ΜΑΥΡΕΣ ΤΡΥΠΕΣ.

Τα τσιγκούνικα άστρα!

Σ’ αυτά τα άστρα που ονομάζονται λευκοί νάνοι οι πυρηνικές αντιδράσεις έχουν σταματήσει, αυτά όμως ακτινοβολούν εξαιτίας της υψηλής τους θερμοκρασίας. Η λαμπρότητα όμως και η θερμοκρασία τους συνεχώς μειώνονται, καθώς το αστέρι ψύχεται και έρχεται σιγά – σιγά σε θερμική ισορροπία με το περιβάλλον του. Ο χρόνος που παίρνει ένας λευκός νάνος για να κρυώσει είναι μερικές δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια – χρόνος που ξεπερνάει την ηλικία του σύμπαντος!

Ο αστέρας δηλαδή θα μπορούσαμε να πούμε ότι όσο ήταν ερυθρός γίγαντας σπατάλησε με τεράστιους ρυθμούς όλο του το ενεργειακό απόθεμα και τώρα πια, σε αυτήν την φάση έχει μετατραπεί σε Σκρουτζ και ξοδεύει ενέργεια με το σταγονόμετρο. Εδώ όμως πρέπει να τονίσουμε ότι ο αστέρας ως γίγαντας εξελίσσεται ακόμα και εξακολουθεί να παράγει ενέργεια, ενώ ο λευκός νάνος δεν παράγει ενέργεια και φυσικά η αστρική εξέλιξή του έχει σταματήσει.

Η πυκνότητα ενός λευκού νάνου είναι τεράστια. Μπορεί να έχει διαστάσεις σαν αυτές της Γης, αλλά σε ένα τέτοιο όγκο να συγκεντρώνει μάζα σαν τη μισή μάζα του ήλιου ή και περισσότερη, καθώς η πορεία που περιγράψαμε μέχρι εδώ είναι η μοίρα που περιμένει υπό κανονικές συνθήκες αστέρια που έχουν μέχρι και 8 φορές τη μάζα του ήλιου. Αν υποθέσουμε ότι συγκεντρώνει σε διαστάσεις Γης τη μισή μάζα του ήλιου, τότε η πυκνότητά του αγγίζει τα 1 000 000 γραμμάρια ανά τετραγωνικό εκατοστό! ! !
Απο: Εύα Κορδαλή.

ΛΕΥΚΟΙ ΝΑΝΟΙ.

Οι λευκοί νάνοι ανακαλύφθηκαν στα μέσα του 19ου αιώνα, όμως η φυσική που διέπει το εσωτερικό τους δεν έγινε γνωστή παρά εξήντα χρόνια αργότερα. Αποτελούν το τέλος της εξέλιξης αστέρων μικρής μάζας και είναι τα αστρικά υπολείμματα για τα οποία έχουμε την καλύτερη κατανόηση καθώς η βαρυτική συμπίεση δεν έχει φτάσει ακόμα σε σημείο που να προκαλεί εξωτικά φαινόμενα, όπως στις περιπτώσεις των αστέρων νετρονίων και των μελανών οπών. Η ακτίνα των λευκών νάνων δεν ξεπερνά κατά πολύ αυτή της Γης, εξού και το όνομα νάνος. Το όνομα λευκός τους δόθηκε εξ αιτίας της μεγάλης επιφανειακής θερμοκρασίας τους που σε μερικές περιπτώσεις μπορεί και να ξεπερνά τους 80.000 Κ.

Παρά τις υψηλές θερμοκρασίες που επικρατούν στο εσωτερικό τους, η πίεση των ιδανικών αερίων δεν είναι αρκετη για να συγκρατήσει τις δυνάμεις βαρύτητας που ασκούν τα εξωτερικά στρώματα του αστεριού. Αποδεικνύεται ότι  η πίεση των ηλεκτρονίων είναι αυτή που παρέχει το απαραίτητο αντιστάθμισμα στην βαρύτητα, καθώς αυτά βρίσκονται σε κατάσταση εκφυλισμού εξαιτίας της μεγάλης πυκνότητας της ύλης στο εσωτερικό τους.
  Ένα καταρχήν περίεργο φαινόμενο – απόρροια της εκφυλισμένης κατάστασης της ύλης στο εσωτερικό αυτών των αστέρων- είναι ότι όσο η μάζα τους αυξάνει, τόσο μειώνεται ο όγκος τους. Αυτό σημαίνει ότι η πυκνότητά τους επίσης αυξάνει και μετά από κάποια κρίσιμη αστρική μάζα, που αντιστοιχεί σε πυκνότητα τάξης (10^6) gr*cm-3, τα ηλεκτρόνια γίνονται σχετικιστικά(υπακούουν στις αρχές της θεωρίας της σχετικότητας) και χάνουν την ιδιότητά τους να μπορούν να αντισταθμίζουν τις δυνάμεις βαρύτητας. Η κρίσιμη αυτή μάζα που ονομάζεται όριο Chandrasekhar είναι ένα πάνω όριο στις μάζες των λευκών νάνων.

Οι λευκοί νάνοι καταλαμβάνουν το κάτω αριστερά τμήμα του διαγράμματος H-R. Είναι 9 – 10 μεγέθη αμυδρότεροι από τους αστέρες της Κύριας Ακολουθίας που έχουν την ίδια επιφανειακή θερμοκρασία και έτσι ξεχωρίζουν από τους ερυθρούς νάνους που καταλαμβάνουν το κάτω μέρος της Κυρίας Ακολουθίας. Κύριο χαρακτηριστικό των λευκών νάνων είναι ότι στο εσωτερικό τους έχουν σταματήσει όλες οι θερμοπυρηνικές συντήξεις, ενώ η ακτινοβολία τους είναι μια απλή εξωτερίκευση της υψηλής θερμοκρασίας που ήδη υπάρχει στο εσωτερικό τους.

Ένας λευκός νάνος, που όπως προαναφέρθηκε έχει μέγεθος σχεδόν ίδιο με αυτό της Γης, πάλλεται ή αλλιώς «τρέμει» καθώς ενεργειακά κύματα ταξιδεύουν στο εσωτερικό του.. Η εξωτερική επιφάνεια του λευκού νάνου παφλάζει από άκρη σε άκρη, όπως ακριβώς συμβαίνει και στην επιφάνεια της θάλασσας.

Αυτό που ενδιαφέρει άμεσα τους επιστήμονες είναι ο σχηματισμός των παλμών που εκπέμπονται από τον λευκό νάνο. Από το σχήμα, οι ερευνητές μπορούν να κατανοήσουν και να ερμηνεύσουν τον τρόπο με τον οποίο η ατμόσφαιρα του αστέρα συμπεριφέρεται, γεγονός που θα τους οδηγήσει και στην κατανόηση της συμπεριφοράς του εσωτερικού του λευκού νάνου.
Υπάρχουν χιλιάδες λευκοί νάνοι στον γαλαξίας μας, όμως μόλις το 30% εξ αυτών έχει την κατάλληλη φωτεινότητα η οποία επιτρέπει τη μελέτη τους μέσω της αστροσεισμολογίας, η οποία μπορεί να καθορίσει την ηλικία, την θερμοκρασία και την σύσταση του αστέρα από τις ταλαντώσεις της ατμόσφαιράς του.

Το παγκόσμιο δίκτυο τηλεσκοπικής παρατήρησης WET (Whole Earth Telescope), το οποίο διευθύνεται από το Πανεπιστήμιο του Delaware, στρέφει συντονισμένα τα μέσα παρατήρησης που διαθέτει, ώστε να προσφέρει τη σφαιρική κάλυψη ενός αστέρα, ο οποίος βρίσκεται στη διαδικασία της ψύξης. Καθώς η φωτεινότητα του αστεριού μειώνεται στα τελευταία στάδια της ζωής του, οι επιστήμονες ελπίζουν πως το «μοιραίο» γεγονός θα «ρίξει» φως σε σκοτεινές πτυχές του γαλαξίας μας αλλά και του ίδιου μας του πλανήτη.
 Ο αστέρας, ο οποίος βρίσκεται στα τελευταία στάδια της αστρικής εξέλιξης, και οδεύει προς τον θάνατο, είναι ο λευκός νάνος WDJ1524-0030 ο οποίος βρίσκεται στον αστερισμό του Όφιούχου (Όφις). Η παρατήρηση του λευκού νάνου ξεκίνησε στις 15 Μαΐου και θα συνεχιστεί μέχρι της 11 Ιουνίου, με το ερευνητικό δίκτυο να έχει στραμμένους τους φακούς του στο βόρειο ημισφαίριο.
 Ο λευκός νάνος WDJ1524-0030 βρίσκεται στο 20% των αστέρων του Σύμπαντος, των οποίων η ατμόσφαιρα αποτελείται αποκλειστικά από Ήλιο αντί Υδρογόνου. Η ερευνητική ομάδα ελπίζει πως θα καταφέρει να καθορίσει την χημική σύσταση του αστρικού πυρήνα, δηλαδή αν αποτελείται από Υδρογόνο ή Οξυγόνο.
 Η ερευνητική διαδικασία, η οποία θα συνεχιστεί για δύο τουλάχιστον χρόνια, περιλαμβάνει τη μελέτη όλου του φωτογραφικού υλικού, την ανάλυση και ερμηνεία των δεδομένων. Τα συμπεράσματα στη συνέχεια θα εφαρμοστούν και σε άλλους αστέρες συμπεριλαμβανομένου και του Ήλιου, ενώ στα πλάνα των επιστημόνων είναι και η εφαρμογή των συμπερασμάτων και στην περίπτωση της γήινης ατμόσφαιρας, προς βαθύτερη κατανόηση των καιρικών και κλιματικών φαινομένων.
ΑΠΟ: Εύα Κορδαλή..

ΚΙ ΑΛΛΟ ΤΡΑΓΟΥΔΙ...

ΦΕΓΓΕΙΣ ΣΑΝ ΑΣΤΡΟ!

ΠΟΛΙΚΟΣ ΑΣΤΕΡΑΣ-ΤΡΑΓΟΥΔΙ

ΤΡΑΓΟΥΔΙ-ΑΛΝΤΕΜΠΑΡΑΝ

ΤΟ ΦΩΣ...

" Το φως μπορεί να ταξιδεύει το παρελθόν μας στους ουρανούς, εκεί που ήχοι δεν υπαρχουν. Σκάφη φωτονίων με όλα εκείνα που ζήσαμε, διασχίζουν το αχανές με τριακόσιες χιλιάδες χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο, χώνονται στις μασχάλες του ουράνιου αινίγματος, μεταφέρουν το χρώμα της ροδιάς και του ροδάκινου και το καστανό των ματιών της, βιάζονται να συναντήσουν το επόμενο νησί ανοίγοντας πανιά για τις γειτονιές του Σείριου και του Άλφα του Κενταύρου.... Οι ήχοι φυλακίζονται στην ατμόσφαιρα.Το φως, ο παγκόσμιος θεός, είναι και μεγάλος δραπέτης"
Ανδρέας Κασσέτας.

ΥΠΕΡΚΑΙΝΟΦΑΝΕΙΣ, ΕΚΡΗΞΕΙΣ ΑΣΤΕΡΩΝ

Η εντύπωση του καλλιτέχνη για μια έκρηξη σουπερνόβα τύπου Ια Με την άδεια της ESO

Ο Péter Székely από το Πανεπιστήμιο του Szeged, της Ουγγαρίας, και ο Örs Benedekfi από την Ευρωπαϊκή Συμφωνία για την Ανάπτυξη της Σύντηξης στο Garching της Γερμανίας, ερευνούν πως πεθαίνει ένα αστέρι και τι θα σήμαινε για μας στη γη μια κοντινή έκρηξη σούπερνόβα. Στις 7:35 το πρωί της 23ης Φεβρουαρίου 1987, ένα χιλόμετρο κάτω από το έδαφος, ο Γιαπωνέζικος ανιχνευτής νετρίνων Kamiokande II κατέγραψε 11 νετρίνο σε 15 δευτερόλεπτα. Αυτό δεν ακούγεται δραματικό, αλλά τα νετρίνο είναι δύσκολο να ανιχνευτούν γιατί αλληλεπιδρούν πολύ ασθενώς με την ύλη. Κανονικά, ο ανιχνευτής καταγράφει μόνο ένα ζευγάρι νετρίνο την ημέρα από τον Ήλιο, έτσι αυτό έδειξε ένα θεαματικό γεγονός κάπου στο Σύμπαν: ένα γιγαντιαίο αστέρι είχε πεθάνει.

