Αστροφυσική II Ενότητα 1: Πρωτοαστέρες Χριστοπούλου Παναγιώτα Ελευθερία Σχολή Θετικών Επιστημών Τμ. Φυσικής

2 Τίτλος Ενότητας Σκοποί ενότητας Σκοπός της παρούσας ενότητας είναι η περιγραφή της ύλης μεταξύ των αστέρων & των κατηγοριών στις οποίες αυτή χωρίζεται ανάλογα με τα διάφορα χαρακτηριστικά της. Επιπλέον, παρουσιάζεται το μοντέλο δημιουργίας αστέρων.

Περιεχόμενα ενότητας 1.Μεσοαστρική Ύλη (ISM) 2.Μεσοαστρική Ύλη και η σχέση της με τη δημιουργία αστέρων 3.Συνθήκες κατάρρευσης 4.Σχηματισμός αστέρων και διάγραμμα HR 5. Αστρογέννεση 6.Ενέργεια πρωτοαστέρα 7. Καφέ νάνοι 8.Πίεση και Βαρύτητα

Ο χώρος μεταξύ των αστέρων είναι γεμάτος ύλη υπό μορφή αερίου αλλά και σκόνης. Αυτή η ύλη ονομάζεται μεσοαστρική ύλη (ISM) και είναι συνήθως πολύ ψυχρή αλλά και πολύ αραιή, με πυκνότητα 1 άτομο/cm 3. Η πολύ μικρή πυκνότητα που την χαρακτηρίζει είναι και ο λόγος που αυτή δεν είναι άμεσα παρατηρήσιμη, αν και στον Γαλαξία μας η συνολική μάζα της είναι 5 x 10 9 M . Μεσοαστρική Ύλη (ISM)

Σε ορισμένες περιοχές παρατηρείται ύπαρξη μεσοαστρικής σκόνης (κόκκοι σκόνης, κυρίως ενώσεις πυριτίου ή άνθρακα). Αυτή γίνεται αντιληπτή έμμεσα, από την επίδρασή της στο αστρικό φως. Πιο συγκεκριμένα, η παρουσία αυτών των κόκκων σκόνης έχει ως αποτέλεσμα την επισκότιση του φωτός των αστέρων, η οποία οφείλεται σε: συνδυασμό της απορρόφησης αλλά και της σκέδασης της εκπεμπόμενης από τον αστέρα, ακτινοβολίας (εξάλειψη αστρικού φωτός). Επιπλέον, εξαιτίας της παρουσίας σκόνης παρατηρείται η λεγόμενη ερύθρωση (reddening), δηλαδή, στην περιφέρεια oι αστέρες φαίνονται πιο ερυθροί. Για παράδειγμα, εάν το φάσμα τους δείχνει ότι είναι κυανοί, δείχνουν ερυθρωποί (θετικός μεγάλος δείκτης B-V) όπως οι αστέρες που προβάλλονται στον ορίζοντα. Αυτό οφείλεται στο γεγονός ότι το κυανό φως υφίσταται περισσότερη εξάλειψη από το ερυθρό φως. Barnard 68

Ψυχρά ατομικά νέφη: Χαρακτηρίζονται από πυκνότητες 10 – 20 άτομα/cm 3, Τ~ 50 K, διαστάσεις ~ 10 pc (30 ly) και μάζα Μ ~ 1000 M . Κατά μέσο όρο απέχουν μεταξύ τους 500 ly. Θερμό Διάχυτο ατομικό αέριο : νέφη κυρίως υδρογόνου (90%) με Τ~ 5000 K αλλά με πυκνότητες 0.10 άτομα/cm 3. Μαζί με τα ψυχρά ατομικά νέφη απαρτίζουν ~ 50% της μάζας της μεσοαστρικής ύλης. Μοριακά Νέφη : εκτεταμένες περιοχές ψυχρού αερίου με πυκνότητες άτομα/cm 3 υδρογόνο και σκόνη. Η σκόνη απορροφά το αστρικό φως με αποτέλεσμα αυτά τα νέφη να είναι σκοτεινά και ψυχρά ( Τ ~ μερικές δεκάδες ο Κ). Ο συνδυασμός μεγάλης πυκνότητας και χαμηλής θερμοκρασίας ευνοεί τη δημιουργία σύνθετων μορίων τα οποία ανιχνεύονται στο ραδιοφωνικό μέρος του φάσματος (και οργανικά μόρια.) Ποιές είναι οι μορφές της μεσοαστρικής ύλης;

