Μπλε κόκκινα και κίτρινα υπεργιγάντια άστρα

Άρθρο, Απρίλιος 2008

Τα μπλε υπεργιγάντια άστρα (BSGs) είναι άστρα (με φωτεινότητα στην κατηγορία I) φασματικού τύπου O ή Β. Είναι εξαιρετικά καυτά και φωτεινά, με επιφανειακή θερμοκρασία μεταξύ 20.000 - 50.000 Κελσίου. Έχουν 10 έως 50 ηλιακές μάζες στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell, και η ακτίνα τους μπορεί να φτάσει μέχρι και τις 25 ηλιακές ακτίνες. Αυτά τα σπάνια και αινιγματικά αστέρια είναι μεταξύ των πιο καυτών και λαμπρών στο γνωστό κόσμο.

Λόγω της πολύ μεγάλης μάζας τους έχουν σχετικά σύντομη διάρκεια ζωής και παρατηρούνται κυρίως στις νέες κοσμικές δομές, όπως είναι τα ανοικτά σμήνη, οι βραχίονες των σπειροειδών γαλαξιών, και στους ανώμαλους γαλαξίες. Παρατηρούνται σπάνια στους πυρήνες των σπειροειδών γαλαξιών, τους ελλειπτικούς γαλαξίες, ή τα σφαιρωτά σμήνη, που θεωρούνται πως αποτελούνται από παλαιότερα αστέρια.

Αριστερά το άστρο Rigel και δεξιά το Ντένεμπ

Το καλύτερα γνωστό παράδειγμα είναι ο Rigel, το φωτεινότερο αστέρι στον αστερισμό του Ωρίωνα. Η μάζα του είναι περίπου 20-πλάσια του ήλιου, και η φωτεινότητά του είναι πάνω από 60.000 φορές μεγαλύτερη. Επίσης άλλα παρόμοια άστρα είναι το άστρο Ντένεμπ στον αστερισμό του Κύκνου που μαζί με το άστρο Βέγα και το Αλτάιρ σχηματίζουν το Καλοκαιρινό Τρίγωνο του ουρανού. Παρά τη σπανιότητά τους και τη σύντομη διάρκεια της ζωής του είναι η πλειοψηφία μεταξύ των ορατών άστρων με το γυμνό μάτι. Η έμφυτη λαμπρότητα τους υπερισχύει της έλλειψής τους.

Τα μπλε υπεργιγάντια άστρα αντιπροσωπεύουν μια πιο αργή φάση καύσης των υλικών στο στάδιο του θανάτου ενός βαρέως άστρου. Λόγω των πυρηνικών αντιδράσεων στους πυρήνες τους, που είναι ελαφρώς πιο αργές, το αστέρι συμπιέζεται και επειδή μια σχεδόν παρόμοια ενέργεια προέρχεται από μια πολύ μικρότερη περιοχή (τη φωτόσφαιρα), γι αυτό και η επιφάνεια του άστρου γίνεται πολύ θερμότερη.

Και είναι αξιοσημείωτο ότι τα κόκκινα υπεργιγάντια  άστρα μπορούν να γίνουν μπλε υπεργιγάντια, μόνο εάν οι πυρηνικές αντιδράσεις τους καθυστερούν για οποιοδήποτε λόγο, και με την αντιστροφή αυτή μπορούν επίσης να συμπιεστούν σε πάλσαρ.

Ενώ ο αστρικός άνεμος από ένα κόκκινο υπεργιγάντιο άστρο είναι πυκνός και αργός, ο άνεμος από τα μπλε υπεργιγάντιο άστρα είναι γρήγορο αλλά αραιός. Όταν το κόκκινο υπεργιγάντιο άστρο γίνεται μπλε, με συμπίεση, ο πιο γρήγορος άνεμος αναγκάζει το υλικό που ρέει προς τα έξω να συμπυκνωθεί σε ένα λεπτό φλοιό. Σχεδόν όλα τα παρατηρούμενα  μπλε υπεργιγάντια  άστρα έχουν αυτό το φλοιό με υλικό που τα περιβάλλει. Έτσι γνωρίζουμε ότι όλα αυτά ήταν κάποτε κόκκινα υπεργιγάντια άστρα.