Το μέγεθος είναι το πάν

Πιθανόν η πιο σημαντική ιδιότητα που καθορίζει τη μοίρα ενός αστεριού είναι η μάζα του. Όπως περιγράφεται νωρίτερα σ΄αυτή τη σειρά άρθρων (Boffin & Pierce-Price, 2007), τα αστέρια με παρόμοια μάζα σαν το δικό μας Ήλιο πεθαίνουν χωρίς καμιά αναστάτωση: καίνε το ήλιο σε άνθρακα και οξυγόνο, μετά ελευθερώνουν τα εξωτερικά τους στρώματα σαν πλανητικά νεφελώματα και μέσα σε δισεκατομμύρια χρόνια ο πυρήνας κρυώνει για να σχηματίσει ένα λευκό νάνο.

Τα μεγαλύτερης μάζας αστέρια έχουν μικρότερο χρόνο ζωής και περισσότερο βίαιο πεπρωμένο. Ενώ ένα αστέρι του μεγέθους του Ήλιου μας μπορεί να ζήσει για δισεκατομμύρια χρόνια, αστέρια που έχουν οκτώ έως δέκα φορές τη μάζα του Ήλιου μας ζουν μόνο εκατομμύρια χρόνια γιατί τους τελειώνουν γρήγορα τα καύσιμα. Όταν αυτό συμβαίνει, η ισορροπία μεταξύ δύο βασικών δυνάμεων χάνεται: η βαρύτητα, η οποία τείνει να συμπιέζει την ύλη των αστεριών και η πίεση της ακτινοβολίας η οποία παράγεται από τις πυρηνικές αντιδράσεις στο πυρήνα και τείνει να διαστέλλει το αστέρι. Ο πυρήνας συμπιέζεται για να σχηματίσει ένα αστέρι νετρονίων και τα εξωτερικά στρώματα του αστεριού καταρρέουν (πέφτουν προς τα μέσα) και κατόπιν αναπηδούν από τον πολύ πυκνό πυρήνα σε μια γιγαντιαία έκρηξη: έναν τύπου ΙΙ σουπερνόβα.

Κύματα σωματιδίων, που περιλαμβάνουν και νετρίνο, φεύγουν από τον πυρήνα, μεταφέροντας τη βαρυτική ενέργεια του καταρρέοντος αστεριού. Τα εξωτερικά στρώματα που καταρρέουν απορροφούν πολλά από αυτά τα νετρίνο, οδηγώντας σε πάρα πολύ υψηλές θερμοκρασίες – τόσο υψηλές ώστε να προκαλέσουν τη σύντηξη στοιχείων όπως του χρυσού και του ουρανίου (όπως περιγράφεται στο Rebusco et al., 2007). Ένα μικρό μέρος αυτών των νετρίνο, ωστόσο, διαφεύγει από την ατμόσφαιρα του αστεριού που πεθαίνει και μπορεί να ανιχνευτεί στη γη, στην ησυχία βαθιά κάτω από την επιφάνεια του πλανήτη.

Ένας δεύτερος τύπος αστρικού κατακλυσμού συμβαίνει κατά τη διάρκεια της σύγκρουσης ενός λευκού νάνου και ενός πολύ μεγαλύτερου κόκκινου γίγαντα με μια εκτεταμένη ατμόσφαιρα (εκατοντάδες εκατομμύρια χιλιόμετρα διάμετρο). Αν ένας λευκός νάνος και ένας κόκκινος γίγαντας γυρίζουν ο ένας γύρω από τον άλλο αποτελώντας ένα διπλό αστέρα, ο λευκός νάνος μπορεί να συσσωρεύσει υλικό από τον συνοδό του και να αυξήσει τη μάζα του (δείτε την εικόνα). Όταν ο λευκός νάνος ξεπεράσει τις 1.44 φορές τη μάζα του Ήλιου μας (το όριο Chandrasekhar), γίνεται ασταθής, ξεκινάει σύντηξη που παράγει βαρέα στοιχεία όπως το λανθάνιο και το ρούθιο και τελικά διασπάται σε μια γιγαντιαία έκρηξη: ένα τύπου Ι σουπερνόβα (δείτε την εικόνα).

Η εντύπωση ενός καλλιτέχνη για ένα λευκό νάνο (κάτω δεξιά) που συσσωρεύει υλικό από ένα κόκκινο γίγαντα Η εικόνα δημοσιεύεται με την άδεια της ESO	Όταν η μάζα ενός λευκού νάνου έχει πλησιάσει μια οριακή τιμή, το αστέρι εκρύγνυται σαν ένας τύπου Ια σουπερνόβα Η εικόνα δημοσιεύεται με την άδεια της ESO

Είτε τύπου Ι είτε τύπου ΙΙ, ένας σουπερνόβα είναι από τα πιο ισχυρά γεγονότα στο Σύμπαν από την εποχή του Μπιγκ Μπανγκ. Τις εβδομάδες μετά την έκρηξη, το αστέρι και τα υπολείμματά του εκπέμπουν περισσότερη ενέργεια απ’ ότι ο Ήλιος μας στη διάρκεια δισεκατομμυρίων ετών. Αυτή η τεράστια έκρηξη μπορεί να ξεπεράσει σε λάμψη όλα τα αστέρια του γαλαξία που τη φιλοξενεί και το φως μπορεί να ανιχνευτεί από χιλιάδες εκατομμύρια έτη φωτός μακριά. Στην πραγματικότητα, μια έκρηξη σουπερνόβα που συμβαίνει οπουδήποτε στο Σύμπαν θα είναι πιθανότατα ορατή με ένα ισχυρό τηλεσκόπιο.

Τα υπολείμματα ενός αστεριού

Έτσι τι απομένει μετά από αυτό το βίαιο και δραματικό γεγονός; Στο κέντρο της έκρηξης ενός αστεριού που είναι μικρότερο από 20 ηλιακές μάζες σχηματίζεται ένα αστέρι νετρονίων, με τη μάζα του να συμπιέζεται σε μια σφαίρα με ακτίνα μόνο δέκα χιλιομέτρων – αφάνταστα πυκνής. Το βάρος ενός κουταλιού του γλυκού από ένα αστέρι νετρονίων είναι ίσο με το βάρος όλων των οχημάτων (εκατομμύρια αυτοκίνητα, λεωφορεία, τρένα) που έχουμε εδώ στη Γη (Swinton, 2006). Λόγω της διατήρησης της στροφορμής (όσο μικρότερη η ακτίνα, τόσο γρηγορότερη η περιστροφή), τα αστέρια νετρονίων συχνά περιστρέφονται πάρα πολύ γρήγορα (εκατοντάδες περιστροφές το δευτερόλεπτο), και αυτό μπορεί να προκαλεί ραδιοκύματα προερχόμενα από τους μαγνητικούς πόλους, οπότε ονομάζουμε το αστέρι πάλσαρ

Ένα ακόμη πιο εξωτικό είδος υπολείμματος από το αστέρι νετρονίων ή το πάλσαρ είναι μια μαύρη τρύπα, που γεννιέται όταν ένα αστέρι με μάζα ίση τουλάχιστον με 20 ηλιακές μάζες εκρήγνυται σε ένα σουπερνόβα τύπου ΙΙ. Όταν ένα τέτοιας μάζας αστέρι πεθαίνει, η βαρυτική κατάρρευση δε σταματά με το σχηματισμό ενός αστέρα νετρονίων – αντιθέτως η καταρρέουσα ύλη παράγει ένα πολύ παράξενο φαινόμενο με θεωρητικό όγκο μηδέν και άπειρη πυκνότητα. Τίποτε δεν μπορεί να ξεφύγει από τη μαύρη τρύπα ή το κοντινό της περιβάλλον εκτός και αν ξεπερνά την ταχύτητα του φωτός, αλλά κανένα φως δεν μπορεί να ξεφύγει την τεράστια βαρυτική έλξη – γι αυτό και το όνομα.

Εκτός από αστέρι νετρονίων και μαύρη τρύπα, μπορούμε συχνά να παρατηρήσουμε τα υπολείμματα των νεφών αερίων του αστεριού, που είχαν διασκορπιστεί από το σουπερνόβα. Ένα από αυτά τα εδιαφέροντα αντικείμενα είναι το νεφέλωμα Crab: το υπόλειμμα ενός σουπερνόβα που συνέβη γύρω στο 5500 π.Χ. και παρατηρήθηκε το 1054 από Κινέζους αστρονόμους. Όπως και άλλα υπολείμματα, θα διασκορπιστεί μέσα στο μεσοαστρικό χώρο στη διάρκεια χιλιάδων ετών.

Μαθαίνοντας από τους σουπερνόβα

Ακόμη και χωρίς τα πλεονεκτήματα των μοντέρνων τηλεσκοπίων, ένας σουπερνόβα σε ένα διπλανό γαλαξία είναι δύσκολο να χαθεί. Πρώτη φορά σουπερνόβα παρατηρήθηκε από Κινέζους αστρονόμους το 185 μ.Χ. Όταν ο σχηματισμός του νεφελώματος Crab παρατηρήθηκε στην Κίνα περίπου 800 χρόνια αργότερα, αυτός ο «επισκέπτης αστέρας» ήταν τόσο λαμπερός που ήταν ορατός μέρα μεσημέρι για εβδομάδες.

Η μέγιστη λαμπρότητα κάθε ξεχωριστής έκρηξης σουπερνόβα είναι παρόμοια (τα λέμε «κανονικά κεριά») γιατί οι μάζες που εκρήγνυνται είναι παρόμοιες. Συγκρίνοντας την αναμενόμενη λαμπρότητα με την παρατηρούμενη λαμπρότητα, μπορούμε να υπολογίσουμε πόσο μακριά είναι ο γαλαξίας που φιλοξενεί το σουπερνόβα. Αυτή η τεχνική είναι πολύ σημαντική για την «σκάλα της κοσμικής απόστασης»: είναι μέχρι στιγμής η καλύτερη μέθοδος για να μετρήσουμε την απόσταση απομακρυσμένων γαλαξιών. Και φυσικά, είναι ένας τρόπος να παρατηρήσουμε την πρώιμη ιστορία του Σύμπαντος: τη στιγμή που βλέπουμε μια μακρινή έκρηξη, το αστέρι αυτό το ίδιο θα έχει πεθάνει εδώ και καιρό.

Φυσικά, οι αστρονόμοι δε θέλουν να γνωρίζουν μόνο πόσο μακριά βρίσκεται ο γαλαξίας που φιλοξενεί ένα σουπερνόβα, αλλά επίσης θέλουν να χαρακτηρίσουν και τον ίδιο το σουπερνόβα. Χρησιμοποιούν λοιπόν δύο έμμεσες μεθόδους: τη φωτομετρία και τη φασματοσκοπία. Η φωτομετρία μετρά την λαμπρότητα που ελαττώνεται με το χρόνο και τη μέγιστη λαμπρότητα: αυτή είναι η τεχνική που χρησιμοποιείται για να υπολογιστεί η απόσταση των μακρινών γαλαξιών. Η φασματοσκοπία μας επιτρέπει να συμπεράνουμε τα χημικά στοιχεία στο σουπερνόβα με βάση τα χαρακτηριστικά τους μήκη κύματος. (όπως έχει εξηγηθεί στο Westra, 2007). Συνήθως οι αστρονόμοι εφαρμόζουν και τις δύο μεθόδους για να προσδιορίσουν τις φυσικές ιδιότητες του αστεριού που πεθαίνει, όπως η μάζα του, η θερμοκρασία και η φωτεινότητα.

Κοντινοί σουπερνόβα?