Περιοχές ιοντισμένου υδρογόνου (HII Regions) : λαμπρές περιοχές ιοντισμένου υδρογόνου στο οπτικό μέρος του φάσματος, γύρω από φωτεινούς θερμούς αστέρες. Χαρακτηρίζονται από θερμοκρασίες, Τ ~ ο K και πυκνότητες της τάξης ιόντα /cm 3. Σκόνη : σημαντικό τμήμα της μεσοαστρικής ύλης. Αποτελείται από μικρούς (< μm –mm) κόκκους στοιχείων βαρύτερων του υδρογόνου και του ηλίου που παράγονται στις ψυχρές ατμόσφαιρες των ερυθρών γιγάντων και διασκορπίζονται στη μεσοαστρική ύλη μέσω αστρικών ανέμων.

Νεφελώματα (Nebulae) Σε ορισμένες περιπτώσεις η μεσοαστρική ύλη σχηματίζει πυκνότερες συσσωρεύσεις αερίων και σκόνης, τα νεφελώματα. Αυτά ταξινομούνται σε : Νεφελώματα εκπομπής: περιοχές ουδέτερου Η, το οποίο έχει ιοντιστεί από την υπεριώδη ακτινοβολία που εκπέμπουν γειτονικά, νεαρά και πολύ λαμπρά άστρα, δημιουργώντας τις λεγόμενες περιοχές ιοντισμένου Η, ΗII (HII Regions ). Αυτό το αέριο εκπέμπει γραμμικό φάσμα. Τι τροφοδοτεί την εκπομπή του νεφελώματος; Είναι σύμπτωση που συνδέονται με την παρουσία λαμπρών (και ΝΕΩΝ) αστέρων; Το νεφέλωμα NGC 1999 (Hubble)

Νεφελώματα Ανάκλασης (Reflection Nebulae): Φως που ανακλάται από τους κόκκους σκόνης που περιβάλλουν λαμπρούς αστέρες. Αυτό το φως συχνά είναι πολωμένο, γεγονός που αποτελεί ένδειξη παρουσίας σκόνης καθώς και παρουσίας μεσαστρικών μαγνητικών πεδίων. To Νεφέλωμα του Κώνου (Hubble)

Σκοτεινά νεφελώματα και σφαιρικά νέφη γνωστά ως σφαιρίδια Bok : Σκοτεινές ψυχρές (~10 o Κ) περιοχές με σκόνη. Τα σφαιρίδια Bok έχουν διάμετρο μερικών pcs ή και <1 pc και μάζες από 10άδες – 1000άδες M . Έχουν πολύ μεγάλες πυκνότητες ~10 10 άτομα/m 3 γι’ αυτό και θεωρούνται οι πυκνοί πυρήνες μοριακών νεφών που έχουν χάσει το περιβάλλον μοριακό αέριο λόγω δράσης ενός γειτονικού θερμού αστέρα μεγάλης μάζας, του οποίου την ορατή ακτινοβολία σκεδάζουν πλήρως ή την απορροφούν (και για αυτό είναι σκοτεινά). ΄Αρα, πρόκειται για αστρικά μαιευτήρια! Περιοχή αστρογέννεσης IC 2944 (Hubble)

Τι αποκάλυψε το Hubble ! «Πίδακες» (jets) εξαιρετικά θερμών αερίων που εκτινάσσονται από νεογεννηθέντες αστέρες. Όταν παρατηρούνται από την πλαϊνή όψη οι πίδακες φαίνονται αντιδιαμετρικοί. Συχνά, αναφέρονται ως « κοσμικά καμινέτα » γιατί αντιπροσωπεύουν αέρια που θερμαίνονται σε χιλιάδες ο Κ. Με αυτά συνδέονται ιδιόμορφα λαμπρά νεφελώματα που ονομάζονται Herbig-Haro (από τα ονόματα των αστρονόμων που τα ανακάλυψαν).