Καθώς το υπεργιγάντιο άστρο εξελίσσεται, μπορεί να ταλαντευτεί μεταξύ των δύο μορφών: της ερυθράς (αργός, πυκνός αστρικός άνεμος) και της μπλε (γρήγορος, αραιός άνεμος), αρκετές φορές και να σχηματιστούν ομόκεντροι εξασθενημένοι φλοιοί γύρω από αυτά. Μεταξύ δε των δύο μορφών (κόκκινη και μπλε) το άστρο διέρχεται από μια σύντομη φάση, όπου είναι χρώματος κίτρινα ή λευκά, όπως το άστρο Πολικός ή το Βόρειο Άστρο.

Τελικά, πιθανώς να είναι προδιαγεγραμμένη η ιστορία του, θα γίνει σουπερνόβα, αν και ένας πολύ μικρός αριθμός τέτοιων άστρων με 8-12 ηλιακές μάζες θα σχηματίσει υπεργιγάντια άστρα, αλλά με σκοπό να γίνει ένας πολύ σπάνιος λευκός νάνος από οξυγόνο και νέον. Δεν μας είναι και πολύ κατανοητό το πώς ή το γιατί  σχηματίζονται αυτά τα ειδικά λευκά νάνο-αστέρια από ένα αστέρι που θα πρέπει, κανονικά, να καταλήξει σε μια μικρή σουπερνόβα.

Πιστεύουν οι αστροφυσικοί, αν και όχι στην πλειοψηφία τους, ότι επειδή χάνεται σημαντική μάζα κατά τη διάρκεια της υπεργιγάντιας φάσης του άστρου, η μάζα του κατεβαίνει κάτω από το όριο σχηματισμού μιας σουπερνόβας.

Είτε είναι όμως μπλε υπεργιγάντιο είτε κόκκινο υπεργιγάντιο άστρο μπορεί να γίνει σουπερνόβα, δεδομένου ότι η διαδικασία μιας υπερκαινοφανής έκρηξης δεν συσχετίζεται με την κατάσταση του φλοιού του άστρου.

Δεδομένου ότι τα αστέρια ξοδεύουν περισσότερο χρόνο όταν είναι στην κόκκινη υπεργιγάντια φάση, γι αυτό και στον ουρανό παρατηρούμε περισσότερα κόκκινα υπεργιγάντια  άστρα και γι αυτό οι περισσότεροι πρόγονοι των υπερκαινοφανών (σουπερνοβών) είναι κόκκινα υπεργιγάντια άστρα. Είχε υποτεθεί παλιά ότι όλες οι σουπερνόβες προέρχονται από τα κόκκινα υπεργιγάντια άστρα, έως ότου η σουπερνόβα 1987A ανάγκασε τους αστροφυσικούς σε αναθεώρηση αυτής της άποψης, καθώς ο πρόγονος του ήταν ένα μπλε υπεργιγάντιο άστρο τύπου B3.

Κόκκινα υπεργιγάντια άστρα

Αριστερά: Το άστρο Μπετελγκέζ  στο υπεριώδες φως, όπως το τράβηξε το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble και δεξιά το άστρο Mu Κηφέως μέσα σε ένα πλανητικό νεφέλωμα.

Τα κόκκινα υπεργιγάντια άστρα (RSG) είναι υπεργιγάντια αστέρια (με φωτεινότητα στην κατηγορία I) και φασματικού τύπου κατηγορίας K-M. Είναι τα μεγαλύτερα αστέρια στον κόσμο από την άποψη του φυσικού μεγέθους (όγκος), αν και δεν είναι και τα πιο βαριά.

Άστρα με περισσότερο από περίπου 10 ηλιακές μάζες αφού κάψουν το υδρογόνο τους γίνονται κόκκινα υπεργιγάντια άστρα, κατά τη διάρκεια της φάσης που καίνε το ήλιο τους. Αυτά τα αστέρια έχουν πολύ ψυχρές θερμοκρασίες στην επιφάνεια τους (3.500-4.500 Κέλβιν), και τεράστιες ακτίνα.