Μέχρι στιγμής, όλοι οι σουπερνόβα που έχουν παρατηρηθεί βρισκόταν πολύ μακριά από τη Γη, αλλά τι θα συνέβαινε αν ένα κοντινό αστέρι γινόταν σουπερνόβα; Ευτυχώς, οι σουπερνόβα είναι σπάνιοι, συμβαίνει ένας κάθε 50 με 100 χρόνια σε ένα κανονικό ελλειπτικό γαλαξία σαν το δικό μας. Ο τελευταίος σουπερνόβα που παρατηρήθηκε στο γαλαξία μας ήταν το 1572 και 1604, αν και τεράστια και πυκνά σύννεφα θα μπορούσαν να κρύψουν μερικές εκρήξεις στη μακρινή άκρη του γαλαξία μας. Ο πιο πρόσφατος και σχετικά κοντινός κατακλυσμός ήταν ο SN 1987A, ο οποίος το 1987 πυροδοτήθηκε στο Μεγάλο νέφος του Μαγγελάνου, έναν από τους μικρότερους συνοδούς γαλαξίες του γαλαξία μας, σε μια απόσταση περίπου 160000 έτη φωτός (δείτε την εικόνα): αυτή η έκρηξη ήτα ορατή με γυμνό μάτι. Πέρα από αυτό, οι αστρονόμοι παρατηρούν εκατοντάδες εκρήξεις σουπερόβα κάθε χρόνο σε μακρινούς γαλαξίες, μερικές φορές δύο στον ίδιο γαλαξία^w1.

Οι θέσεις των SN 2002bo και SN 2002cv σημειώνονται σε αυτή την εικόνα του σπειροειδή γαλαξία NGC 3190 Με την άδεια της ESO

Ευτυχώς, δεν υπάρχει αστέρι στην άμεση γειτονιά μας (μέχρι τα12 περίπου έτη φωτός) το οποίο θα μετατραπεί σε σουπερνόβα στο άμεσο μέλλον, αν και μακρύτερα οι αστρονόμοι έχουν εντοπίσει κάποιους υποφήφιους σουπερνόβα. Ο Μπετελγκιέζ, ο κόκκινος γίγαντας στον αριστερό ώμο του αστερισμού του Ωρίωνα, είναι ο καλύτερος υποφήφιος, αλλά βρίσκεται περίπου 450 έτη φωτός από μας. Θεωρούμε ότι η ζώνη ασφαλείας είναι περίπου 100 έτη φωτός γύρω γύρω: κοντύτερα απ’ αυτό και ο σουπερνόβα θα μπορούσε να βλάψει σοβαρά τον πλανήτη μας. Μεγαλύτερο προβληματισμό προκαλεί ο ΙΚ Pegasi – ένας διπλός αστέρας που αποτελείται από ένα λευκό νάνο και ένα κανονικό αστέρα που γερνάει περίπου 150 έτη φωτός από μας.Ενώ ο Μπετελγκιέζ θα μπορούσε να εκραγεί οποιαδήποτε στιγμή από αύριο μέχρι μερικές χιλιάδες χρόνια ο ΙΚ Pegasi θα συναντήσει τη μοίρα του κάποια στιγμή μέσα στα επόμενα μερικά εκατομμύρια χρόνια.

Αποτελέσματα στη Γη

Λοιπόν τι αποτελέσματα θα είχε ένας κοντινός σουπερνόβα στη Γη; Οι σουπερνόβα παράγουν τεράστια ποσά ακτινοβολίας γ και σωματίδια όπως πρωτόνια και ηλεκτρόνια, που έχουν όλα τους πολύ υψηλές ενέργειες και θα μπορούσαν να καταστρέψουν την ατμόσφαιρα της Γης υποβιβάζοντας το όζον σε ατομικό οξυγόνο. Για παράδειγμα, οι ακτίνες γ μετατρέπουν το ατμοσφαιρικό άζωτο (N₂) σε μονοξείδιο του αζώτου (NO) και άλλα οξείδια του αζώτου (NO_x) που καταλύουν τη διάσπαση του όζοντος

Χωρίς το προστατευτικό στρώμα του όζοντος, οι υπεριώδεις ακτίνες από τον Ήλιο μας θα έφθαναν στην επιφάνεια της Γης χωρίς να εμποδίζονται και θα κατέστρεφαν το φυτοπλαγκτόν (μικροσκοπικά φυτά που ζουν στη στήλη του νερού). Καθώς το φυτοπλαγκτόν αποτελεί ένα θεμελιώδες συστατικό της τροφικής αλυσίδας, η απώλειά του θα είχε ένα καταστρεπτικό αποτέλεσμα και στου περισσότερους άλλους οργανισμούς. Η υψηλής ενέργειας ακτινοβολία θα κατέστρεφε ζωντανά κύτταρα, προκαλώντας καρκίνο και γενετικές μεταλλάξεις: παρόμοια με μια βαριά δόση ακτίνων Χ. Είναι επίσης πιθανό ότι τα επίπεδα των ραδιενεργών στοιχείων στην ατμόσφαιρα θα αυξάνονταν με βλαβερά αποτελέσματα. Θα μπορούσε να είναι μια έκρηξη σουπερνόβα που προκάλεσε την Ορδοβική-Σιλουριακή μαζική εξαφάνιση περίπου 450 εκατομμύρια χρόνια πριν. Περισσότερες από τις μισές θαλάσσιες μορφές ζωής εξαφανίστηκαν σ’ αυτό το γεγονός, που πιστεύεται ότι είναι η δεύτερη μεγαλύτερη εξαφάνιση σε αριθμό γενών που εξαφανίστηκαν. Πιστεύεται ότι η εξαφάνιση αυτή ήταν αποτέλεσμα της καταστροφής του φυτοπλαγκτόν και της μείωσης της θερμοκρασίας που προκάλεσε η αδιαφάνεια του διοξειδίου του αζώτου (NO2). Είναι επίσης πιθανόν ότι η Γη υπέστη μια κοντινή έκρηξη σουπερνόβα περίπου 2.8 εκατομμύρια χρόνια πριν. Κατά τη διάρκεια της έκρηξης, ένα αστέρι που πεθαίνει ελευθερώνει ένα κύμα από ραδιενεργά στοιχεία που μπορεί να αποθηκευτούν στην επιφάνεια των πλανητών. Χαρακτηριστικά ραδιενεργά στοιχεία, για παράδειγμα ο σίδηρος-60, έχουν βρεθεί σε γεωτρήσεις του θαλάσσιου βυθού. Αυτά μπορεί να είναι απόδειξη ενός σουπερνόβα, αλλά η διαμάχη συνεχίζεται. Περισσότερη απόδειξη για μια πρόσφατη και τοπική έκρηξη σουπερνόβα είναι η τοπική φούσκα, μια κοιλότητα διαμέτρου 300 ετών φωτός, στο μεσοαστρικό μέσο όπου βρίσκεται το δικό μας ηλιακό σύστημα. Αυτή η φούσκα δημιουργήθηκε από διάφορες εκρήξεις σουπερνόβα, που έσπρωξαν το λεπτό περιβάλλον μεσοαστρικό μέσο.

Το λαμπερό συμπαγές νεφέλωμα (SNR 0543-689) είναι υπόλειμμα μιας πρόσφατης έκρηξης σουπερνόβα Με την άδεια της ESO SN 1987A στο μεγάλο νέφος του Μαγγελάνου (σημειώνεται με ένα βέλος) Με την άδεια της ESO

Οι σουπερνόβα ρίζες μας

Ευτυχώς, αυτές οι γιγάντιες εκρήξεις έχουν επίσης θετικά αποτελέσματα. Πιθανότατα οφείλουμε την ύπαρξή μας σε ένα γειτονικό σουπερνόβα. Το ωστικό κύμα από το σουπερνόβα συμπιέζει την περιβάλλουσα μεσοαστρική ύλη – ένα τεράστιο αλλά λεπτό κύμα σκόνης, ατομικό και μοριακό αέριο –και προκαλεί το σχηματισμό των αστεριών. Έτσι ίσως ο σουπερνόβα προκάλεσε την κατάρρευση ενός τεράστιου σύννεφου από το οποίο γεννήθηκε το Ηλιακό μας σύστημα.

Επιπλέον, οι σουπερνόβα ήταν οι πρόγονοι για οτιδήποτε γνωρίζουμε: οι άνθρωποι και όλα από το μικρότερο βακτήριο μέχρι το ψηλότερο βουνό είναι φτιαγμένα από σκόνη από τα αστέρια. Ένα κανονικό αστέρι μπορεί να παράγει τα ελαφρύτερα στοιχεία, αλλά οι αντιδράσεις σύντηξης που σχηματίζουν τα βαρύτερα στοιχεία απαιτούν τις τεράστιες θερμοκρασίες και πιέσεις που επικρατούν στα γιγαντιαία αστέρια (για λεπτομέρειες, δείτε Boffin & Pierce-Price, 2007; Rebusco et al., 2007). Αυτά τα στοιχεία σχηματίζονται και διασκορπίζονται στο μεσοαστρικό διάστημα από τους σουπερνόβα, εμπλουτίζοντας τα σύννεφα της ύλης από τα οποία τα αστέρια, οι πλανήτες και η ζωή μπορούν να προκύψουν. Κατά μία έννοια, είμαστε παιδιά των σουπερνόβα.

Οι σουπερνόβα, συνεπώς, έχουν σχηματίσει το Σύμπαν μας και την ιστορία μας. Έχουν δημιουργήσει τις συνθήκες για ζωή στη Γη παράγοντας στοιχεία, έχουν επηρεάσει την εξέλιξη προκαλώντας μαζικές εξαφανίσεις και τώρα, εξετάζοντας τους σουπερνόβα μπορούμε να μάθουμε πολλά για το σύμπαν και τους εαυτούς μας.

Α του Κενταύρου- Το κοντινότερό μας αστέρι!

Άλφα Κενταύρου 

   Είναι ο μεγαλύτερος αστέρας στον αστερισμό του Κενταύρου, στο νότιο ημισφαίριο και είναι διπλός αστέρας που αναφέρεται επίσης ως: άλφα Κενταύρου Α και Β. Στο γυμνό μάτι εμφανίζεται ως απλός αστέρας και αποτελεί το τρίτο λαμπρότερο άστρο στον νυχτερινό ουρανό, ενώ είναι το κοντινότερο  αστρικό σύστημα στον Ήλιο, σε απόσταση 4,35 ετών φωτός (41 τρισ. χλμ). Θα φθάναμε εκεί σε 115.000 χρόνια κινούμενοι με ταχύτητα 11.2 Km/s δηλαδή 40.320 Km/h που είναι η Ταχύτητα Διαφυγής από το Βαρυτικό Πεδίο της Γης)…Είναι ένας αμυδρός Κόκκινος Νάνος

   Οι δύο κύριοι αστέρες του αστρικού σύστηματος εμφανίζονται ως ενιαίο άστρο με γυμνό μάτι, διακρίνονται όμως ως δύο ξεχωριστά αστρικά σώματα μόνο με παρατήρηση μέσω τηλεσκοπίου. Οι αστέρες αυτοί, βρίσκονται σε στενή τροχία μεταξύ τους. Ακόμα εκτός από τους αστέρες αυτούς, εμφανίζεται σε σχετικά απομακρισμένη απόσταση και ένας τρίτος, ο λεγόμενος «Εγγύτατος Κενταύρου», ο όποιος λόγω του μικρού μεγέθους του δεν είναι εμφανής με γυμνό μάτι.  

   Τέλος, αν μπορούσαμε να κατασκευάσουμε ένα διαστημόπλοιο που θα ταξίδευε με το 1% της ταχύτητας του φωτός (300.000 χλμ./δευτερόλεπτο) θα χρειαζόταν 435 χρόνια για να φθάσει στον α-Κενταύρου.

ΑΛΝΤΕΜΠΑΡΑΝ- ΕΝΑΣ ΕΡΥΘΡΟΣ ΓΙΓΑΝΤΑΣ!

Αλντεμπαράν.

  'Ετσι ονόμαζαν οι Άραβες τον αστέρα α του αστερισμού του Ταύρου, ενώ η αρχαία ονομασία αυτού από τους Έλληνες ήταν "νότιος οφθαλμός του Ταύρου". Το αραβικό όνομα Αλντεμπαράν που είναι και σήμερα σε χρήση σημαίνει "αυτός που ακολουθεί". Προφανώς οι Άραβες τον ονόμασαν έτσι επειδή ακολουθεί τις Πλειάδες (κοινώς Πούλια) που αποτελεί ομάδα αστέρων του ίδιου αστερισμού του Ταύρου.

