Ο Ήτα Καρίνας Γαλάζιος υπεργίγαντας
Απόσταση : 8.000 έτη φωτός
Απόσταση : 8.000 έτη φωτός
Ο Ήτα Καρίνας είναι ένας γαλάζιος υπεργίγαντας αστέρας, 100 φορές βαρύτερος και 4 ετατομμύρια φορές λαμπρότερος από τον ήλιο. Το αστέρι επιβιώνει εκτινάσσοντας μεγάλες ποσότητες υλικού με μια δύναμη που πλησιάζει εκείνη ενός υπερκαινοφανούς, δημιουργώντας τους λοβούς 12 τρισεκατομμυρίων χιλιομέτρων και θερμοκρασίας 60 εκατομμυρίων βαθμών C που το περιβάλλουν. Το νεφέλωμα είναι ορατό με γυμνό μάτι και το υπεργιγάντιο αστέρι είναι ένα εξέχον αντικείμενο στον ουρανό του νότιου ημισφαίριου.
Giles Sparrow, Cosmos, Quercus Pubblishing Ltd 2006
Τα βαριά αστέρια καίγονται λαμπρά αλλά σύντομα, η λαμπρότητά τους διαρκεί μόνο μερικά εκατομμύρια χρόνια.
Η μεγάλη πλειοψηφία των αστεριών είναι αμυδροί, βραδείας καύσεως νάνοι ή αστέρια όπως ο Ήλιος μας. Ακόμα κι αν έχουν λίγη περισσότερη μάζα ή καίγονται πιο λαμπρά από τον Ήλιο μας, ακολουθούν το ίδιο βασικό σχήμα, διατηρώντας το ίδιο μέγεθος, το ίδιο χρώμα και την ίδια λαμπρότητα για τα περισσότερα χρόνια της ζωής τους. Όταν αρχίζουν να εξαντλούν τα καύσιμά τους, διογκώνονται και ψύχονται, γίνονται πορτοκαλί ή ερυθροί γίγαντες.
Υπάρχει όμως μια μικρή μερίδα αστεριών που είναι, κυριολεκτικά, τεράστια . Πρόκειται για τους υπεργίγαντες, τ’ αστέρια βαρέων βαρών, με μάζες που μπορεί να φθάσουν και τις 150 ηλιακές. Με μια τόσο μεγάλη μάζα, τ’ αστέρια αυτά ακολουθούν ένα διαφορετικό εξελικτικό μονοπάτι στην διάρκεια της σχετικά σύντομης ζωής τους. Το τεράστιο βάρος τους τα συμπιέζει τόσο ισχυρά, που οι πυρήνες τους μπορούν να φθάσουν σε θερμοκρασίες μεγαλύτερες από τους 20 εκατομμύρια βαθμούς C, θερμοκρασίες μακράν μεγαλύτερες από κείνες που αναπτύσσονται στον πυρήνα του Ήλιου.
Υπάρχει όμως μια μικρή μερίδα αστεριών που είναι, κυριολεκτικά, τεράστια . Πρόκειται για τους υπεργίγαντες, τ’ αστέρια βαρέων βαρών, με μάζες που μπορεί να φθάσουν και τις 150 ηλιακές. Με μια τόσο μεγάλη μάζα, τ’ αστέρια αυτά ακολουθούν ένα διαφορετικό εξελικτικό μονοπάτι στην διάρκεια της σχετικά σύντομης ζωής τους. Το τεράστιο βάρος τους τα συμπιέζει τόσο ισχυρά, που οι πυρήνες τους μπορούν να φθάσουν σε θερμοκρασίες μεγαλύτερες από τους 20 εκατομμύρια βαθμούς C, θερμοκρασίες μακράν μεγαλύτερες από κείνες που αναπτύσσονται στον πυρήνα του Ήλιου.