Αυτά είναι περιοχές ιοντισμένου υδρογόνου που σχετίζονται όμως με νεογεννηθέντες αστέρες και θεωρούνται ως το αποτέλεσμα της θέρμανσης από το κύμα shock που παράγεται καθώς η ύλη εκτοξεύεται υπερηχητικά κατά μήκος των πιδάκων. Καθώς η ύλη σαρώνει την περιβάλλουσα μεσοαστρική ύλη (σκόνη και αέριο) θερμαίνει το αέριο και παράγει αυτά τα λαμπρά, ταχέως κινούμενα νέφη. Ένα σημαντικό ποσοστό των νεογεννηθέντων αστέρων (~50%) με V<-21 mag στην καρδιά του Νεφελώματος του Ωρίωνα περιβάλλονται από δίσκους σκόνης και αερίου (proplyds) δηλαδή πρωτοπλανητικούς δίσκους. Οι εικόνες είναι στις γραμμές, Η α, [ΝΙΙ], [ΟΙΙΙ] και η ανάλυση του ιοντισμένου αερίου δείχνει ότι η μάζα τους είναι πολύ μεγαλύτερη από τη μάζα της Γης (2 x kg).

Μεσοαστρική Ύλη και σχηματισμός αστέρων Είναι άραγε τυχαίο που κοντά σε συγκεντρώσεις μεσοαστρικής ύλης παρατηρούνται νέοι αστέρες (δηλαδή προγενέστερων φασματικών τύπων, Ο ή Β); Αυτό που θεωρείται ότι συμβαίνει είναι: Οι αστέρες δημιουργήθηκαν και δημιουργούνται στο γαλαξία μας αλλά και σε άλλους από την συμπύκνωση και κατάρρευση μεσοαστρικών νεφών (αέριο και σκόνη). Η διαδικασία είναι η εξής: 1ο στάδιο: Έναρξη κατάρρευσης Έναρξη κατάρρευσης ενός νέφους 10 3 σωματίδια/cm 3, ο Κ, που συνεπάγεται την έκλυση βαρυτικής ενέργειας, η οποία με τη σειρά της συνεπάγεται αύξηση της θερμοκρασίας του νέφους. ο πυρήνας καταρρέει γρηγορότερα από το κέλυφος.

2ο στάδιο: Κατακερματισμός και κατάρρευση Μετά από εκατομμύρια έτη, επέρχεται κατακερματισμός και κατάρρευση των μικρότερων κομματιών νέφους, υπό την επίδραση της βαρύτητας. Προκαλείται θέρμανση της σκόνης εξαιτίας της σύγκρουσης των μορίων Υδρογόνου, Η 2 ενώ η πυκνότητα φτάνει την τιμή των 10 6 σωματίδια/cm 3. Η θέρμανση του πυρήνα προκαλεί την επιβράδυνση της κατάρρευσης (10 6 σωματίδια/cm 3 ). Η διάμετρος του νέφους σε αυτή την φάση είναι 100 x τη διάμετρο του ηλιακού μας συστήματος. 3ο στάδιο: θέρμανση Επιπρόσθεση υλικού από τα καταρρέοντα εξωτερικά στρώματα στον πυρήνα που συνεχίζει να καταρρέει με πιο αργό ρυθμό. Η προσαύξηση μάζας σε μία αρχική συμπύκνωση προκαλεί αύξηση βαρυτικής πίεσης και της θερμοκρασίας στο κέντρο.

Λόγω διατήρησης στροφορμής, αυξάνεται η ταχύτητα περιστροφής με αποτέλεσμα τη δημιουργία δίσκου και μαγνητικού πεδίου που εμποδίζει την κατάρρευση. όταν ο πυρήνας θερμανθεί στην θερμοκρασία των 2000 ο Κ ξεκινά η διαδικασία της φωτοδιάσπασης του μοριακού υδρογόνου, Η 2 με αποτέλεσμα την απορρόφηση ενέργειας και επιπλέον κατάρρευση. ΤΕΛΟΣ : Η θερμοκρασία του πυρήνα φτάνει τους 10 6 ο K, ενώ τους 3000 ο Κ στο εξωτερικό. Το νέφος με διάσταση 100 Χ R  αποτελεί πλέον ΠΡΩΤΟΑΣΤΕΡΑ. Η σύγκρουση του υλικού με διαστελλόμενο κέλυφος από αστέρα, μπορεί να προκαλέσει την διαφυγή του κάθετα από το δίσκο…