  Ο Αλντεμπαράν είναι λαμπρός αστέρας πρώτου μεγέθους, κατά σειρά λαμπρότητας είναι ο 14ος αστέρας του ουρανού και βρίσκεται αν προεκταθεί η γραμμή των τριών λαμπρών αστέρων της ζώνης του Ωρίωνα προς Βορρά. Το χρώμα του Αντεμπαράν είναι κόκκινο ή ακριβέστερα πορτοκαλοκίτρινο.
  Η απόστασή του από η Γη, είναι γύρω στα 65,1 έτη φωτός από το δικό μας ηλιακό σύστημα. Έχει διάμετρο μεγαλύτερη απο αυτή του Ηλίου. Η θερμοκρασία της επιφάνειάς του βρέθηκε με διάφορες μεθόδους ότι φθάνει τους 3.500 βαθμούς Κελσίου αλλά όχι άνω των 3.830. Ενώ είναι και ο πρώτος αστέρας στον οποίο διαπιστώθηκε ιδία κίνηση, ότι δηλαδή δεν μένει ακίνητος στο διάστημα αλλά ότι μετατοπίζεται. Το σημαντικό αυτό γεγονός

Η ΠΟΥΛΙΑ ΚΑΙ Ο ΑΥΓΕΡΙΝΟΣ

Αστέρια κύριας ακολουθίας.

Τα περισσότερα άστρα στο Σύμπαν ανήκουν, όπως και ο Ήλιος, στην λεγόμενη κύρια ακολουθία. Τα άστρα της κύριας ακολουθίας χαρακτηρίζονται απο μία κατάσταση <<ισορροπίας>> όπου η συνεχής τάση τους για συστολή, λόγω της βαρύτητας, αντισταθμίζεται από την τεράστια έκλυση ενέργειας στο εσωτερικό τους. Η επιφανειακή θερμοκρασία των αστέρων της κύριας ακολουθίας μπορεί να φθάσει και τους 30.000 βαθμούς. Το χρώμα του φωτός που εκπέμπουν εξαρτάται από την θερμοκρασία αυτή, και ποικίλλει απ' το ερυθρό έως το γαλαζωπό.
 Ο Σείριος, ο Βέγας, ο Πολικός, αλλά και τα περισσότερα από τα αστέρια που θαυμάζουμε στον νυχτερινό ουρανό ανήκουν στην κύρια ακολουθία. Είναι αστέρες που θα ζήσουν έκθαμβοι και σε δυναμική ισορροπία ίσως για δισεκατομμύρια χρόνια. Ας σημειωθεί μόνο ότι υπάρχει και ένας πολύ μεγάλος αριθμός αστεριών που είναι μικρότερα και ψυχρότερα από τον Ήλιο, και το φως τους είναι πολύ πιο αμυδρό.
ΠΗΓΗ: "Η αυτοβιογραφία του φωτός", Γ. Γραμματικάκης

ΗΛΙΟΣ!

Η ΠΑΡΟΥΣΙΑ ΖΩΗΣ ΣΤΟΝ ΔΙΚΟ ΜΑΣ ΠΛΑΝΗΤΗ-ΠΟΥ ΕΙΝΑΙ, ΠΡΟΣ ΩΡΑΣ, ΚΑΙ Η ΜΟΝΗ ΒΕΒΑΙΟΤΗΤΑ! - ΟΦΕΊΛΕΤΑΙ ΚΑΙ ΣΤΟ ΟΤΙ Η ΘΩΠΕΥΤΙΚΗ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑ ΤΟΥ ΗΛΙΟΥ ΔΙΑΡΚΕΙ ΕΔΩ ΚΑΙ ΔΙΣΕΚΑΤΟΜΜΥΡΙΑ ΧΡΟΝΙΑ.
 ΑΠΟ Ο,ΤΙ ΠΡΑΓΜΑΤΙ ΔΕΙΧΝΟΥΝ ΟΙ ΥΠΟΛΟΓΙΣΜΟΙ, ΟΙ ΠΥΡΗΝΙΚΕΣ ΑΝΤΙΔΡΑΣΕΙΣ ΣΤΟΝ ΗΛΙΟ ΠΡΕΠΕΙ ΝΑ ΑΡΧΙΣΑΝ ΠΡΙΝ ΑΠΟ ΤΕΣΣΕΡΑ ΤΟΥΛΑΧΙΣΤΟΝ ΔΙΣΕΚΑΤΟΜΜΥΡΙΑ ΧΡΟΝΙΑ.ΚΙ ΕΝΩ ΚΑΘΕ ΔΕΥΤΕΡΟΛΕΠΤΟ 600 ΔΙΣΕΚΑΤΟΜΜΥΡΙΑ ΤΟΝΟΙ ΥΔΡΟΓΟΝΟΥ ΜΕΤΑΤΡΕΠΟΝΤΑΙ ΣΕ ΗΛΙΟ,ΤΟ ΤΕΛΟΣ, ΕΥΤΥΧΩΣ,ΕΙΝΑΙ ΑΚΟΜΗ ΜΑΚΡΙΑ.
  Ο ΗΛΙΟΣ ΕΙΝΑΙ ΕΝΑΣ ΑΞΙΟΣΕΒΑΣΤΟΣ ΜΕΣΗΛΙΚΑΣ ,ΠΟΥ ΑΝΑΜΕΝΕΤΑΙ ΝΑ ΖΗΣΕΙ ΑΛΛΑ 5 ΔΙΣΕΚΑΤΟΜΜΥΡΙΑ ΧΡΟΝΙΑ.ΤΟΤΕ,ΕΧΟΝΤΑΣ ΚΑΨΕΙ ΤΟ ΥΔΡΟΓΟΝΟ ΣΤΟ ΚΕΝΤΡΟ ΤΟΥ, ΘΑ ΜΕΤΑΤΡΑΠΕΙ ΣΕ ΕΡΥΘΡΟ ΓΙΓΑΝΤΑ ΠΟΛΥ ΜΕΓΑΛΩΝ ΔΙΑΣΤΑΣΕΩΝ ΚΑΙ ΘΑ ΠΥΡΠΟΛΗΣΕΙ ΜΕ ΕΚΔΙΚΗΤΙΚΟΤΗΤΑ ΤΟΥΣ ΑΜΟΙΡΟΥΣ ΠΛΑΝΗΤΕΣ, ΠΟΥ ΥΠΗΡΞΑΝ ΩΣΤΟΣΟ ΟΙ ΠΙΣΤΟΙ ΤΟΥ ΣΥΝΟΔΟΙ.ΕΙΝΑΙ Η <<ΕΚΠΥΡΩΣΙΣ>>,ΤΟ ΤΕΛΟΣ ΔΗΛΑΔΗ ΤΟΥ ΚΟΣΜΟΥ ΜΕΣΑ ΣΤΗ ΦΩΤΙΑ, ΠΟΥ ΕΙΧΕ ΣΥΛΛΑΒΕΙ ΗΔΗ Η ΑΡΧΑΙΑ ΕΛΛΗΝΙΚΗ ΦΙΛΟΣΟΦΙΑ.
ΑΠΟ ΤΟ ΣΤΑΔΙΟ ΤΟΥ ΕΡΥΘΡΟΥ ΓΙΓΑΝΤΑ ΠΕΡΝΟΥΝ Ή ΘΑ ΠΕΡΑΣΟΥΝ ΟΛΟΙ ΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ.<<Η ΠΕΡΙΟΔΟΣ ΠΟΥ ΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ ΓΙΝΟΝΤΑΙ ΕΡΥΘΡΟΙ ΓΙΓΑΝΤΕΣ>>, ΣΧΟΛΙΑΖΕΙ Ο ΑΔΙΚΟΧΑΜΕΝΟΣ ΒΑΣΙΛΗΣ ΞΑΝΘΟΠΟΥΛΟΣ,<<ΕΙΝΑΙ Η ΠΕΡΙΟΔΟΣ ΤΗΣ ΖΩΗΣ ΤΟΥΣ ΠΟΥ ΚΑΝΟΥΝ ΤΙΣ ΤΡΕΛΕΣ ΤΟΥΣ ΞΟΔΕΥΟΝΤΑΣ ΕΝΕΡΓΕΙΑ ΑΣΥΛΛΟΓΙΣΤΑ.Η ΜΟΝΗ ΔΙΑΦΟΡΑ ΕΙΝΑΙ ΟΤΙ ΤΑ ΑΣΤΕΡΙΑ ΠΕΡΝΟΥΝ ΤΟ ΣΤΑΔΙΟ ΤΗΣ ΕΦΗΒΕΙΑΣ ΜΕΤΑ ΤΗΝ ΩΡΙΜΟΤΗΤΑ ΤΟΥΣ,ΛΙΓΟ ΠΡΙΝ ΑΠΟ ΤΟ ΤΕΛΟΣ ΤΗΣ ΖΩΗΣ ΤΟΥΣ!

ΒΕΡΔΕΛΗ ΚΩΝΣΤΑΝΤΙΝΑ.
ΠΗΓΗ:Η ΑΥΤΟΒΙΟΓΡΑΦΙΑ ΤΟΥ ΦΩΤΟΣ-ΓΙΩΡΓΟΣ ΓΡΑΜΜΑΤΙΚΑΚΗΣ! :)

ΑΛΝΤΕΜΠΑΡΑΝ

ΠΟΛΙΚΟΣ ΑΣΤΕΡΑΣ

Είναι το λαμπερότερο αστέρι του αστερισμού της Μικρής Αρκτου. Είναι ο πρακτικά χρησιμότερος αστέρας στον ουρανό γιατί βρίσκεται στην ίδια θέση όλες τις ώρες του 24ώρου και οποιαδήποτε στιγμή του έτους . Δήλαδή ο ουρανός περιστρέφεται με κέντρο τον Πολικό αστέρα!

 Ανηκει στην κατηγορία των φωτεινών υπεργιγάντων με απόλυτο μέγεθος -3,64 και επιφανειακή θερμοκρασία 7.220 Κ, δηλαδή είναι περίπου 2000 λαμπρότερος του Ήλιου μας!!

Τα άστρα δημιουργούνται μέσα σε τεράστια νέφη αερίου και σκόνης που λέγονται νεφελώματα και που βρίσκονται στους γαλαξίες. Το υλικό των νεφελωμάτων αποτελείται κατά κύριο λόγο από υδρογόνο, ήλιο και σκόνη (συνθετότερα μόρια). Οι διαστάσεις τους είναι πάρα πολύ μεγαλύτερες από το ηλιακό μας σύστημα αλλά η πυκνότητά τους πολύ χαμηλή. Αυτά τα νέφη λόγω της πολύ μεγάλης μάζας τους έχουν κάποια βαρύτητα η οποία όμως, λόγω της χαμηλής πυκνότητας, δεν είναι ικανή να υπερνικήσει τις θερμικές κινήσεις των μορίων και να προκαλέσει τη βαρυτική συστολή και συμπύκνωση.

Το Νεφέλωμα Rosette έχει πρόσφατα δημιουργήσει ένα αστρικό σμήνος. Το σμήνος των άστρων, που είναι στο μέσον, ελευθερώνει υπερηχητικούς ανέμους που διασκορπίζουν και τελικά εξαφανίζουν το νεφέλωμα. Περιέχει πολλά καυτά άστρα που εκπέμπουν σημαντικές ποσότητες υπεριώδους ακτινοβολίας, που ιονίζει το διαστρικό αέριο και σχηματίζεται ένα λαμπερό πλάσμα. Ας σημειωθεί ότι το κόκκινο χρώμα οφείλεται στο ιονισμένο υδρογόνο

Ο γαλήνιος θάνατος ενός μικρού άστρου.

