Διαγραμμίζοντας τις ζωές των αστεριών

Τα αστέρια είναι οι πιο εκπληκτικές φυσικές μηχανές στο σύμπαν. Εκπέμπουν φως και θερμότητα και δημιουργούν χημικά στοιχεία στους πυρήνες τους. Ωστόσο, όταν οι παρατηρητές τα κοιτάζουν στον νυχτερινό ουρανό, το μόνο που βλέπουν είναι χιλιάδες σημεία φωτός. Μερικά φαίνονται κοκκινωπά, άλλα κίτρινα ή λευκά ή ακόμα και μπλε. Αυτά τα χρώματα δίνουν στην πραγματικότητα ενδείξεις για τις θερμοκρασίες και τις ηλικίες των άστρων και για το πού βρίσκονται στη διάρκεια της ζωής τους. Οι αστρονόμοι «ταξινομούν» τα αστέρια με βάση τα χρώματα και τις θερμοκρασίες τους και το αποτέλεσμα είναι ένα διάσημο γράφημα που ονομάζεται Διάγραμμα Hertzsprung-Russell. Το διάγραμμα H-R είναι ένα διάγραμμα που μαθαίνει από νωρίς κάθε μαθητής αστρονομίας.

Εκμάθηση του βασικού διαγράμματος H-R

Γενικά, το διάγραμμα H-R είναι ένα «οικόπεδο» θερμοκρασίας έναντι φωτεινότητας. Σκεφτείτε τη "φωτεινότητα" ως έναν τρόπο για να ορίσετε τη φωτεινότητα ενός αντικειμένου. Η θερμοκρασία είναι κάτι που όλοι γνωρίζουμε, γενικά ως θερμότητα ενός αντικειμένου. Βοηθά στον ορισμό κάτι που ονομάζεται φασματική κλάση ενός αστεριού, που οι αστρονόμοι καταλαβαίνουν επίσης μελετώντας τα μήκη κύματος του φωτός που προέρχονται από το αστέρι. Έτσι, σε ένα τυπικό διάγραμμα H-R, οι φασματικές κατηγορίες επισημαίνονται από τα θερμότερα προς τα ψυχρότερα αστέρια, με τα γράμματα O, B, A, F, G, K, M (και έξω στα L, N και R). Αυτές οι κατηγορίες αντιπροσωπεύουν επίσης συγκεκριμένα χρώματα. Σε ορισμένα διαγράμματα H-R, τα γράμματα είναι διατεταγμένα στην επάνω γραμμή του γραφήματος. Τα καυτά μπλε-λευκά αστέρια βρίσκονται στα αριστερά και τα πιο ψυχρά τείνουν να είναι πιο προς τη δεξιά πλευρά του γραφήματος.

Το βασικό διάγραμμα H-R επισημαίνεται όπως αυτό που φαίνεται εδώ. Η σχεδόν διαγώνια γραμμή ονομάζεται κύρια ακολουθία. Σχεδόν το 90 τοις εκατό των αστεριών στο σύμπαν υπάρχουν κατά μήκος αυτής της γραμμής κάποια στιγμή στη ζωή τους. Το κάνουν αυτό ενώ ακόμη συντήκουν υδρογόνο με ήλιο στους πυρήνες τους. Τελικά, τελειώνουν το υδρογόνο και αρχίζουν να συντήκουν ήλιο. Τότε είναι που εξελίσσονται για να γίνουν γίγαντες και υπεργίγαντες. Στο γράφημα, τέτοια "προχωρημένα" αστέρια καταλήγουν στην επάνω δεξιά γωνία. Αστέρια όπως ο Ήλιος μπορεί να ακολουθήσουν αυτό το μονοπάτι και στη συνέχεια να συρρικνωθούν για να γίνουν λευκοί νάνοι, οι οποίοι εμφανίζονται στο κάτω αριστερό μέρος του χάρτη.

