου, το αστέρι χάνει μέρος από τα υλικά του
σταδιακά, τα οποία σχηματίζουν δακτυλίους με τη μορφή
πλανητικού νεφελώματος.
45. 6.2 Μεσαίοι Αστέρες
• Μεσαίοι Αστέρες (μάζα 0.5 – 10 ηλιακές).
– Στο κέντρο του νεφελώματος παραμένει ο πυρήνας του
άστρου, ο οποίος σιγά-σιγά ψύχεται και καταλήγει ως
λευκός νάνος. Εξαιτίας της πίεσης ηλεκτρονίων η βαρυτική
κατάρρευση σταματάει.
47. 6.3 Μεγάλοι Αστέρες
• Μεγάλοι Αστέρες (μάζα 10 – 120 ηλιακές)
– Σε αυτές τις περιπτώσεις, όταν τελειώσει το υδρογόνου του
πυρήνα, αρχίζει πάλι η καύση υδρογόνου στα στρώματα
γύρω από τον πυρήνα.
– Ο αστέρας φουσκώνει.
– Το ήλιο που μαζεύεται στον πυρήνα του αστέρα, αυξάνει τη
μάζα και την πίεση.
– Πολύ σύντομα στον πυρήνα αρχίζει η πυρηνική σύντηξη
ηλίου.
– Στη συνέχεια (όταν το ήλιο αρχίζει να τελειώνει γίνονται πιο
σύνθετες πυρηνικές συντήξεις και δημιουργούνται
βαρύτερα στοιχεία.
49. 6.3 Μεγάλοι Αστέρες
• Μεγάλοι Αστέρες (μάζα 10 – 120 ηλιακές)
– Όταν στον πυρήνα δημιουργηθεί Σίδηρος, η συνέχιση των
πυρηνικών συντήξεων απορροφά ενέργεια (αντί να
αποδίδει) με αποτέλεσμα η πίεση ακτινοβολίας να μη
μπορεί να συγκρατήσει το άστρο.
– Το άστρο καταρρέει.
– Ο αστέρας εκρήγνυται σε μεγάλη έκρηξη supernova (type
Ib, Ic, ή II).
– Ανάλογα με τη μάζα που έχει απομείνει στον πυρήνα θα
δημιουργηθεί ένας αστέρας νετρονίων ή μια μαύρη τρύπα.
51. 6.3 Μεγάλοι Αστέρες
• Αστέρας Νετρονίων
– Όταν η μάζα του πυρήνα του αστέρα, ξεπεράσει το όριο
Chandrasekhar, η πίεση ηλεκτρονίων δε μπορεί να
σταματήσει τη βαρυτική κατάρρευση.
– Ο πυρήνας συνεχίζει να συστέλλεται μέχρι να
ενεργοποιηθεί η πίεση νετρονίων, οπότε η κατάρρευση
σταματά.
– Οι αστέρες που προκύπτουν έχουν πολύ μικρή ακτίνα σε
σχέση με την αρχική τους (περίπου σαν αυτή της Γη) και
τρομακτική πυκνότητα (φανταστείτε να συμπιέζατε όλους
τους ανθρώπους της γης έτσι ώστε να χωρέσουν σε ένα
ζάρι).
– Περιστρέφονται με πολύ μεγάλη ταχύτητα.
52. 6.3 Μεγάλοι Αστέρες
• Ο πρώτος Αστέρας Νετρονίων που ανακαλύφθηκε
με οπτικό τηλεσκόπιο
53. 6.3 Μεγάλοι Αστέρες
• Αστέρας Νετρονίων
– Η βαρυτική έλξη είναι τόσο δυνατή, που το φως κάμπτεται
και έτσι μπορούμε να δούμε και το πίσω μέρος του αστέρα!
54. 6.3 Μεγάλοι Αστέρες
• Μαύρη Τρύπα
– Αν στο κέντρο του αστέρα υπάρχει μάζα μεγαλύτερη από
2-3 ηλιακές μάζες τότε ούτε η πίεση νετρονίων μπορεί να
σταματήσει τη βαρύτητα.
– Το άστρο συνεχίζει να καταρρέει. Συμπιέζεται σε τέτοιο
σημείο ώστε ούτε το φως να μπορεί να ξεφύγει από αυτό.