Τα τέσσερα μεγαλύτερα γνωστά κόκκινα υπεργιγάντια άστρα στον Γαλαξία μας είναι: το Mu Κηφέως, το KW του Τοξότη, το V354 του Κηφέως και το KY του Κύκνου, τα οποία όλα έχουν ακτίνες 1.500 φορές αυτής του ήλιου μας (περίπου 7 αστρονομικές μονάδες, ή 7 φορές την απόσταση της Γης από τον Ήλιο). Η ακτίνα των περισσότερων κόκκινων γιγάντιων άστρων είναι μεταξύ 200 και 800 φορές αυτής του ήλιου.

Αυτά τα μεγάλης μάζας αστέρια δεν έχουν καμιά ευδιάκριτη φωτόσφαιρα και απλά είναι σαν να "εξέχουν" στο διαστρικό διάστημα. Έχουν έναν αργό, πυκνό, αστρικό άνεμο και εάν οι πυρηνικές αντιδράσεις του πυρήνα τους καθυστερούν για οποιοδήποτε λόγο (όπως είναι οι μεταβάσεις υλικού μεταξύ των φλοιών του) μπορούν να συρρικνωθούν λίγο, και να μετατραπούν σε ένα μπλε υπεργιγάντιο άστρο. Το μπλε υπεργιγάντιο άστρο έχει έναν γρήγορο αλλά αραιό αστρικό άνεμο και αναγκάζει το υλικό που αποβλήθηκε ήδη στην κόκκινη υπεργιγάντια φάση να συμπιεστεί σε ένα διαστελλόμενο φλοιό.

Η κόκκινη υπεργιγάντιο φάση είναι σχετικά σύντομη, διαρκεί μόνο μερικές εκατοντάδες χιλιάδες έως ένα εκατομμύριο χρόνια.

Η μάζα πολλών κόκκινων υπεργιγάντιων άστρων τους επιτρέπει τελικά να συντήξουν τα στοιχεία που έχουν μέχρι τον σίδηρο. Κοντά στο τέλος της ζωής τους, θα αναπτύξουν στρώματα από ολοένα και βαρύτερα στοιχεία, με το βαρύτερο να είναι στον πυρήνα (σίδηρος και νικέλιο).

Τα άστρα Μπετελγκέζ (το δεύτερο λαμπρότερο αστέρι του αστερισμού του Ωρίωνα, είναι φασματικού τύπου M  και έχει φαινόμενο μέγεθος 0,58), και Αντάρης (το λαμπρότερο άστρο στον αστερισμό του Σκορπιού και ένα από τα λαμπρότερα άστρα του ουρανού με φαινόμενο μέγεθος 1.09., φασματικού τύπου Μ και οφείλει το όνομά του στο γεγονός ότι μοιάζει με τον πλανήτη Άρη λόγω του χρώματός του) είναι τα καλύτερα γνωστά παραδείγματα των κόκκινων υπεργιγάντιων άστρων.

Κίτρινα υπεργιγάντια άστρα

Εκατομμύρια χρόνια μετά τη γέννηση του ένα αστέρι θα γίνει είτε καυτό είτε ψυχρό, γιατί καταναλώνει (καίει) διάφορα χημικά στοιχεία που υπάρχουν στον πυρήνα του. Τα πιο βαριά αστέρια ταλαντεύονται μεταξύ του να είναι είτε ψυχροί κόκκινοι υπεργίγαντες είτε καυτά μπλε άστρα. Αυτά τα άστρα περνούν την περισσότερη ζωή τους είτε σε ψηλή θερμοκρασία (μπλε) είτε σε χαμηλή θερμοκρασία (κόκκινα). Όμως ξοδεύουν πολύ λίγο χρόνο στη φάση όπου έχουν μια ενδιάμεση θερμοκρασία και που ταξινομούνται στην κατηγορία των κίτρινων άστρων. Γι αυτό και οι κίτρινοι υπεργίγαντες, που βλέπουμε στο σύμπαν, είναι τόσο λίγοι.

Όσο για το τέλος των υπεργιγάντιων άστρων, ξέρουμε ότι τα περισσότερα αστέρια (κόκκινα και μπλε) τελειώνουν τη ζωή τους σαν σουπερνόβα, αφού γίνουν πρώτα ερυθροί υπεργίγαντες. Λίγα άστρα θα γίνουν σουπερνόβα αφού ζήσουν πρώτα σαν μπλε υπεργίγαντες.