Μετά την γέννηση ενός άστρου, το χρονικό αυτό διάστημα θα το ονομάζαμε νηπιακή ηλικία του άστρου, ακολουθεί μια περίοδος σταθερότητας και τέλος, φτάνει η χρονική εκείνη περίοδος που η αλόγιστη κατασπατάληση της ενέργειας είναι μια αναγκαστική και αναπόφευκτη διαδικασία. Η χρονική περίοδος που μεσολαβεί είναι ουσιαστικά μια μακρόχρονη και αργή πορεία προς τον θάνατο, έναν θάνατο μη αναστρέψιμο και μερικές φορές βίαιο και τρομακτικό. Ο τρόπος με το οποίο πεθαίνει κάθε άστρο είναι διαφορετικός, αλλά είναι αποκλειστική συνάρτηση της ολικής μάζας του άστρου. Κατατάσσουμε λοιπόν σε τρεις κατηγορίες τα αστρικά κατάλοιπα (πτώματα): Σε λευκούς νάνους, σε αστέρες νετρονίων και στις ακατανόητες για τον κοινό ανθρώπινο νου αλλά και τις εξάπτοντας την φαντασία μας μαύρες τρύπες.
Όταν στο κέντρο (εσωτερικό) του άστρου, μετά τις συνεχόμενες πυρηνικές συντήξεις, δημιουργηθεί ο σίδηρος, τότε οι πυρηνικές αντιδράσεις του άστρου σταματούν, αφού ο πυρήνας του σιδήρου είναι ένας σταθερός πυρήνας. Τα αποθέματα των πυρηνικών καυσίμων έχουν εξαντληθεί και εδώ ισχύει κάτι πολύ παράδοξο και παράξενο ταυτόχρονα, τα καύσιμα καταναλώνονται με ρυθμούς μεγαλύτερους, όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα του αστεριού, άρα τα άστρα μεγάλης μάζας χρειάζονται περισσότερα καύσιμα. Αρκεί εδώ να πούμε ότι ο Ήλιος μας, που είναι συγκριτικά ένα μικρό-μεσαίο άστρο “καίει” εξακόσια εκατομμύρια τόνους υδρογόνου το δευτερόλεπτο (600.000.000 τόνους / δευτ.) μετατρέποντας το, σε ήλιο και ενέργεια, με έλλειμμα μάζας 3%. Αποτέλεσμα της διακοπής της πυρηνικής σύντηξης είναι, ότι η βαρύτητα κερδίζει πάλι και αυτή τη φορά ανενόχλητη, ολοκληρώνει το έργο της. Κάτω από το τρομακτικό βάρος των φλοιών που περιβάλλουν τον πυρήνα (σκεφτείτε κάτι σαν το κρεμμύδι), το άστρο συμπιέζεται και πεθαίνει.

Αν η μάζα του άστρου είναι μικρή, ας υποθέσουμε ότι συγκρίνεται με την μάζα του Ήλιου, η κατάληξη του θανάτου του άστρου είναι λευκός νάνος, όνομα που προέρχεται από την λαμπρότητα και τις  διαστάσεις του. Επιπλέον βαρυτική σύνθλιψη στους λευκούς νάνους δεν μπορεί να υπάρξει αφού αυτή αντισταθμίζεται και εξισορροπείται από την πίεση των ηλεκτρονίων που συνυπάρχουν με τους πυρήνες της ιοντισμένης ύλης. Αυτό συμβαίνει γιατί λαμβάνει χώρα ένα εντυπωσιακό φυσικό φαινόμενο:  δεν χρειάζεται κατανάλωση ενέργειας η πίεση των ηλεκτρονίων για να συντηρηθεί.Στηρίζεται απλά, σε μια εντυπωσιακή αρχή της Κβαντομηχανικής, που ακούει στο χαρακτηριστικό όνομα «απαγορευτική  αρχή του Pauli». Στην περίπτωση των ηλεκτρονίων, η αρχή αυτή μεταφράζεται ως εξής: δύο ηλεκτρόνια δεν μπορούν να συμπιεσθούν στην ίδια περιοχή του χώρου, άρα έχουν αναγκαστικά πολύ διαφορετικές  ταχύτητες.

  Ακριβώς γι΄ αυτό τον λόγο τείνουν να απομακρυνθούν το ένα από το άλλο και έτσι το άστρο τείνει να διασταλεί εξισορροπώντας την βαρυτική δύναμη. Το 1928 ένας Ινδός φοιτητής ο Sabrahmanyan Chandrasekhar έφυγε με πλοίο από την πατρίδα του για να σπουδάσει στην Αγγλία, στο Κέιμπριτζ. Στην διάρκεια του ταξιδιού του από την Ινδία ο Chandrasekhar  υπολόγισε πόσο μεγάλο μπορεί να είναι ένα άστρο που, ακόμα κι αν έχει εξαντλήσει όλα τα πυρηνικά του καύσιμα μπορεί να διατηρεί με κάποιο τρόπο την ισορροπία του και να μην καταρρέει. Ο Chandrasekhar κατάλαβε όμως, ότι υπάρχει ένα όριο στην άπωση που μπορεί να προμηθεύσει η απαγορευτική αρχή του Pauli: η θεωρία της σχετικότητας προσδιορίζει ότι η διαφορά ταχυτήτων των σωματιδίων της ύλης μέσα στο άστρο δεν μπορεί να είναι μεγαλύτερη από την ταχύτητα του φωτός. Αυτό σημαίνει πως όταν ένα άστρο γίνει αρκετά πυκνό, η άπωση που προκύπτει από την απαγορευτική αρχή θα είναι μικρότερη από την έλξη της βαρύτητας. Ο Chandrasekhar υπολόγισε ότι ένα ψυχρό άστρο με μάζα μεγαλύτερη από μιάμιση φορά περίπου του Ήλιου δεν θα μπορεί να διατηρεί την ισορροπία του και έτσι θα καταρρεύσει από την βαρυτική έλξη. (Αυτή η μάζα είναι γνωστή σήμερα ως όριο Chandrasekhar). Την ίδια εποχή παρόμοια ανακάλυψη έκανε και ο Ρώσος επιστήμονας Lev Landau. Το όριο Chandrasekhar έχει σημαντικές επιπτώσεις στην τελική μοίρα των άστρων : αν η μάζα τους είναι μικρότερη από αυτό το όριο, το άστρο μπορεί να σταματήσει να συστέλλεται και να παραμείνει σ΄ ένα τελικό στάδιο, αυτό του λευκού νάνου.

Το μέγεθος των λευκών νάνων είναι συγκρίσιμο του μεγέθους της Γης, αλλά διαφέρουν ως προς την πυκνότητα που είναι πολλαπλάσια. Ένα κουταλάκι του γλυκού από την  ύλη ενός λευκού νάνου θα ζύγιζε στη Γη περίπου πενήντα τόνους, αφού η πυκνότητα ενός λευκού νάνου είναι δεκάδες τόνοι ανά κυβικό εκατοστόμετρο. Η υψηλή επιφανειακή θερμοκρασία που επικρατεί σ΄ ένα λευκό νάνο έχει σαν αποτέλεσμα την εντυπωσιακή του λαμπρότητα και έτσι πολλοί έχουν εντοπισθεί από αστρονομικές παρατηρήσεις. Ο πιο γνωστός λευκός νάνος  περιστρέφεται, γύρω από τον Σείριο ένα από τα πιο φωτεινά και γνωστά άστρα του ουρανού. Ο Ήλιος μας μετά την ολοκλήρωση της φάσης του ερυθρού γίγαντα  θα καταλήξει και αυτός σε λευκό νάνο. Η συνεχής εκπομπή ακτινοβολίας από τους λευκούς νάνους τους οδηγεί σταδιακά στην απώλεια ενέργειας που δεν ανανεώνεται, με αποτέλεσμα η λαμπρότητά τους να μειώνεται συνέχεια και κάποια στιγμή το φως τους σβήνει οριστικά. Την περιπλάνηση τους στο Σύμπαν την συνεχίζουν πλέον σαν σκοτεινοί, ψυχροί και αόρατοι νάνοι.

Οι υπέρ-θάνατοι των μεγάλων άστρων.

Ο θάνατος ενός άστρου όταν τελειώσουν τα πυρηνικά του καύσιμα, σε λευκό νάνο ή αστέρα νετρονίων μπορεί να θεωρηθεί σαν ένα ήπιο, ήρεμο και αξιοπρεπές τέλος. Τα άστρα όμως, που έχουν μάζα πολύ μεγαλύτερη από τον Ήλιο υπόκεινται στην διαδικασία της ολοκληρωτικής κατάρρευσης της ίδιας της ύλης τους. Η τελευταία τους προσπάθεια για να αποτρέψουν την κατάρρευση, είναι να εκτινάξουν ένα μεγάλο μέρος της ύλης του στο διάστημα. 

Οι εκρήξεις αυτές που η κάθε μια τους αντιστοιχεί σε λαμπρότητα ενός δισεκατομμυρίων ήλιων, είναι οι ονομαζόμενες εκρήξεις υπερκαινοφανών (supernova). Την έκρηξη την προκαλεί η τελική αδυναμία του πυρήνανα αποτρέψει τη βαρυτική του κατάρρευση και αυτό γίνεται γιατί ύστερα από διαδοχικούς κύκλους πυρηνικών συντήξεων, ο πυρήνας αποτελείται τώρα από σίδηρο και όπως εξηγήσαμε και προηγουμένως, ο σίδηρος είναι σταθερός και δεν προσφέρεται για σύντηξη.Τα εξωτερικά στρώματα του άστρου, που αποτελούνται από ελαφρότερα στοιχεία, εξακολουθούν να ισορροπούν με την καύση, όμως στον πυρήνα οι επικρατούσες κολοσσιαίες βαρυτικές δυνάμεις συνθλίβουν την άπωση από την πίεση των ηλεκτρονίων και των νετρονίων,παραβαίνοντας την απαγορευτική  αρχή του Pauli, εδώ φαίνεται πια ότι όλοι οι νόμοι της φυσικής καταρρέουν .

Ο πυρήνας του άστρου έχει φτάσει πλέον σε διαστάσεις συγκρίσιμες με αυτές των διαστάσεων της Γης, καταρρέει και αποσυντίθεται στα στοιχειώδη σωματίδιά του. Από την αλληλεπίδραση πρωτονίων και ηλεκτρονίων παράγονται νετρίνα, που πρώτα αυτά εγκαταλείπουν τη σκηνή της καταστροφής. Από τα νετρίνα μεταφέρονται προς τους εξωτερικούς φλοιούς, τεράστια ποσά ενέργειας και με τον τρόπο αυτό, επιταχύνεται η βαρυτική κατάρρευση που ολοκληρώνεται σε κλάσματα του δευτερολέπτου μετά την έναρξή της. Στο κέντρο του πυρήνα όμως, η πυκνότητα διαρκώς μεγαλώνει και αυξάνεται. Όταν η τιμή της φθάσει και προσεγγίσει την πυκνότητα της πυρηνικής ύλης, ούτε τα νετρίνα δεν μπορούν πια να διαφύγουν. Ο εγκλωβισμός των νετρίνων προσθέτει συνεχώς ενέργεια στον πυρήνα, με αποτέλεσμα ένα εκρηκτικό κρουστικό κύμα να ξεσπάσει κάποια στιγμή και το οποίο κινείται προς τα έξω με ταχύτητα που φτάνει το ένα δέκατο αυτής του φωτός.

Είναι τόσο μεγάλη δε η πίεση του κρουστικού κύματος που έχει σαν αποτέλεσμα την έκρηξη του άστρου. Οι εξωτερικοί φλοιοί (στρώματα) εξωθούνται με βία αποκτώντας ιλιγγιώδεις ταχύτητες και σχηματίζουν ένα νέφος θερμού αερίου (νεφέλωμα) που ακτινοβολεί φως, ως αποτέλεσμα των συγκρούσεών του με τη μεσοαστρική ύλη.

Ένα τέτοιο νεφέλωμα που βρίσκεται στον αστερισμό του Κύκνου, εξαπλώνεται στο διάστημα ακόμα και σήμερα με ταχύτητες που ξεπερνούν την  ταχύτητα του ήχου. Και είναι το πανέμορφο κατάλοιπο της έκρηξης ενός υπερκαινοφανούς που συνέβη πριν από 20.000 χρόνια.Είναι τόσο φωτεινές και λαμπρές οι εκρήξεις υπερκαινοφανών, που γίνονται εύκολα ανιχνεύσιμες ακόμα και αν το άστρο ανήκει σε κάποιο μακρινό γαλαξία. Η λαμπρότητά τους κυμαίνεται σε χρονικό  διάστημα μερικών εβδομάδων ως και μηνών και ύστερα το άστρο  χάνεται από τον ουρανό.

 Στον δικό μας γαλαξία εδώ και αρκετούς αιώνες δεν είχαν παρατηρηθεί εκρήξεις υπερκαινοφανών, σε αντίθεση με άλλους γαλαξίες που είχαν ήδη καταγραφεί αρκετές εκατοντάδες, ο τελευταίος παρατηρήθηκε από τον Κέπλερ το 1604 μ.χ. και τι ειρωνεία της τύχης, λίγο πριν από την κατασκευή του τηλεσκοπίου. Έναν άλλο γνωστό υπερκαινοφανή, που το κατάλοιπο του αστέρα που εξερράγη βρίσκεται στο Νεφέλωμα του Καρκίνου, κατέγραψαν με οι Κινέζοι αστρολόγοι το 1054 μ.χ. Το Νεφέλωμα του Καρκίνου έχει διάμετρο περίπου 10 έτη φωτός.