Σ’ αυτές τις ακραίες συνθήκες, ένας νέος τύπος πυρηνικής σύντηξης κυριαρχεί στον πυρήνα τους. Αντί να ελευθερώνουν ή να συνδυάζουν άτομα υδρογόνου ( ατομικός αριθμός 1 ) * για να δημιουργήσουν ήλιο ( 2 ), τ’ αστέρια μεγάλης μάζας μπορούν ν’ αναγκάσουν τους πυρήνες υδρογόνου να συνδυαστούν με πυρήνες βαρύτερων στοιχείων όπως οι πυρήνες του άνθρακα ( 6 ), για να σχηματίσουν τους ακόμα βαρύτερους πυρήνες του αζώτου ( 7 ) και του οξυγόνου ( 8 ), πριν ακόμα διαχωριστεί το οξυγόνο ώστε να ξαναδημιουργήσει άνθρακα και νέους πυρήνες ηλίου.
* “ Ο πυρήνας ενός ατόμου συνίσταται από δύο τύπους στοιχειωδών σωματιδίων, τα πρωτόνια και τα νετρόνια, που συνδέονται ισχυρά μεταξύ τους. Ο ατομικός αριθμός ενός στοιχείου εκφράζει το πλήθος των πρωτονίων που υπάρχουν στον πυρήνα ενός από τα άτομά του. Το πλήθος των νετρονίων, το οποίο φυσικά συμβάλει στο ατομικό βάρος, αγνοείται. Όταν μιλάμε για άτομα που συγκρούονται στο εσωτερικό των άστρων, αυτό που εννοούμε πραγματικά είναι ότι συγκρούονται οι πυρήνες τους. Πυρηνική σύντηξη είναι η συγχώνευση πρωτονίων και νετρονίων ώστε να παραχθεί ένας πιο πολύπλοκος και πιο μεγάλος πυρήνας, και συνεπώς ένα νέο στοιχείο. ”
P.W. Atkins, Φυσικοχημικός, Το περιοδικό βασίλειο, Κάτοπτρο 1996
Οι αστρονόμοι, προκειμένου να διαχωρίσουν αυτόν τον ιδιαίτερο τύπο σύντηξης που συντελείται στα βαριά άστρα, τον ονομάζουν κύκλο σύντηξης CNO. Η διαφορά από την κανονική σύντηξη που σχηματίζει προοδευτικά τα βαρύτερα στοιχεία, έγκειται στην πολύ μεγαλύτερη ταχύτητα με την οποία λαμβάνουν χώρα οι πυρηνικές αντιδράσεις και στον ταυτόχρονο σχηματισμό των βαρύτερων πυρήνων.
Ο αυξημένος βαθμός αντίδρασης σημαίνει ότι το αστέρι λάμπει πολύ πιο λαμπρά αλλά και ότι εξαντλεί τα καύσιμά του πολύ πιο γρήγορα : η ταχύτατη σύντηξη τύπου CNO καίει το απόθεμα υδρογόνου που διαθέτει το αστέρι σε λίγα μόλις εκατομμύρια χρόνια. Από την άλλη, η ακτινοβολία που εκπέμπεται από έναν υπεργίγαντα είναι τόσο θηριώδης που το αστέρι φθάνει σε μέγεθος κόκκινου γίγαντα χωρίς να το είναι. Καθώς φουσκώνει, η θερμοκρασία στην επιφάνειά του μειώνεται, αλλά λόγω της θηριώδους ακτινοβολίας το αστέρι εξακολουθεί να λάμπει λαμπρά στο μπλε, το λευκό ή το κίτρινο φως.