Αλλά μέχρι τώρα μόνο δύο σουπερνόβα έχουν συνδεθεί με την ενδιάμεση κίτρινη φάση, που βρίσκεται στο μέσον των δύο θερμοκρασιών. Δηλαδή είναι πολύ δύσκολο σε άστρα να εκραγούν σαν σουπερνόβα όταν βρίσκονται στη φάση που είναι κίτρινοι υπεργίγαντες.

Το διάγραμμα Hertzsprung-Russell δείχνει τη σχέση μεταξύ του απόλυτου μεγέθους, την λαμπρότητα, την φασματική κατηγορία, και την ενεργό θερμοκρασία των άστρων.

Όλα τα διάφορα είδη άστρων περιλαμβάνονται σε αυτό το διάγραμμα. Στον οριζόντιο άξονα βρίσκεται η θερμοκρασία και ο φασματικός τύπος του άστρου και η φωτεινότητα του με το απόλυτο μέγεθος του βρίσκεται στον κατακόρυφο άξονα.

Το διάγραμμα H-R αποκαλύπτει τρεις σημαντικούς σχηματισμούς αστεριών. Ο πιο εντυπωσιακός είναι η ευρεία ζώνη που ξεκινάει από άνω αριστερά (από τα πιο θερμά και φωτεινά άστρα) έως χαμηλά δεξιά (ψυχρά και αμυδρά άστρά). Αυτή η ζώνη, που περιλαμβάνει και τον ήλιο μας, είναι η κύρια ακολουθία του Hertzsprung και περιλαμβάνει τα αστέρια που παράγουν την ενέργειά τους με τη σύντηξη του υδρογόνου σε ήλιο. Τα αστέρια στην ανώτερη δεξιά γωνία (ψυχρά και φωτεινά) είναι οι ερυθροί γίγαντες.

Τα αστέρια κάτω αριστερά (θερμά και αμυδρά) λέγονται λευκοί νάνοι. Αυτά τα αστέρια δεν κάνουν πλέον συντήξεις και λάμπουν μόνο επειδή ψύχονται αργά. Είναι κάτι σαν αστρικές στάχτες.

Ουσιαστικά όλα τα άστρα περιέρχονται σε μια από αυτές τις τρεις κατηγορίες στο διάγραμμα H-R. Μέσα δε στην κύρια ακολουθία, τα θερμότερα αστέρια είναι φωτεινότερα από τα πιο ψυχρά.

Για παράδειγμα στο διάγραμμα H-R το άστρο πού τοποθετείται πάνω δεξιά έχει χαμηλή θερμοκρασία, άρα ή μονάδα επιφάνειας ακτινοβολεί λίγο, άλλα επειδή έχει μεγάλη πραγματική λαμπρότητα, συνάγουμε ότι ή ακτινοβολούσα επιφάνεια θα πρέπει να είναι πολύ μεγάλη. Επομένως, το άστρο αυτό είναι τεραστίων διαστάσεων, δηλαδή γίγας ή υπεργίγας. Αντίθετα, το άστρο πού έχει θέση στην κάτω αριστερή περιοχή έχει υψηλή επιφανειακή θερμοκρασία και επομένως η μονάδα επιφάνειας ακτινοβολεί πολύ, άλλα επειδή ή συνολική του λαμπρότητα είναι μικρή θα πρέπει ή έκταση της ακτινοβολούσας επιφάνειας να είναι πολύ μικρή. Συνεπώς, πρόκειται για άστρο πολύ μικρών διαστάσεων, δηλαδή για νάνο και μάλιστα λευκό νάνο, γιατί το χρώμα του είναι λευκό ή κυανό εξαιτίας της πολύ υψηλής θερμοκρασίας του. Αν, πάλι, το άστρο τοποθετείται κάτω δεξιά, θα είναι ερυθρός νάνος, επειδή ή θερμοκρασία του είναι χαμηλή και επομένως το χρώμα του κόκκινο. Τέλος, στη διαγώνιο περιοχή, πού ονομάζεται «κύρια ακολουθία» τών άστρων, ανήκουν άστρα περισσότερο κανονικά άπό τά εξαιρετικά πού είδαμε μέχρι τώρα. Στην κύρια ακολουθία, καί μάλιστα κάπως χαμηλά, τοποθετείται και ο Ήλιος μας, μιας και η λαμπρότητα του δεν είναι μεγάλη.