4ο στάδιο : Αστέρας-έμβρυο Ο πυρήνας καταρρέει από 4 ΑU σε διαστάσεις Ηλίου, θερμαίνεται και αρχίζει η σύντηξη του υδρογόνου. Το εξωτερικό περίβλημα από σκόνη, που κρύβει τον αστέρα, τον καθιστά μη ανιχνεύσιμο στο οπτικό μέρος του φάσματος αλλά ανιχνεύσιμο στο ΕΡΥΘΡΟ. Αυτό συμβαίνει εξαιτίας της απορρόφησης της ακτινοβολίας που αυτός εκπέμπει από τη σκόνη που τον περιβάλλει. Στη συνέχεια αυτή επανεκπέμπεται από τους κόκκους αλλά ως ακτινοβολία μικρότερης ενέργειας (στο ερυθρό). Αποβολή εξωτερικού περιβλήματος βίαια: αστέρας ΠΡΟ κυρίας ακολουθίας, ο οποίος χαρακτηρίζεται από ταχύτατη περιστροφή.

Πώς θα πρέπει να φαίνεται ένας πρωτοαστέρας σύμφωνα με αυτό το μοντέλο; Πώς είναι ΠΡΑΓΜΑΤΙΚΑ ένας πρωτοαστέρας ; (αστερισμός Ταύρου).

Στη συνέχεια παρουσιάζεται το Νεφέλωμα του Κύκνου (Swan Nebula ή M17 ή Νεφέλωμα Ωμέγα ) σε διάφορες φασματικές περιοχές. Πρόκειται για μια περιοχή αστρογέννεσης σε απόσταση 5000 ετών φωτός στη διεύθυνση του Τοξότη. Το Μ17 στις ακτίνες X : απεικονίζονται τα υψηλής ενέργειας (και άρα υψηλής θερμοκρασίας) τμήματα της περιοχής αστρογέννεσης. Με μπλε παριστάνονται τα πολύ θερμά αέρια (~1.5 εκατομμύρια ο Κ) που εκπέμπονται μακριά από τους νεογεννηθέντες αστέρες. (Chandra)

Το M17 στο οπτικό μέρος: Εικόνα από Canada-France-Hawaii Telescope. Το Μ17 στο υπέρυθρο: αναδεικνύονται οι θερμές γεμάτη σκόνη περιοχές (Spitzer Space Telescope).

Το Μ17 στη μικροκυματική περιοχή : η παρουσία της κεντρικής συμπύκνωσης αποτελεί χαρακτηριστική ένδειξη παρουσίας πυκνού μοριακού νέφους το οποίο σύντομα θα καταρρεύσει προς δημιουργία αστέρων.

Παράδειγμα: To νεφέλωμα του Κύκνου έχει διάμετρο ~ 20 ε.φ. Υπολογίστε τη μάζα του. Εάν έχει πυκνότητα 10 3 άτομα/ cm 3, επαρκεί για τη δημιουργία αστέρα σαν τον Ήλιο; Λύση Το άτομο Η έχει μάζα 1.6 x kgr άρα 1 m 3 θα έχει μάζα : Μ= 10 9 άτομα/ m 3 Χ 1.6 x kgr /άτομο= 1.6 x kgr/ m 3 Εάν το θεωρήσουμε σφαιρικό με ακτίνα r=20/2 ε.φ= 10 x 9.46 x m. Άρα ο όγκος του θα είναι : Και η μάζα Μ=ρV= 1.6 x kgr/ m x m 3 = 5.8 x kgr. Διαιρώντας με τη μάζα του ‘Ηλιου Μ=2900 Μ  Αρα φυσικά και επαρκεί για να φτιάξει πολλούς Ήλιους !

Κάτω από ποιές συνθήκες θα αρχίσει η κατάρρευση; Θεωρώντας αμελητέα τη περιστροφή, την τυρβώδη κίνηση και την παρουσία μαγνητικού πεδίου ο Sir James Jeans έδειξε ότι η δύναμη της πίεσης παύει να αντισταμθμίζει τη βαρυτική έλξη όταν η μάζα του νέφους ή οι διαστάσεις του νέφους R N είναι μεγαλύτερες από R N > R j όπου R j το μήκος Jeans ΝΑ ΤΟ ΑΠΟΔΕΙΞΕΤΕ ξεκινώντας από το θεώρημα Virial όπου Τ η θερμοκρασία του αερίου, ρ ο η πυκνότητα του νέφους και μ το μέσο μοριακό βάρος του αερίου. Ή