* “ Ο πυρήνας ενός ατόμου συνίσταται από δύο τύπους στοιχειωδών σωματιδίων, τα πρωτόνια και τα νετρόνια, που συνδέονται ισχυρά μεταξύ τους. Ο ατομικός αριθμός ενός στοιχείου εκφράζει το πλήθος των πρωτονίων που υπάρχουν στον πυρήνα ενός από τα άτομά του. Το πλήθος των νετρονίων, το οποίο φυσικά συμβάλει στο ατομικό βάρος, αγνοείται. Όταν μιλάμε για άτομα που συγκρούονται στο εσωτερικό των άστρων, αυτό που εννοούμε πραγματικά είναι ότι συγκρούονται οι πυρήνες τους. Πυρηνική σύντηξη είναι η συγχώνευση πρωτονίων και νετρονίων ώστε να παραχθεί ένας πιο πολύπλοκος και πιο μεγάλος πυρήνας, και συνεπώς ένα νέο στοιχείο. ”
P.W. Atkins, Φυσικοχημικός, Το περιοδικό βασίλειο, Κάτοπτρο 1996
Οι αστρονόμοι, προκειμένου να διαχωρίσουν αυτόν τον ιδιαίτερο τύπο σύντηξης που συντελείται στα βαριά άστρα, τον ονομάζουν κύκλο σύντηξης CNO. Η διαφορά από την κανονική σύντηξη που σχηματίζει προοδευτικά τα βαρύτερα στοιχεία, έγκειται στην πολύ μεγαλύτερη ταχύτητα με την οποία λαμβάνουν χώρα οι πυρηνικές αντιδράσεις και στον ταυτόχρονο σχηματισμό των βαρύτερων πυρήνων.
Ο αυξημένος βαθμός αντίδρασης σημαίνει ότι το αστέρι λάμπει πολύ πιο λαμπρά αλλά και ότι εξαντλεί τα καύσιμά του πολύ πιο γρήγορα : η ταχύτατη σύντηξη τύπου CNO καίει το απόθεμα υδρογόνου που διαθέτει το αστέρι σε λίγα μόλις εκατομμύρια χρόνια. Από την άλλη, η ακτινοβολία που εκπέμπεται από έναν υπεργίγαντα είναι τόσο θηριώδης που το αστέρι φθάνει σε μέγεθος κόκκινου γίγαντα χωρίς να το είναι. Καθώς φουσκώνει, η θερμοκρασία στην επιφάνειά του μειώνεται, αλλά λόγω της θηριώδους ακτινοβολίας το αστέρι εξακολουθεί να λάμπει λαμπρά στο μπλε, το λευκό ή το κίτρινο φως.
.
M61
Νεφέλωμα αστρικών ανέμων
Το Νεφέλωμα M1-67 είναι το νεότερο νεφέλωμα αστρικών ανέμων γύρω από το υπεργιγάνιο αστέρι Wolf-Rayet με το όνομα WR124 ( κάτω ) στον Γαλαξία μας.
10 χρόνια πριν, το Διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble παρατήρησε μικρές συγκεντρώσεις και δομές στο νεφέλωμα. Η ίδια ομάδα, με αρχηγό τον Cédric Foellmi (ESO), παρατηρεί σήμερα την εξέλιξη των συγκεντρώσεων αυτών για να βγάλει συμπεράσματα για τους αστρικούς ανέμους, την χημεία τους και τις ενώσεις που σχηματίζονται με το διαστρικό περιβάλλον πριν το αστέρι εκραγεί ως θηριώδης υπερκαινοφανής.
.
WR 124
Λευκός υπεργίγαντας
NGC 0000
Απόσταση : 15.000 έτη φωτός
Οι λευκοί υπεργίγαντες ισορροπούν στο όριο των υπερκαινοφανών. Μπορεί να μοιάζει ότι ο WR 124 έχει ήδη εκραγεί αλλά έχει ακόμα δρόμο μπροστά του. Ένας ακραίος αστρικός άνεμος 10 δισεκατομμύρια φορές πιο θηριώδης από κείνον του Ήλιου μας γδέρνει αυτό το αστέρι ζωντανό, σχίζοντας 160 δισεκατομμύρια χιλιόμετρα ύλη από την επιφάνειά του.
Τα θερμότερα απ’ όλα τ’ αστέρια μπορούν ακόμα και ν’ αλλάξουν κατά την διάρκεια της σύντομης ζωής τους. Οι λευκοί υπεργίγαντες Wolf – Rayet ( WR ) όπως αυτός που εικονίζεται στην παραπάνω φωτογραφία, είναι μια τάξη αστέρων με αστρικούς ανέμους τόσο ισχυρούς που μπορούν να φυσήξουν μακριά τα ίδια τους τα εξωτερικά στρώματα, απομειώνοντας το βάρος τους στο μισό. Έτσι, τ’ αστέρια αυτά περιβάλλονται από τα λαμπρά υπολείμματα της άλλοτε δικής τους ατμόσφαιρας που είναι συνήθως πλούσια σε “ βαριά ” στοιχεία όπως ο άνθρακας, το άζωτο και το οξυγόνο.
