Η ανάρτηση αφιερώνεται στον Ανδρέα Ριζόπουλο που με την εξαιρετική παρουσίαση του μέλανος σώματος μου έδωσε το έναυσμα να σας συστήσω, αν δεν τα γνωρίζετε, τα αστέρια “τέρατα” Wolf Rayet(WR). Θα προηγηθεί μία σύντομη ξενάγηση στα νορμάλ αστέρια.

ΦΑΣΜΑΤΙΚΗ ΤΑΞΙΝΟΜΙΣΗ ΑΣΤΕΡΩΝ   

Στη φυσική των αστέρων υπάρχουν δύο μεγέθη που η γνώση τους είναι ιδιαίτερα σημαντική. H αποτελεσματική ή σε ελεύθερη μετάφραση ενεργός θερμοκρασία Τ_eff (effective temperature) και η φωτεινότητα L ( Luminosity). H φωτεινότητα είναι η συνολική ισχύς που ακτινοβολείται από την επιφάνεια του αστέρα σε όλα τα μήκη κύματος της Η/Μ ακτινοβολίας. Ενεργός θερμοκρασία είναι αυτή που μας δίνει φωτεινότητα ανά μονάδα επιφάνειας L^* μέλανος σώματος ίση με την πραγματική. H ενεργός θερμοκρασία προσεγγίζει αλλά δεν ταυτίζεται με την πραγματική. Όταν λέμε επιφανειακή θερμοκρασία Τ ενοούμε την ενεργό.Έτσι για την Τ_eff ισχύουν ο νόμος  Stefan – Boltzmann L^* = σΤ⁴  και o νόμος μετατόπισης του Wien  (λ_{max σε m και Τ σε Κelvin}). Σε ένα σφαιρικό αστέρι που εκπέμπει ισότροπα από όλη την επιφάνεια η φωτεινότητα θα είναι L = 4πR²σΤ⁴ . Οι δύο προϋποθέσεις που θέσαμε δεν ισχύουν ποτέ. Ακόμα και σφαιρικό να είναι ένα αστέρι η μέτρηση της ακτίνας του είναι δύσκολη λόγω της ύλης που συσσωρεύται στη φωτόσφαιρά τους και στο παρελθόν είχαν γίνει πολύ μεγάλα λάθη. Υπάρχουν πολλά αστέρια που λόγω ταχείας περιστροφής δεν είναι σφαιρικά. Ακραία περίπτωση το λαμπρότερο αστέρι του Ηριδανού ο Αχερνάρ που μοιάζει με αυγό ή Αργίτικο πεπόνι(εικόνα κάτω).

Η περιστροφή του Αχερνάρ είναι τόσο ταχεία που μόλις η βαρύτητα συγκρατεί τις φυγόκεντρες δυνάμεις.

Σήμερα η μέτρηση της ενεργού θερμοκρασίας γίνεται με φασματοσκοπικές μεθόδους και της φωτεινότητας με τη μέτρηση της φαινόμενης λαμπρότητας b (brightnes) όπως την αντιλαμβανόμαστε εμείς. Ισχύει b = L/4πr² όπου r η απόσταση του αστέρα. Για μεγάλα σφαιρικά αστέρια αν μπορέσουμε και μετρήσουμε τη γωνία ω υπό την οποία βλέπουμε την ακτίνα του R, γνωρίζουμε και την απόσταση r,  τότε εφω = R/r.

Tα αστέρια ανάλογα με την ενεργό τους θερμοκρασία κατατάσσονται σε φασματικές τάξεις. Τα πιο ζεστά από τα νορμάλ αστέρια ανήκουν στη φασματική τάξη Ο με θερμοκρασίες από 25000 – 40000 Κ και χρώμα κυανό. Τα αστέρια αυτά είναι κατά κανόνα νεαρά γιγάντια αστέρια μέσα σε νεφελώματα, των οποίων η ιονίζουσα υπεριώδης ακτινοβολία ιονίζει το υδρογόνο, το άζωτο και το οξυγόνο των νεφελωμάτων δίνοντας μια πανδεσία χρωμάτων. Ακολουθούν η φασματική τάξη Β(κυανόλευκοι) , Α(λευκοί πχ Βέγας), F(λευκοκίτρινοι), G(κίτρινοι όπως ο ήλιος μας) , Κ(πορτοκαλί) και τέλος Μ(ερυθροί) με θερμοκρασίες γύρω απο 3000 Κ. Οι ερυθροί νάνοι αποτελούν την πλειοψηφία των αστέρων του σύμπαντος(76%). Οι ερυθροί γίγαντες είναι το τελευταίο στάδιο εξέλιξης αστέρων σαν τον ήλιο μας και οι ερυθροί υπεργίγαντες είναι αστέρες στο τέλος της σύντομης ζωής τους καθώς όσο πιό μεγάλο είναι ένα αστέρι τόσο πιο γρήγορα καταναλώνει τα πυρηνικά του καύσιμα και πεθαίνει(πχ Betelgeuse το χειμώνα και Αντάρης τώρα το Καλοκαίρι στο νότο).