Οι επιστήμονες και η επιστήμη πίσω από το διάγραμμα H-R

Το διάγραμμα H-R αναπτύχθηκε το 1910 από τους αστρονόμους Ejnar Hertzsprung και Henry Norris Russell. Και οι δύο άντρες εργάζονταν με φάσματα αστεριών — δηλαδή, μελετούσαν το φως από τα αστέρια χρησιμοποιώντας φασματογράφους. Αυτά τα όργανα διασπούν το φως στα συστατικά μήκη κύματός του. Ο τρόπος που εμφανίζονται τα αστρικά μήκη κύματος δίνει ενδείξεις για τα χημικά στοιχεία στο αστέρι. Μπορούν επίσης να αποκαλύψουν πληροφορίες σχετικά με τη θερμοκρασία, την κίνηση στο διάστημα και την ισχύ του μαγνητικού πεδίου. Σχεδιάζοντας τα αστέρια στο διάγραμμα H-R σύμφωνα με τις θερμοκρασίες, τις φασματικές τάξεις και τη φωτεινότητά τους, οι αστρονόμοι μπορούν να ταξινομήσουν τα αστέρια στους διαφορετικούς τύπους τους.

Σήμερα, υπάρχουν διαφορετικές εκδόσεις του χάρτη, ανάλογα με τα συγκεκριμένα χαρακτηριστικά που θέλουν να χαρτογραφήσουν οι αστρονόμοι. Κάθε γράφημα έχει παρόμοια διάταξη, με τα φωτεινότερα αστέρια να εκτείνονται προς τα πάνω και να στρέφονται προς τα πάνω αριστερά και μερικά στις κάτω γωνίες.

Η γλώσσα του διαγράμματος H-R

Το διάγραμμα H-R χρησιμοποιεί όρους που είναι γνωστοί σε όλους τους αστρονόμους, οπότε αξίζει να μάθετε τη «γλώσσα» του χάρτη. Οι περισσότεροι παρατηρητές πιθανότατα έχουν ακούσει τον όρο «μέγεθος» όταν εφαρμόζεται στα αστέρια. Είναι ένα μέτρο της φωτεινότητας ενός αστεριού. Ωστόσο, ένα αστέρι μπορεί να εμφανιστεί φωτεινό για μερικούς λόγους:

•  Θα μπορούσε να είναι αρκετά κοντά και επομένως να φαίνεται πιο φωτεινό από ένα πιο μακριά
•  Μπορεί να είναι πιο φωτεινό επειδή είναι πιο ζεστό.

Για το διάγραμμα H-R, οι αστρονόμοι ενδιαφέρονται κυρίως για την «εγγενή» φωτεινότητα ενός άστρου — δηλαδή, τη φωτεινότητά του λόγω του πόσο καυτό είναι στην πραγματικότητα. Γι' αυτό η φωτεινότητα (που αναφέρθηκε προηγουμένως) σχεδιάζεται κατά μήκος του άξονα y. Όσο πιο μαζικό είναι το αστέρι, τόσο πιο φωτεινό είναι. Αυτός είναι ο λόγος για τον οποίο τα πιο καυτά, φωτεινότερα αστέρια σχεδιάζονται μεταξύ των γίγαντων και των υπεργιγάντων στο Διάγραμμα H-R.

Η θερμοκρασία και/ή η φασματική τάξη προέρχονται, όπως αναφέρθηκε παραπάνω, κοιτάζοντας το φως του αστεριού πολύ προσεκτικά. Κρυμμένα μέσα στα μήκη κύματός του υπάρχουν ενδείξεις για τα στοιχεία που βρίσκονται στο αστέρι. Το υδρογόνο είναι το πιο κοινό στοιχείο, όπως φαίνεται από το έργο της αστρονόμου Cecelia Payne-Gaposchkin στις αρχές του 1900. Το υδρογόνο συντήκεται για να δημιουργήσει ήλιο στον πυρήνα, γι' αυτό και οι αστρονόμοι βλέπουν ήλιο και στο φάσμα ενός αστεριού. Η φασματική τάξη σχετίζεται πολύ στενά με τη θερμοκρασία ενός άστρου, γι' αυτό τα φωτεινότερα αστέρια είναι στις κατηγορίες Ο και Β. Τα πιο ψυχρά αστέρια είναι στις κατηγορίες Κ και Μ. Τα πιο ψυχρά αντικείμενα είναι επίσης αμυδρά και μικρά, και περιλαμβάνουν ακόμη και καφέ νάνους .

Ένα πράγμα που πρέπει να θυμάστε είναι ότι το διάγραμμα H-R μπορεί να μας δείξει ποιος αστρικός τύπος μπορεί να γίνει ένα αστέρι, αλλά δεν προβλέπει απαραίτητα αλλαγές σε ένα αστέρι. Γι' αυτό έχουμε την αστροφυσική — η οποία εφαρμόζει τους νόμους της φυσικής στη ζωή των αστεριών.