.
Pistol star
Γαλάζιος υπεργίγαντας
GΟ 15 – 0.05
Απόσταση : 25.000 έτη φωτός.
Γαλάζιος υπεργίγαντας
GΟ 15 – 0.05
Απόσταση : 25.000 έτη φωτός.
Αρκετά μεγάλο ώστε να γεμίσει την τροχιά της Γης, το αστέρι πιστόλι κατείχε – μέχρι το 2003 που ανακαλύφθηκε ένας γαλάζιος μεταβλητός υπεργίγαντας - τον τίτλο του λαμπρότερου αστέρα στον Γαλαξία. 25.000 εκατομμύρια φορές λαμπρότερο από τον Ήλιο μας, σε 1.25 δευτερόλεπτα εκπέμπει τόση ενέργεια όση ο Ήλιος σ’ ένα χρόνο. Είναι τόσο θερμό που η βαρύτητα δεν μπορεί να το συγκρατήσει ενωμένο. Έχει εκτινάξει πολύ από το αρχικό του υλικό στον περιβάλλοντα χώρο του, σχηματίζοντας έτσι το νεφέλωμα που βλέπουμε γύρω του. Βρίσκεται στο νεαρό, μόλις 4 εκατομμυρίων ετών Πεντάδυμο ανοιχτό σμήνος κοντά στο κέντρο του Γαλαξία, στον αστερισμό του Τοξότη.
Τ’ αστέρια που φουσκώνουν σε υπεργιγάντιο μέγεθος είναι καταδικασμένα σ’ ένα απότομο και βίαιο τέλος. Καθώς εκτείνονται ακόμη περισσότερο, μετατρέπονται σε κόκκινους υπεργίγαντες, τα μεγαλύτερα αστέρια του σύμπαντος. Οι διάμετροι των κόκκινων υπεργιγάντων είναι τόσο μεγάλες που αν τοποθετούσαμε έναν από αυτούς στην θέση του Ήλιου, η έκτασή του θα συμπεριλάμβανε άνετα μέχρι και την τροχιά του Κρόνου που απέχει από τον Ήλιο 2.9 δισεκατομμύρια χιλιόμετρα.
Καθώς γερνούν ακόμα περισσότερο, γίνονται αυξανόμενα ασταθείς, εκτινάσσοντας μεγάλες ποσότητες ύλης από τα διαδοχικά τους περιβλήματα - που συχνά τους σκιάζουν - και βαδίζουν ορμητικά στην τελική εξελικτική τους καταδίκη : εκρήγνυνται ως υπερκαινοφανείς.Τ’ αστέρια που φουσκώνουν σε υπεργιγάντιο μέγεθος είναι καταδικασμένα σ’ ένα απότομο και βίαιο τέλος. Καθώς εκτείνονται ακόμη περισσότερο, μετατρέπονται σε κόκκινους υπεργίγαντες, τα μεγαλύτερα αστέρια του σύμπαντος. Οι διάμετροι των κόκκινων υπεργιγάντων είναι τόσο μεγάλες που αν τοποθετούσαμε έναν από αυτούς στην θέση του Ήλιου, η έκτασή του θα συμπεριλάμβανε άνετα μέχρι και την τροχιά του Κρόνου που απέχει από τον Ήλιο 2.9 δισεκατομμύρια χιλιόμετρα.
Πηγή στοιχείων : Giles Sparrow, Αστρονόμος, Cosmos, Quercus Pubblishing Ltd, 2006, το βιβλίο που ήδη αναφέρθηκε κι η ιστοσελίδα της ESO.
Μετάφραση από τα αγγλικά : Σοφία Πάνου, Απρίλιος - Νοέμβριος 2008.
Δεν υπάρχουν σχόλια:
Δημοσίευση σχολίου