ΑΣΤΕΡΕΣ WOLF – RAYET       

Πρόκειται για ένα σπάνιο ετερογενές σύνολο αστεριών που χαρακτηρίζονται από ευρείες γραμμές εκπομπής He, C, O και Si σε αντίθεση με τα νορμάλ αστέρια που εμφανίζουν κυρίως γραμμές απορρόφησης. Είναι τα μοναδικά αστέρια στα οποία απουσιάζουν οι φασματικές γραμμές υδρογόνου, το οποίο υδρογόνο έχουν σαρώσει οι ισχυροί αστρικοί άνεμοι. Επιπλέον είναι τα πιό μαζικά(έως 200+ μάζες ήλιου !!!) και τα πιό ζεστά (40.000 – 200.000 Κ !!!) αστέρια του σύμπαντος. Λόγω της υψηλής θερμοκρασίας η φωτεινότητά τους φτάνει εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη του ήλιου μας και οι αστρικοί άνεμοι φτάνουν σε φανταστικές τιμές 3000 km/s η 10.800.000 km/h !!!  Λόγω της τεράστιας μάζας τους ζούν το πολύ 5 εκατομμύρια χρόνια οπότε και δίνουν έκρηξη supernova. Ας δούμε μερικά απο τα πιό καλά μελετημένα αστέρια αυτής της κατηγορίας.

WR 124 

Είναι το άστρο στο κέντρο του νεφελώματος που αυτό δημιούργησε και φαίνεται στην κεντρική εικόνα του άρθρου από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble. Βασικά είναι κάτω του μετρίου της κατηγορίας με μάζα 33 ηλιακές, ακτίνα 26 ηλιακές ,ενεργό θερμοκρασία 45.000 Κ και φωτεινότητα 1000000 φορές μεγαλύτερη του ήλιου. Παρατηρείστε το κατακόκκινο χρώμα του νεφελώματος που οφείλεται στον ιονισμό του υδρογόνου από την σε μεγάλο ποσοστό ιονίζουσα υπεριώδη ακτινοβολία του άστρου.

R 136a1     

 Είναι το μεγαλύτερο από τα καλά μελετημένα αστέρια WR. Μάζα = 200 ηλιακές. Ακτίνα 34 ηλιακές. Θερμοκρασία 47.000 Κ. Φωτεινότητα = 5.000.000 φορές μεγαλύτερη του ήλιου. Ταχύτητα αστρικών ανέμων 2600 km/s = 9.360.000 km/h. Η ισχύς ανά μονάδα επιφάνειας στη γη απο τον ήλιο είναι 1380 W/m². Φανταστείτε τώρα αυτό το αστέρι στη θέση του ήλιου. Η ισχύς ανα μονάδα επιφάνειας στη γη θα ήταν 7.000.000 Kw/m² . Θα εξαέρωνε τα πάντα, όχι μόνο τη γη αλλά  ολόκληρο το ηλιακό σύστημα. Το άστρο βρίσκεται στον πιό κοντινό μας γαλαξία, στο μεγάλο νέφος του Μαγγελάνου στα 167.000 ε.φ . Συγκεκριμένα βρίσκεται στο τεράστιο νεφέλωμα Ταραντούλα που αποτελεί την πιό ενεργή περιοχή αστρογέννεσης στην τοπική μας ομάδα γαλαξιών. Στη φωτογραφία του Hubble κάτω βλέπετε ένα μέρος του νεφελώματος με την περιοχή R 136( εκεί που βρίσκονται πολλά αστέρια βρέφη καθώς και 10 περίπου απο τα μεγαλύτερα WR).

NaSt1 ή Nasty1

 Γνωρίζαμε μαύρες τρύπες και γαλαξίες όχι όμως και αστέρι “Χάνιμπαλ Λέκτερ”. Αυτό το αστέρι WR ονομάστηκε NaSt1 από τα αρχικά των δύο αστρονόμων που το ανακάλυψαν. Όταν όμως το Hubble αποκάλυψε ότι η σκόνη και τα αέρια γύρω του προέρχονται από αστέρι συνοδό που “κατασπάραξε” ο Nast , το ονόμασαν Nasty = Μοχθηρός.

Την προηγούμενη εβδομάδα σε αστροβραδυά παρατηρήσαμε το αστέρι V 1770 Κύκνου, του δικού μας γαλαξία, που είναι αστέρι WR. Ένα όμορφο και ήσυχο αστεράκι που τίποτα δεν προδίδει τα τερατώδη χαρακτηριστικά του. Το κέρδος όμως είναι ότι μικρά παιδιά δημοτικού και μεγαλύτερα γυμνασίου και λυκείου άκουσαν για αυτά τα αστέρια – τέρατα του σύμπαντος και σε τελευταία ανάλυση γιά την άγρια ομορφιά του κόσμου που μας περιβάλλει.