Ποιες είναι οι διαφορετικές μορφές αστέρων;
Αυτό θα εξετάσουμε σε αυτό το άρθρο.
Καλή εξερεύνηση!
Οι διαφορετικοί τύποι αστέρων στο σύμπαν
Υπάρχουν διάφοροι κύριοι τύποι αστέρων, ανάλογα με το μέγεθος, τη φωτεινότητα και τη διάρκεια ζωής τους:
Καφέ νάνοι – “αποτυχημένα αστέρια”, τα οποία σχηματίζονται από νέφη διαστρικών αερίων, όπως και τα άλλα αστέρια, αλλά δεν φτάνουν ποτέ σε επαρκή μάζα, πυκνότητα και εσωτερική θερμότητα ώστε να ξεκινήσει η διαδικασία πυρηνικής σύντηξης (δηλαδή λιγότερο από το 8% της μάζας του Ήλιου μας). Αν και μπορεί να λάμπουν αμυδρά όταν σχηματίζονται πρόσφατα (και επομένως είναι στην πραγματικότητα κόκκινα και όχι καφέ), αρχίζουν να ψύχονται λίγο αργότερα και επομένως είναι πολύ δύσκολο να εντοπιστούν. Μπορεί να αποτελούν μέρος του πιο κοινού τύπου αστέρα.
Κόκκινοι νάνοι – μικρά, σχετικά ψυχρά άστρα, μεγαλύτερα από τους καφέ νάνους, αλλά μικρότερα από το 40-50% της μάζας του Ήλιου μας. Τα περισσότερα αστέρια στον γαλαξία μας (με εξαίρεση πιθανούς αόρατους καφέ νάνους) είναι κόκκινοι νάνοι. Έχουν πολύ μικρότερη φωτεινότητα από τον Ήλιο μας (ακόμη και ο μεγαλύτερος ερυθρός νάνος έχει μόνο το 10% περίπου της φωτεινότητας του Ήλιου), καίγονται πολύ πιο αργά και γενικά ζουν πολύ περισσότερο.
Κίτρινοι νάνοι – αστέρες της κύριας ακολουθίας, όπως ο δικός μας Ήλιος, ο Άλφα Κενταύρου Α, το Tau Ceti κ.ά., οι οποίοι έχουν γενικά το 80-100% του μεγέθους του Ήλιου και είναι στην πραγματικότητα πιο λευκοί από κίτρινοι. Είναι επίσης γνωστοί ως αστέρες G V για τον φασματικό τους τύπο G και την κλάση φωτεινότητας V.
Λευκοί αστέρες – λαμπροί αστέρες κύριας ακολουθίας με μάζες μεταξύ 1,4 και 2,1 φορές μεγαλύτερες του Ήλιου και θερμοκρασίες επιφάνειας μεταξύ 7.600°C και 10.000°C, όπως ο Σείριος Α και ο Βέγας.
Κόκκινοι γίγαντες – φωτεινοί γίγαντες αστέρες χαμηλής ή ενδιάμεσης μάζας (γενικά μεταξύ 0,5 και 10 ηλιακών μαζών) σε όψιμη φάση της αστρικής εξέλιξης, όπως ο Αλδεβεράν και ο Αρκτούρος. Όταν ένα άστρο κύριας ακολουθίας έχει λιώσει όλο το υδρογόνο του σε ήλιο, αρχίζει να καίει το ήλιο του για να παράγει άνθρακα και οξυγόνο, και διαστέλλεται σε πολλαπλάσιο όγκο από τον προηγούμενο και γίνεται ερυθρός γίγαντας. Μετά από ένα σχετικά σύντομο χρονικό διάστημα (περίπου 200 εκατομμύρια χρόνια), ο ερυθρός γίγαντας αποβάλλει τα εξωτερικά του στρώματα σε ένα νέφος αερίου που ονομάζεται νεφέλωμα και καταρρέει μέσα στον εαυτό του για να σχηματίσει έναν λευκό νάνο. Οι μεγαλύτεροι ερυθροί γίγαντες ονομάζονται ερυθροί υπεργίγαντες και είναι τα μεγαλύτερα αστέρια στο σύμπαν από άποψη όγκου (ο Αντάρης και ο Μπετελγκέζ είναι γνωστά παραδείγματα).
Οι λευκοί νάνοι – μικρά περιβλήματα πυκνών, καμένων άστρων που δεν υφίστανται πλέον αντιδράσεις σύντηξης και αντιπροσωπεύουν την τελική κατάσταση στην εξέλιξη των περισσότερων άστρων στον γαλαξία μας. Όταν ένας ερυθρός γίγαντας έχει εξαντλήσει το ήλιο του για την παραγωγή άνθρακα και οξυγόνου και η μάζα του δεν επαρκεί για τη δημιουργία των θερμοκρασιών του πυρήνα που απαιτούνται για τη σύντηξη του άνθρακα, αποβάλλει τα εξωτερικά του στρώματα για να σχηματίσει ένα πλανητικό νεφέλωμα, αφήνοντας πίσω του μια αδρανή μάζα άνθρακα και οξυγόνου. Ένας λευκός νάνος έχει συνήθως το μέγεθος της Γης, αλλά είναι 200.000 φορές πυκνότερος.