Μια έκρηξη υπερκαινοφανούς παρατηρήθηκε πρόσφατα σ' έναν μικρό γειτονικό μας γαλαξία. Η έκρηξη αυτή έγινε ορατή το πρωί της 24ης Φε6ρουαρίου του 1987 και συνέβη στο Νέφος του Μαγγελάνου, που βρίσκεται σε απόσταση 160.000 έτη φωτός μακριά μας. Η έκρηξη ήταν ορατή μόνον από το Νότιο Ημισφαίριο και  ασφαλώς αμέσως συγκέντρωσε το ενδιαφέρον των επιστημόνων. Κάθε τύπου γήινα ή διαστημικά τηλεσκόπια έστρεψαν προς το λαμπρό σημείο. Λίγες ώρες πριν γίνει ορατός ο υπερκαινοφανής, ευαίσθητοι ανιχνευτές στις Ηνωμένες Πολιτείες και στην Ιαπωνία είχαν ήδη καταγράψει την άφιξη των νετρίνων. Όπως είχε προ6λεφθεί θεωρητικά, τα νετρίνα εγκαταλείπουν πρώτα τη σκηνή της εκρήξεως, Το άστρο που εξερράγη στον γνωστό πια ως SN 1987 A, εντοπίστηκε στους αστρονομικούς καταλόγους με το όνομα Sanduleak-69. Έχοντας μάζα 20 φορές την ηλιακή μάζα, έμεινε στην “ζωή” για 10 εκατομμύρια χρόνια περίπου, αλλά το τέλος του ήταν εντυπωσιακό. Ο υπερκαινοφανής SN 1987 Α διατήρησε με διακυμάνσεις τη λαμπρότητά του για μερικούς μήνες. Στο αποκορύφωμα της, η λαμπρότητα αυτή ξεπέρασε κατά 200 φορές αυτήν του Ήλιου, αλλά από τα μέσα του Ιουνίου άρχισε να μειώνεται.

Ήταν η πρώτη γενιά των επιστημόνων, που είχε την τύχη να παρακολουθήσει με ακρίβεια και με προηγμένα μέσα και τεχνικές μια έκρηξη υπερκαινοφανούς. Να την παρακολουθήσει, βέβαια, εκ των υστέρων. Γιατί το φως και τα νετρίνα από τον υπερκαινοφανή είχαν ξεκινήσει το ταξίδι τους, μεταφέροντας μας γνώσεις και πληροφορίες, 160.000 χρόνια πριν, την εποχή που το ανθρώπινο είδος στη Γη , ανακάλυπτε την τεχνική της φωτιάς.
Τα δεδομένα που έχουν συλλεχθεί από την έκρηξη του υπερκαινοφανούς επιβεβαιώνουν τις θεωρητικές αντιλήψεις για την αστρική εξέλιξη. Με εντυπωσιακό τρόπο, το Σύμπαν προσέφερε τη συνηγορία του και επι6ε6αίωσε τις εκπληκτικές ικανότητες του ανθρώπινου μυαλού.
Με την έκρηξη του υπερκαινοφανούς, δεν εκτοξεύεται όλη η μάζα του άστρου στο διάστημα. Κάποιο κατάλοιπο του πυρήνα απομένει. Και έχει, αυτό το κατάλοιπο, τη δυνατότητα να τελειώσει την ζωή του σαν λευκός νάνος ή αστέρας νετρονίων. Αυτήν τη δυνατότητα προσπάθησε απεγνωσμένα να εξασφαλίσει, δραστικά μειώνοντας το βάρος του, το αρχικά μεγάλο αστέρι. Ο αστέρας νετρονίων που, όπως αναφέρθηκε, εκπέμπει τα κανονικά ραδιοσήματά του από το Νεφέλωμα του Καρκίνου είναι το νεκρό κατάλοιπο του υπερκαινοφανούς που παρατήρησαν οι Κινέζοι αστρονόμοι στην αρχή της χιλιετίας. Σε ένα άλλο νεφέλωμα , στον αστερισμό του Ιστία, που επίσης αποτελεί το κατάλοιπο ενός υπερκαινοφανούς, εντοπίσθηκε ένας αστέρας νετρονίων με ηλικία περίπου 11.000 χρόνων. Αν κάποια στιγμή, μια παλλόμενη ραδιοπηγή εκδηλώσει την παρουσία της στον SN 1987 Α, η θεωρητική αυτή εικόνα για την εξέλιξη ενός μεγάλου άστρου θα αποκτήσει ένα ακόμη ισχυρότατο έρεισμα.
ΠΗΓΗ:physics4you

ΑΣΤΕΡΕΣ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ ΚΑΙ ΜΑΥΡΕΣ ΤΡΥΠΕΣ!

Mπροστά σε ένα σπάνιο φαινόμενο βρίσκονται οι αστρονόμοι, εξαιτίας ενός μαγνητικού άστρου νετρονίων, το οποίο δημιουργήθηκε από το "βίαιο" θάνατο ενός κανονικού άστρου, που είχε μάζα τουλάχιστον 40 φορές μεγαλύτερη από του Ήλιου.Όπως πιστεύουν οι επιστήμονες, η κατάρρευση του άστρου θα έπρεπε κανονικά, να δημιουργήσει μια μαύρη τρύπα και όχι ένα άστρο νετρονίων.Μελετώντας τις κινήσεις των γειτονικών άστρων, οι ερευνητές υπολόγισαν ότι το άστρο από το οποίο γεννήθηκε το μάγναστρο είχε μάζα -περίπου- 40 φορές μεγαλύτερη από αυτήν του Ήλιου.... Μέχρι σήμερα, οι επιστήμονες πίστευαν ότι οι αστέρες νετρονίων δημιουργούνται από την κατάρρευση άστρων με 10 έως 25 ηλιακές μάζες, ενώ οι εκρήξεις άστρων με μάζα πάνω από 25 φορές μεγαλύτερη από του Ήλιου, δημιουργούν, αναγκαστικά, μαύρες τρύπες.Το ερώτημα, που δημιουργείται είναι πόση μάζα πρέπει να διαθέτει ένα άστρο, που προκαλεί μαύρη τρύπα, τη στιγμή, που καταρρέει, εάν λάβουμε υπόψη, πως ένα άστρο είναι 40 φορές βαρύτερο από τον Ήλιο και δεν καταφέρνει να προκαλέσει μαύρη τρύπα. :)

                                         ΑΣΤΡΙΚΟΣ ΘΑΝΑΤΟΣ

ΟΙ ΠΕΡΙΣΣΟΤΕΡΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ ΠΕΡΝΑΝΕ ΤΗ ΖΩΗ ΤΟΥΣ ΩΣ ΑΣΤΕΡΕΣ ΤΙΣ ΛΕΓΟΜΕΝΗΣ ΚΥΡΙΑΣ ΑΚΟΛΟΥΘΙΑΣ. 
 ΑΦΟΥ ΕΝΑΣ ΑΣΤΕΡΑΣ ΑΦΗΣΕΙ ΠΙΣΩ ΤΟΥ ΤΙΣ ΘΥΕΛΛΕΣ ΤΗΣ ΝΙΟΤΗΣ, ΔΙΑΓΕΙ ΜΙΑ ΖΩΗ ΣΧΕΤΙΚΑ ΣΤΑΘΕΡΗ ΣΤΗ ΚΥΡΙΑ ΑΚΟΛΟΥΘΙΑ ΚΑΙ ΠΕΡΝΑΕΙ ΤΟ ΜΕΓΑΛΥΤΕΡΟ ΜΕΡΟΣ ΤΗΣ ΜΑΚΑΡΙΑ, ΜΕΤΑΤΡΕΠΟΝΤΑΣ ΥΔΡΟΓΟΝΟ ΣΕ ΗΛΙΟ.   Ο ΗΛΙΟΣ ΜΑΣ ΒΡΙΣΚΕΤΑΙ ΣΕ ΑΥΤΌ ΤΟ ΣΤΑΔΙΟ ΠΟΥ ΑΝΑΛΩΝΕΙ ΥΔΡΟΓΟΝΟ ΣΤΟΝ ΠΥΡΗΝΑ ΤΟΥ.  ΣΕ ΑΥΤΗ ΤΗ ΔΙΑΔΙΚΑΣΙΑ ΑΠΕΛΕΥΘΕΡΩΝΕΤΑΙ ΕΝΕΡΓΕΙΑ ΥΠΟ ΤΗ ΜΟΡΦΗ ΘΕΡΜΟΤΗΤΑΣ ΚΑΙ ΦΩΤΟΣ.
 ΣΤΑ ΠΡΩΤΑ ΣΤΑΔΙΑ ΤΗΣ ΖΩΗΣ ΤΟΥ Ο ΑΣΤΕΡΑΣ ΑΠΟΤΕΛΕΙΤΑΙ ΣΧΕΔΟΝ ΕΞ ΟΛΟΚΛΗΡΟΥ ΑΠΟ ΥΔΡΟΓΟΝΟ.  ΟΤΑΝ ΚΑΙΓΕΤΑΙ ΤΟ ΥΔΡΟΓΟΝΟ ΤΑ ''ΥΠΟΛΕΙΜΜΑΤΑ'' ΚΑΙ ΟΙ ''ΣΤΑΧΤΕΣ''   ΤΗΣ ΚΑΥΣΗΣ  ΤΟΥ ΕΙΝΑΙ ΤΟ ΣΤΟΙΧΕΙΟ ΗΛΙΟ (He).  ΚΑΤΟΠΙΝ, ΚΑΘΩΣ Η ΠΥΡΗΝΙΚΗ ΣΥΝΤΗΞΗ ΠΡΟΧΩΡΑΕΙ, Ο ΠΥΡΗΝΑΣ ΗΛΙΟΥ ΜΕΓΑΛΩΝΕΙ.  ΑΥΤΟ ΤΟ ΣΤΑΔΙΟ ΔΙΑΡΚΕΙ ΕΩΣ ΟΤΟΥ ΠΕΡΙΠΟΥ 10 ΤΟΙΣ ΕΚΑΤΟ ΤΗΣ ΜΑΖΑΣ ΕΝΟΣ ΑΣΤΕΡΑ NA ΜΕΤΑΤΡAΠΕΙ ΣΕ ΗΛΙΟ.  Ο ΗΛΙΟΣ ΜΑΣ, ΓΙΑ ΠΑΡΑΔΕΙΓΜΑ, ΒΡΙΣΚΕΤΑΙ ΣΤΗ ΚΥΡΙΑ ΑΚΟΛΟΥΘΙΑ ΕΔΩ ΚΑΙ 4,5 ΔΙΣΕΚΑΤΟΜΜΥΡΙΑ ΧΡΟΝΙΑ Κ ΘΑ ΣΥΝΕΧΙΣΕΙ ΓΙΑ ΑΛΛΑ 5 ΔΙΣΕΚΑΤΟΜΜΥΡΙΑ ΧΡΟΝΙΑ ΝΑ ΜΕΤΑΤΡΕΠΕΙ ΗΡΕΜΑ ΥΔΡΟΓΟΝΟ ΣΕ ΗΛΙΟ.
 ΔΥΣΤΥΧΩΣ, ΑΥΤΗ Η ΚΑΤΑΣΤΑΣΗ ΔΕΝ ΚΡΑΤΑΕΙ ΓΙΑ ΠΑΝΤΑ.  ΟΤΑΝ Ο ΠΥΡΗΝΑΣ ΗΛΙΟΥ ΓΙΝΕΙ ΤΟΣΟ ΜΕΓΑΛΟΣ ΩΣΤΕ ΤΟ ΑΣΤΡΟ ΠΑΥΕΙ ΝΑ ΕΙΝΑΙ ΣΤΑΘΕΡΟΣ, ΤΟΤΕ ΑΡΧΙΖΕΙ ΤΟ ΓΛΕΝΤΙ.  Ο ΠΥΡΗΝΑΣ ΣΥΡΡΙΚΝΩΝΕΤΑΙ....
 ΑΡΧΙΖΕΙ Η ΚΑΥΣΗ ΗΛΙΟΥ.... ΚΑΙ Η ΘΕΡΜΟΚΡΑΣΙΑ ΑΝΕΒΑΙΝΕΙ.
  Η ΕΞΩΤΕΡΗ ΑΤΜΟΣΦΑΙΡΑ ΑΝΤΙΔΡΑΕΙ ΜΕ ΔΙΑΣΤΟΛΗ ΚΑΙ ΤΟ ΑΣΤΡΟ ΓΙΝΕΤΑΙ ΚΟΚΚΙΝΟΣ ΓΙΓΑΝΤΑΣ. 
 ΤΕΛΙΚΑ, ΘΑ ΣΥΡΡΙΚΝΩΘΕΙ ΤΟΣΟ, ΩΣΤΕ ΘΑ ΓΙΝΕΙ ΕΝΑΣ ΜΑΚΡΟΒΙΟΣ, ΒΡΑΔΕΩΣ ΨΥΧΟΜΕΝΟΣ ΛΕΥΚΟΣ ΝΑΝΟΣ, ΠΟΥ ΘΑ ΠΕΡΙΒΑΛΛΕΤΑΙ ΓΙΑ ΛΙΓΟ ΚΑΙΡΟ ΑΠΟ ΕΝΑ ΝΕΦΩΔΕΣ ΠΕΠΛΟ ΥΛΗΣ, ΤΗΝ ΟΠΟΙΑ ΕΙΧΕ ΑΠΟΒΑΛΛΕΙ  ΣΕ ΠΡΟΓΕΝΕΣΤΕΡΑ ΣΤΑΔΙΑ.  ΠΑΡΟΜΟΙΑ ΜΟΙΡΑ ΠΕΡΙΜΕΝΕΙ Κ ΑΛΛΟΥΣ ΑΣΤΕΡΕΣ ΠΟΥ ΕΧΟΥΝ ΠΕΡΙΠΟΥ ΤΗΝ ΙΔΙΑ ΜΑΖΑ ΜΕ ΤΟΝ ΗΛΙΟ, ΑΝ ΚΑΙ ΜΕΡΙΚΟΙ ΛΕΥΚΟΙ ΝΑΝΟΙ ΜΕ ΣΥΝΟΔΟΥΣ, ΜΠΟΡΕΙ ΝΑ ΕΚΡΑΓΟΥΝ ΩΣ ΥΠΕΡΚΑΙΝΟΦΑΝΕΙΣ ΤΥΠΟΥ la.
  ΑΣΤΕΡΕΣ ΜΕ ΜΑΖΑ ΜΕΓΑΛΥΤΕΡΗ ΤΟΥ ΗΛΙΟΥ ΕΠΙΣΗΣ ΠΕΡΝΑΝΕ ΧΡΟΝΟ ΣΤΗ ΚΥΡΙΑ ΑΚΟΛΟΥΘΙΑ.  ΑΦΟΥ ΟΛΟΚΛΗΡΩΘΟΥΝ ΟΙ ΦΑΣΕΙΣ ΚΑΥΣΗΣ ΤΟΥ ΥΔΡΟΓΟΝΟΥ ΚΑΙ ΤΟΥ ΗΛΙΟΥ, Η ΔΙΑΔΙΚΑΣΙΑ ΤΗΣ ΣΥΝΤΗΞΗΣ ΣΥΝΕΧΙΖΕΙ ΚΑΙ ΔΗΜΙΟΥΡΓΕΙ ΚΕΛΥΦΗ ΚΑΥΣΗΣ ΒΑΡΥΤΕΡΩΝ ΣΤΟΙΧΕΙΩΝ - ΠΥΡΙΤΙΟΥ, ΑΝΘΡΑΚΑ ΚΑΙ ΟΞΥΓΟΝΟΥ.  ΣΤΗΝ ΟΥΣΙΑ, ΤΟ ΠΡΟΙΟΝ ΤΗΣ ΚΑΥΣΗΣ ΑΠΟ ΕΝΑ ΣΤΑΔΙΟ ΧΡΗΣΙΜΟΠΟΙΕΙΤΑΙ ΩΣ ΚΑΥΣΙΜΟ ΣΤΟ ΕΠΟΜΕΝΟ. 
   ΤΕΛΙΚΑ...., ΣΥΣΣΩΡΕΥΕΤΑΙ ΤΟΣΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑ ΣΤΟΝ ΠΥΡΗΝΑ, ΩΣΤΕ Ο ΑΣΤΕΡΑΣ ΦΟΥΣΚΩΝΕΙ ΚΑΙ ΓΙΝΕΤΑΙ ΕΝΑΣ ΓΙΓΑΝΤΑΣ, ΚΑΝΟΝΤΑΣ ΤΟ ΠΡΩΤΟ ΒΗΜΑ ΕΞΟΔΟΥ ΑΠΟ ΤΗΝ ΚΥΡΙΑ ΑΚΟΛΟΥΘΙΑ ΚΑΙ ΠΑΙΡΝΟΝΤΑΣ ΤΟ ΜΟΝΟΠΑΤΙ ΠΟΥ ΟΔΗΓΕΙ ΣΤΟ ΘΑΝΑΤΟ.
   ΣΤΟ ΤΕΛΟΣ ΔΗΜΙΟΥΡΓΕΙΤΑΙ ΕΝΑΣ ΠΥΡΗΝΑΣ ΣΙΔΗΡΟΥ.  ΓΙΑ ΤΗΝ ΚΑΥΣΗ ΤΟΥ ΣΙΔΗΡΟΥ ΑΠΑΙΤΕΙΤΑΙ ΠΕΡΙΣΣΟΤΕΡΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑ ΑΠΟ ΟΣΗ ΑΠΕΛΕΥΘΕΡΩΝΕΤΑΙ.  ΑΥΤΟ ΕΙΝΑΙ ΤΟ ΣΗΜΕΙΟ ΣΤΟ ΟΠΟΙΟ ΤΑ ΠΑΝΤΑ ΚΑΤΑΛΗΓΟΥΝ ΣΕ ΜΙΑ ΚΑΤΑΣΤΡΟΦΙΚΗ ΣΤΑΣΙΜΟΤΗΤΑ.