Η μελέτη των φασμάτων αποτελεί βασικό κλάδο της 'Αστροφυσικής και η φωτογράφηση τους γίνεται με τους φασματογράφους. Τα φάσματα μελετώνται ως προς τη δομή των φασματικών γραμμών, τις θέσεις τους, τις κλίσεις και τις μεταθέσεις ως προς τις θέσεις πού έπρεπε να έχουν. Με ειδικά φωτόμετρα αποδίδεται ή ενέργεια πού εκπέμπεται ή απορροφάται και με άλλα οι λεπτομέρειες της δομής τής κάθε φασματικής γραμμής.

Τα φάσματα των άστρων είναι σύνθετα και αποτελούνται από ένα συνεχές φάσμα σαν υπόβαθρο, πάνω στο όποιο υπάρχουν φωτεινές γραμμές εκπομπής και σκοτεινές γραμμές απορροφήσεως. Το συνεχές εκπέμπεται από τη λαμπρή επιφάνεια των άστρων, τη φωτόσφαιρα, ενώ οι λαμπρές ή σκοτεινές γραμμές από τα ατμοσφαιρικά τους στρώματα.

Παρά το ότι το κυρίαρχο χημικό στοιχείο στις αστρικές ατμόσφαιρες είναι το υδρογόνο, στα φάσματα των άστρων δεν κυριαρχούν οι γραμμές του υδρογόνου, γιατί πολλές από τις γραμμές του δεν βρίσκονται στην περιοχή του ορατού φάσματος.

Ή λεπτομερής έρευνα των άστρων με τα φάσματα τους, οδήγησε στην κατάταξη τους σε 12 φασματικούς τύπους πού ο καθένας υποδιαιρείται σε 10 υποκατηγορίες. Οι τύποι αυτοί συμβολίζονται με τα γράμματα: Q, W, O, B, A, F, G, K, M, N, R, S, ενώ οι υποκατηγορίες με τα ψηφία 0, 1, 2, ..., 8, 9. Από τους τύπους αυτούς σημαντικότεροι είναι οι ακόλουθοι έξι: B, A, F, G, K, M και τα άστρα του κάθε τύπου είναι διαφορετικά από εκείνα των άλλων τύπων.

• Στον τύπο B ανήκουν τα 12% των άστρων, πού παρουσιάζουν φάσμα απορροφήσεως στο όποιο επικρατούν οι γραμμές του ήλιου. Η επιφανειακή τους θερμοκρασία είναι 15.000 - 25.000° K, το χρώμα τους κυανόλευκο. 

• Στον τύπο A ανήκει το 22% των άστρων, παρουσιάζουν δε κυρίως γραμμές απορροφήσεως του υδρογόνου. Έχουν επιφανειακή θερμοκρασία 12.000 -8.000° K, χρώμα λευκό.

• Στον τύπο F, όπου ανήκει το 20% των άστρων, επικρατούν οι φασματικές γραμμές τού ιονισμένου ασβεστίου και κατά δεύτερο λόγο τού υδρογόνου. Ή θερμοκρασία τους είναι κατώτερη από 8.000° K και το χρώμα τους κίτρινο.

• Στον τύπο G ανήκουν άστρα όμοια με τον Ήλιο μας, το δε ποσοστό του τύπου G είναι 16% και ή επιφανειακή τους θερμοκρασία 6.000° K, ενώ το χρώμα τους είναι κίτρινο και το φάσμα τους έχει πολλές γραμμές απορροφήσεως.

• Στον τύπο K ανήκουν τά 27% των άστρων, το φάσμα τους είναι όμοιο με το φάσμα των ηλιακών κηλίδων, με πολλές μεταλλικές γραμμές και πολύ λίγες γραμμές υδρογόνου. Η επιφανειακή τους θερμοκρασία είναι 2.600° K και το χρώμα τους χρυσοκίτρινο,

• Τέλος, στον τύπο M ανήκουν μόνον τά 3% των άστρων. Στο φάσμα τους επικρατούν οι φασματικές ταινίες του οξειδίου τού τιτανίου, η επιφανειακή τους θερμοκρασία είναι 3.500 - 3.000° K και το χρώμα τους κόκκινο.

Πηγή: Wikipedia