Μαύροι νάνοι – υποθετικά αστρικά υπολείμματα που δημιουργούνται όταν ένας λευκός νάνος ψυχραίνει και σκοτεινιάζει μετά από περίπου δέκα δισεκατομμύρια χρόνια ζωής. Οι μαύροι νάνοι είναι πολύ δύσκολο να ανιχνευθούν, και πολύ λίγοι από αυτούς θα υπήρχαν ούτως ή άλλως σε ένα σύμπαν ηλικίας μόλις 13,7 δισεκατομμυρίων ετών.
Μπλε γίγαντες – γιγάντια, λαμπερά άστρα, μεταξύ 10 και 100 φορές το μέγεθος του Ήλιου, και μεταξύ 10 και 1.000 φορές τη φωτεινότητα του Ήλιου. Λόγω της μάζας και της θερμότητάς τους, έχουν σχετικά μικρή διάρκεια ζωής και εξαντλούν γρήγορα το καύσιμο υδρογόνο τους, καταλήγοντας σε ερυθρούς υπεργίγαντες ή αστέρες νετρονίων. Οι μεγαλύτεροι και πιο φωτεινοί αστέρες ονομάζονται μπλε υπεργίγαντες και υπεργίγαντες. Ο πιο γνωστός μπλε υπεργίγαντας είναι ο Rigel, ο λαμπρότερος αστέρας στον αστερισμό του Ωρίωνα, με μάζα περίπου 20 φορές μεγαλύτερη από αυτή του Ήλιου και φωτεινότητα πάνω από 60.000 φορές μεγαλύτερη. Ο μεγαλύτερος και λαμπρότερος που έχει ανακαλυφθεί ποτέ είναι 10 εκατομμύρια φορές πιο φωτεινός από τον Ήλιο.
Αστέρες νετρονίων – αστρικά υπολείμματα που μπορεί να προκύψουν από τη βαρυτική κατάρρευση αστέρων μεγάλης μάζας κατά τη διάρκεια ενός γεγονότος που μοιάζει με υπερκαινοφανή. Αποτελούνται σχεδόν εξ ολοκλήρου από καταρρεύσαντα νετρόνια και είναι πολύ θερμά και πυκνά. Παρόλο που ένα τυπικό αστέρι νετρονίων έχει μάζα μόλις 1,35 έως 2,1 φορές μεγαλύτερη από εκείνη του Ήλιου, είναι 60.000 φορές μικρότερο από τον Ήλιο (συνήθως έχει διάμετρο περίπου 20 έως 30 χιλιόμετρα) και, λόγω αυτής της τεράστιας πυκνότητας, η βαρύτητά του είναι πάνω από 200 δισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από εκείνη της Γης. Περιστρέφονται πολύ γρήγορα (ιδίως αμέσως μετά την έκρηξη του σουπερνόβα) και ορισμένοι εκπέμπουν τακτικούς παλμούς ακτινοβολίας, γνωστούς ως πάλσαρ. Οι μικρότεροι αστέρες που καταρρέουν γίνονται γενικά λευκοί νάνοι και οι μεγαλύτεροι (πάνω από περίπου 5 ηλιακές μάζες) καταρρέουν εντελώς σε μια μοναδική μαύρη τρύπα. μεταβλητοί αστέρες – αστέρες που αυξάνουν και μειώνουν περιοδικά το μέγεθός τους και φαίνεται να πάλλονται. Οι μεταβολές στη φαινομενική φωτεινότητα μπορεί να οφείλονται σε μεταβολές της πραγματικής φωτεινότητας του αστέρα ή σε μεταβολές της ποσότητας του φωτός από τον αστέρα που εμποδίζεται να φτάσει στη Γη.
Δύο αστέρες – δύο αστέρες που βρίσκονται κοντά μεταξύ τους και περιφέρονται γύρω από το κοινό κέντρο μάζας τους. Στην πραγματικότητα, η πλειονότητα των αστέρων είναι μέρος δυαδικών, τριπλών ή πολλαπλών συστημάτων, και τα πιο γνωστά παραδείγματα είναι ο Σείριος στον αστερισμό Grand Canis και ο Άλφα Κενταύρου.
Ανακαλύψτε το επόμενο άρθρο μας: το πιο ζεστό και το πιο κρύο μέρος του σύμπαντος