  ΣΤΟΥΣ ΑΣΤΕΡΕΣ ΠΟΛΥ ΜΕΓΑΛΗΣ ΜΑΖΑΣ ΤΟ ΚΕΝΤΡΙΚΟ ΜΕΡΟΣ ΚΑΤΑΡΡΕΕΙ ΚΑΙ ΤΟ ΕΞΩΤΕΡΙΚΟ ΜΕΡΟΣ ΕΚΤΙΝΑΣΣΕΤΑΙ ΣΤΟ ΔΙΑΣΤΗΜΑ ΜΕ ΜΙΑ ΕΚΡΗΞΗ ΥΠΕΡΚΑΙΝΟΦΑΝΟΥΣ.  Ο,ΤΙ ΑΠΟΜΕΝΕΙ ΓΙΝΕΤΑΙ ΕΙΤΕ ΑΣΤΕΡΑΣ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ Η΄ ΑΝ Ο ΓΕΝΝΗΤΟΡΑΣ ΑΣΤΕΡΑΣ ΕΙΧΕ ΕΞΑΙΡΕΤΙΚΑ ΜΕΓΑΛΗ ΜΑΖΑ, ΜΑΥΡΗ ΤΡΥΠΑ .....

Σείριος

Ο Σείριος, αρχαία ονομασία του απλανή αστέρα α του Μεγάλου Κυνός, είναι ο λαμπρότερος αστέρας του Ουρανού κι από τους πιο κοντινούς στη Γη (απέχει από αυτήν 8,8 έτη φωτός). Είναι τριπλός αστέρας, το κύριο δηλ. σώμα συνοδεύεται από δύο μικρότερους αστέρες.

Η θερμοκρασία της επιφάνειας του είναι 10.000° C και η πυκνότητά του είναι 61.000 φορές μεγαλύτερη από του νερού και 25.000 φορές πιο μεγάλη από την πυκνότητα της Γης.

Το φαινόμενο μέγεθος του είναι -1,8 και το απόλυτο μέγεθος του +1,45 και είναι δέκα περίπου φορές πιο λαμπρός από έναν αστέρα α΄ μεγέθους. Το γεγονός αυτό οφείλεται στο ότι βρίσκεται πολύ πιο κοντά προς τη Γη από άλλους φωτεινότερους αστέρες, αλλά πολύ μακρινούς.

Η απόστασή του από τη Γη είναι 8,4 έτη φωτός και είναι διπλός αστέρας, συνοδεύεται δηλ. από έναν άλλο αστέρα, όπως αποδείχτηκε με υπολογισμούς το 1844 και έγινε δυνατό να παρατηρηθεί το 1862 με τηλεσκόπιο. Ο συνοδός του ονομάζεται Σείριος Β και αποτελούν μαζί ένα σύστημα που περιστρέφεται γύρω από το κέντρο βάρους του και παράλληλα κινείται με ευθύγραμμη ομοιόμορφη κίνηση. Η μέση απόσταση των δύο αστέρων έχει υπολογιστεί σε 3 δισεκατομμύρια χλμ. Η περίοδος της περιστροφής τους είναι 50 χρόνια.

Η μάζα του υπολογίστηκε σε 2,4 φορές η μάζα του Ήλιου και η μάζα του Σείριου Β σε 0,8 φορές η μάζα του Ήλιου, οπότε ολόκληρος ο διπλός αστέρας έχει μάζα 3,2 φορές τη μάζα του Ήλιου. Η πυκνότητα του Σείριου Β είναι 170.000 φορές περίπου μεγαλύτερη από την πυκνότητα του νερού, είναι δηλ. αστέρας που ανήκει στην κατηγορία των λευκών νάνων και μπορεί να παρομοιαστεί με νεφέλωμα, μια και η πυκνότητά του είναι πολύ μικρή.

Παρθένος

Μετά το Λέοντα ο ζωδιακός αστερισμός που ακολουθεί είναι αυτός της Παρθένου. Είναι εξαιρετικά μεγάλος ως προς τον αριθμό των αστεριών του, που φτάνουν τα εκατόν είκοσι ορατά δια γυμνού οφθαλμού μια σκοτεινή νύκτα. Κατά το μήνα Μάιο και γενικότερα την άνοιξη βρίσκεται στο νότιο μέρος του ουρανού πάνω στη γραμμή της εκλειπτικής και είναι ορατός τις πρώτες νυχτερινές ώρες. Για να τον εντοπίσουμε πρέπει να ερευνήσουμε την περιοχή του ουρανού που βρίσκεται συμμετρικά του πολικού αστέρα ως προς τη Μεγάλη Άρκτο. Αν και αποτελείται από πολλά αστέρια εντούτοις λίγα είναι λαμπρά οπότε δεν είναι ιδιαίτερα εντυπωσιακός. Από τα αστέρια του μπορούμε να ξεχωρίσουμε τον Στάχυ άστρο πρώτου μεγέθους (1,2 για την ακρίβεια), που ξεχωρίζει μόνος του στην ευρύτερη περιοχή.

ΜΥΘΟΛΟΓΙΑ. Η Παρθένος δεν είναι άλλη από την κόρη της θεάς Δήμητρας, την Περσεφόνη, που απήχθη από τον Πλούτωνα στον ’δη. Παρόλα αυτά το όνομα της το οφείλει στην Παρθένο θεά Δήμητρα, οπότε κατά άλλους ταυτίζεται με την μητέρα και κατά άλλους με την κόρη. Όταν λοιπόν ο Πλούτωνας άρπαξε την Περσεφόνη η μητέρα της λυπήθηκε τόσο πολύ που διέταξε τη Γη να εμποδίσει κάθε ανθοφορία για να χαθεί κάθε ομορφιά. Έτσι ένας βαρύς χειμώνας σκέπασε όλο τον επάνω κόσμο και έφερε φοβερό λοιμό και δυστυχία. Ο Δίας μη μπορώντας να ανεχτεί την κατάσταση προσπάθησε να φέρει ένα συμβιβασμό και έπεισε τον Πλούτωνα να αφήνει ελεύθερη την Περσεφόνη για έξι μήνες στον πάνω κόσμο και να την κρατάει μαζί του για τους άλλους έξι. Μετά από αυτή τη συμφωνία η Δήμητρα επέτρεψε στη γη να ανθοφορήσει πάλι και αποφάσισε για τους έξι μήνες που θα βρίσκεται κοντά της η αγαπημένη της θυγατέρα να έχει καλοκαιρία οπότε έχουμε άνοιξη και καλοκαίρι και όσο θα λείπει στον ’δη η γη λυπημένη, να είναι άγονη

. Οι αρχαίοι Έλληνες φαντάζονταν την Παρθένο σα νεαρή αγγελόμορφη κόρη στον ουρανό να κρατά με το ένα της χέρι ένα κλαδί φοίνικα και με το άλλο ένα στάχυ αφού συνδέεται με το θερισμό και την καρποφορία της γης. Για αυτό μάλιστα πήρε την ονομασία που αναφέραμε το λαμπρότερο της άστρο, ο Στάχυς.

ΛΕΩΝ

Την άνοιξη η εικόνα του ουρανού αλλάζει έντονα σε σχέση με το χειμώνα, ο Ωρίωνας, ο Ταύρος, ο Μέγας Κύων και όλοι οι άλλοι χειμερινοί αστερισμοί δύουν νωρίς. Αντίθετα νέοι αστερισμοί κάνουν αισθητή την παρουσία τους όπως η Παρθένος, η Κόμη της Βερενίκης και ο Βοώτης. Πρώτος όμως από αυτούς είναι ο Λέοντας, ένας μεγαλοπρεπής αστερισμός που η παρουσία του σηματοδοτεί την αρχή της άνοιξης. Ο Λέων είναι ο πέμπτος ζωδιακός αστερισμός και "μπαίνει" στον ήλιο στις 23 Ιουλίου. Ο αστερισμός αυτός από την αρχαιότητα είχε ιδιαίτερη σημασία. Για τους Αιγυπτίους ήταν ιερός γιατί ήταν άμεσα συνδεδεμένος με τις ευεργετικές πλημμύρες του Νείλου, οι οποίες συνέβαιναν με την είσοδο του στον ήλιο.

Η ΜΥΘΟΛΟΓΙΑ ΤΟΥ ΛΕΟΝΤΑ Ο Λέοντας κατά την μυθολογία δεν είναι άλλος από το Λιοντάρι της Νεμέας. Συνδέεται λοιπόν άμεσα με τον μεγάλο ήρωα της αρχαίας Ελλάδας τον Ηρακλή. Η καταγωγή του Λέοντα, όπως και των περισσότερων αγρίων θηρίων της μυθολογίας μας, ανάγεται στους φοβερούς Τιτάνες. Γεννήθηκε από την ένωση της Χίμαιρας και Όρθρου, γιο του τιτάνα Τυφώνα και της Έχιδνας. Το λιοντάρι αυτό το είχε εκθρέψει η Ήρα και το άφησε ελεύθερο στα δάση της Νεμέας. Εκεί προξενούσε μεγάλες καταστροφές και είχε ερημώσει όλη η περιοχή εξ αιτίας του. Την εποχή εκείνη βασίλευε στις Μυκήνες ο Ευρυσθέας ξάδερφος του Ηρακλή, ο οποίος φοβούμενος μην χάσει τον θρόνο του από το γενναίο εξάδελφό του τον ανάγκασε να κάνει δώδεκα άθλους.

Ο Ηρακλής μη μπορώντας να αρνηθεί τίποτα στον Ευρυσθέα, αφού ήταν αναγκασμένος από ένα χρησμό να τον υπακούσει σε ό,τι και αν του ζητούσε, έλαβε την εντολή να φονεύσει το Λέοντα της Νεμέας. Κατευθύνθηκε λοιπόν προς τη Νεμέα και δεν άργησε να συναντήσει το φοβερό λιοντάρι. Η μονομαχία του ήρωα μας με το θηρίο ήταν σκληρή αλλά τελικά κατάφερε να το πιάσει από το λαιμό και να το πνίξει με τα ίδια του τα χέρια. Μετά τη μονομαχία έλαβε το πανίσχυρο δέρμα του λιονταριού, τη λεοντή, και την φορούσε ως χιτώνα, για αυτό πάντοτε ο Ηρακλής εικονίζεται φορώντας χιτώνα από δέρμα λιονταριού. Αργότερα οι θεοί θέλοντας να τιμήσουν τον Ηρακλή και να θυμίζουν αιώνια στους ανθρώπους την ευγνωμοσύνη που οφείλουν στον ημίθεο αποφάσισαν να ανεβάσουν τον Λέοντα στον ουρανό κάνοντας τον αστερισμό.

ΠΩΣ ΝΑ ΕΝΤΟΠΙΣΕΤΕ ΤΟ ΛΕΟΝΤΑ ΣΤΟΝ ΟΥΡΑΝΟ Ο Λέοντας δεσπόζει στον ουρανό την άνοιξη, ιδίως τον Μάρτιο και τον Απρίλιο λίγο μετά το λυκόφως, στο ζενίθ. Για να τον εντοπίσετε καλό θα είναι να χρησιμοποιήστε έναν χάρτη του ουρανού. Αφού βρείτε τη Μεγάλη Άρκτο εντοπίστε με τη βοήθεια του χάρτη το δ και το γ, με προέκταση της ευθείας δ-γ προς τα Νότο θα βρεθείτε στον Λέοντα. Το σχήμα του αστερισμού του Λέοντα θυμίζει αρκετά λιοντάρι οπότε η διαδικασία εντοπισμού γίνεται ιδιαίτερα εύκολη. Μάλιστα το λαμπρότερο αστέρι του ο Βασιλίσκος ή Regulus που βρίσκεται στη θέση της καρδιάς του Λέοντα είχε ιδιαίτερη σημασία για τους αρχαίους αφού θεωρείτο βασιλικό άστρο.

Οι αρχαίοι Πέρσες τον θεωρούσαν αρχηγό των τεσσάρων βασιλικών αστέρων που το καθένα κυβερνά το ένα τέταρτο του ουρανού. Τα τέσσερα βασιλικά αστέρια είναι ο Αντάρης που κυβερνά το θερινό ουρανό, ο Φομαλχώ που κυβερνά το φθινοπωρινό, ο Λαμπαδίας που κυβερνά τον χειμερινό και ο Βασιλίσκος που κυβερνά τον Εαρινό.

Νεφέλωμα του Δαχτυλιδιού

Γαλαξίες Κεραίες-Το πλησιέστερο σε μας ζεύγος συγκρουόμενων Γαλαξιών

Εκρηξη υπερκαινοφανούς στον αστερισμό της Κασσιόπης

Αστερας

Νεφέλωμα Λιμνοθάλασσας

Αστέρας

Το νεφέλωμα Λιμνοθάλασσας αποτελεί μία τεράστια περιοχή δημιουργίας άστρων στον Γαλαξια μας.
Στην Αστρονομία γενικά αστέρας (star) ή απλανής (σε αντιδιαστολή με τον πλανήτη), ονομάζεται το κάθε ουράνιο σώμα που διατηρεί όλες εκείνες τις ιδιότητες του δικού μας Ηλίου πέριξ του οποίου περιστρέφεται η Γη. Συνεπώς όλοι οι αστέρες είναι Ήλιοι εκ των οποίων και παρατηρείται κατάστικτος ο ουράνιος θόλος.

Κατά την Αστροφυσική ο κάθε αστέρας είναι ένα λαμπερό αέριο ουράνιο σώμα που παράγει ενέργεια από πυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης που συμβαίνουν στον πυρήνα του. Όταν η μάζα του σώματός του είναι μικρότερη από 0.08 φορές της μάζας του ήλιου οι πιέσεις και οι θερμοκρασίες που αναπτύσσονται στο κέντρο του, δεν επαρκούν προκειμένου να αρχίσουν οι πυρηνικές συντήξεις. Επομένως η μάζα όλων των αστέρων είναι μεγαλύτερη από την ανωτέρω ποσότητα.

Οι αστέρες γεννιούνται σε νεφελώματα, όταν μία περιοχή καταρρεύσει από το βάρος της. Όταν είναι αρκετά πυκνό, αρχίζουν οι πυρηνικές αντιδράσεις, καθώς το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο μέσω της πυρηνική σύντηξη. Όσο το άστρο κάνει αυτή τη διαδικασία, βρίσκεται στην κύρια ακολουθία. Η εσωτερική πίεση αποτρέπει το άστρο από την κατάρρευση. Όταν τελείωσει αυτή η φάση, αστέρες με μάζα τουλάχιστον 0,4 φορές όσο η ηλιακή μετατρέπονται σε ερυθρούς γίγαντες και συντήκουν βαρύτερα στοιχεία. Στη συνέχεια αστέρες σαν τον ήλιο απομακρύνουν την ατμόσφαιρά τους και μετατρέπονται σε λευκούς νάνους. Αστέρια δέκα ή περισσότερες φορές από τον ήλιο συντήκουν όλο και βαρύτερα στοιχεία, μέχρι σχηματιστεί σίδηρος. Τότε εκρύγνηνται ως υπερκαινοφανείς αστέρες και το αντικείμενο που μένει είναι απίστευτα συμπηκνωμένο. Αυτά τα αντικείμενα είναι οι αστέρες νετρονίων και οι μαύρες τρύπες.

Παρατηρώντας κυρίως τη νύκτα, στον Ουράνιο θόλο, τους αστέρες διαπιστώνεται ότι αυτοί δεν κατανέμονται ομοιόμορφα σ΄ αυτόν, ενώ παρουσιάζουν κάποια ευδιάκριτα συμπλέγματα τα οποία και ονομάζονται αστερισμοί. Οι αστέρες βρίσκονται καταχωρειμένοι σε καταλόγους. Από τη παρατήρηση των αστέρων αυτοί διακρίνονται σε τρεις κατηγορίες:

Αειφανείς αστέρες, που παρατηρούνται όλο το 24ωρο, πάνω από τον ορίζοντα.

Αφανείς αστέρες, που παραμένουν όλο το 24ωρο υπό τον ορίζοντα και η παρατήρησή τους δεν είναι εφικτή.

Αμφιφανείς αστέρες, που άλλοτε παρατηρούνται υπέρ τον ορίζοντα και άλλοτε όχι.

Η διάκριση αυτή είναι πολύ σημαντική για την Αστρονομική ναυτιλία.

ΓΑΛΑΞΙΑΣ ΑΝΔΡΟΜΕΔΑΣ.

Γαλαξίας Ανδρομέδας

Γαλαξίας της Ανδρομέδας (γνωστός και ως Μεσιέ 31) είναι ένας σπειροειδής γαλαξίας στον αστερισμό της Ανδρομέδας- στον οποίο οφείλει και το όνομά του- και βρίσκεται στο Βόρειο Ημισφαίριο. Κατέχει ένα αξιοσημείωτο ρεκόρ: είναι το πιο απομακρυσμένο αντικείμενο ορατό με γυμνό μάτι. Βρίσκεται σε απόσταση μόλις 2,5 εκατομμυρίων ετών φωτός και μαζί με το Γαλαξία μας αποτελούν τους δύο μεγαλύτερους γαλαξίες της τοπικής ομάδας γαλαξιών. Αν και είναι μεγαλύτερος από το Γαλαξία μας, πιθανότατα ο δεύτερος περιέχει περισσότερη σκοτεινή ύλη και έχει μεγαλύτερη μάζα.  Ο δικός μας φαίνεται να μοιάζει αρκετά με αυτόν, αφού άλλωστε είναι και οι δύο σπειροειδείς και, όπως άλλοι 35 γαλαξίες, ανήκουν στην ίδια Τοπική Ομάδα.
Το θαμπό φως από την Ανδρομέδα, προέρχεται από την σύνθεση του φωτός δισεκατομμυρίων αστεριών, που βρίσκονται τόσο στον πυρήνα του όσο και στους δύο σπειροειδής βραχίονες. Οι βραχίονες του περιέχουν περίπου 400 δισεκατομμύρια άστρα, ενώ ο κεντρικός του πυρήνας περίπου 10 εκατομμύρια άστρα με διάμετρο 70 έτη φωτός.

Η ανακάλυψη του Γαλαξία της Ανδρομέδας
... Πριν ανακαλύψουμε τα ισχυρά τηλεσκόπια πιστεύαμε πως είναι ένα νέφος με διαστρική ύλη. Και μέχρι τις αρχές του εικοστού αιώνα, δεν γνωρίζαμε αν το "Νεφέλωμα της Ανδρομέδας" όπως κι άλλα σπειροειδή νεφελώματα αποτελούσαν ή όχι μέρος του Γαλαξία μας.

Ο αστερισμος της Ανδρομέδας.
Βρίσκεται νότια του αστερισμού Κασσιόπη, και μεταξύ των αστερισμών Πηγάσου και Περσέως. Είναι αμφιφανής στην Ελλάδα.

Απο: Βλαχοκυριάκο!!

Αστερισμός Ανδρομέδας