Απόδειξη μάζας Jeans

Θέτοντας τιμές για την θερμοκρασία Τ και πυκνότητα ρ ο για τις περιπτώσεις: a)ουδέτερο υδρογόνο Τ=50 ο Κ, ρ ο = 8.4 x kgr/m 3, μ=1 προκύπτει Μ J ~1500 M . Οπότε αυτη η τιμή της μάζας είναι κατά πολύ μεγαλύτερη από τις παρατηρούμενες των ΗΙ νεφών (1-100 M  ). Αρα τα διάχυτα νέφη υδρογόνου είναι σταθερά απέναντι στη βαρυτική κατάρρευση. b)πυρήνες πυκνών μοριακών νεφών Τ=10 ο Κ, ρ ο = 3 x kgr/m 3, μ~2 προκύπτει Μ J ~8 M  (~10 M  ). Αρα αυτά είναι ασταθή προς βαρυτική κατάρρευση, διαπίστωση που συμφωνεί με την παρατήρηση!

Πρέπει να σημειωθεί ότι η θεωρητική προσέγγιση της δημιουργίας συμπυκνώσεων παρουσιάζει δυσκολίες ειδικά στα πρώτα στάδια εξέλιξης Σύμπαντος, όταν στους «πρωτογαλαξίες» δεν υπήρχαν ακόμα αστέρες ούτε μεσοαστρική ύλη αλλά αέριο κυρίως Η και Ηe, ενώ αργότερα είναι αποδεκτή. Ο ρόλος της μεσοαστρικής σκόνης είναι καταλυτικός για την περαιτέρω κατάρρευση, αφού μέσω αυτής απομακρύνεται ενέργεια με τη μορφή ακτινοβολίας στο υπέρυθρο: Άτομα Η συγκρούονται με κόκκους σκόνης. Από τη σύγκρουση αυτή τα άτομα χάνουν μέρος της κινητικής τους ενέργειας, την οποία προσλαμβάνουν οι κόκκοι, με αποτέλεσμα την θέρμανσή τους και στη συνέχεια την επανεκπομπή της με τη μορφή υπέρυθρης ακτινοβολίας (χαμηλότερης ενέργειας ακτινοβολία).

Σχηματισμός αστέρων και διάγραμμα ΗR Στα τελικά στάδια κατάρρευσης ένας πρωτοαστέρας 1 M  θα έχει ακτίνα R= 100 R  και Τ =3000 K. Πού αναμένεται να είναι στο Η-R; Τί μέγεθος θα έχει; Θα είναι λαμπρός; ΑΣΚΗΣΗ Χρησιμοποιήστε την προσομοίωση ΔΙΕΡΕΥΝΗΣΗ ΔΙΑΓΡΑΜΜΑΤΟΣ HR για να ιχνηλατήσετε την πορεία της κατάρρευσης του νέφους μέχρι δημιουργία αστέρα L(t), T(t) και να φτιάξετε την εξελικτική του πορεία (evolutionary track) στο HR. ΛΥΣΗ: Οι πρωτοαστέρες αν και ψυχροί λόγω της μεγάλης επιφάνειάς τους θα είναι λαμπρότεροι από τον Ήλιο. Ο παραπάνω πρωτοαστέρας θα έχει μέγεθος περίπου -4 mag δηλαδή θα είναι πολύ λαμπρός.

Αστρογέννεση Η πορεία γέννεσης (evolutionary track) ενός αστέρα 1 M  από την φάση της κατάρρευσης μέχρι την εγκατάστασή του στην Κύρια Ακολουθία, διαρκεί μέχρι και 30 x 10 6 έτη. Φάση 1 (100 χιλιάδες έτη από την κατάρρευση): Ο πρωτοαστέρας είναι 100 φορές μεγαλύτερος από τον Ήλιο και έχει θερμοκρασία Τ=3000 ο Κ. Σε αυτή την φάση ο πυρήνας αρχίζει να γίνεται αδιαφανής. Και η παραγόμενη από τη συστολή θερμότητα, δεν είναι δυνατόν να ακτινοβοληθεί ελεύθερα περαιτέρω αύξηση θερμοκρασίας του πυρήνα.

Φάση 2 (10 6 έτη από την κατάρρευση) Ο αστέρας συνεχίζει να καταρρέει και ο πυρήνας έχει Τ~5x10 6 ο Κ. Αυξάνεται η ταχύτητα περιστροφής του.

Φάση 3 ( 5x10 6 έτη από την κατάρρευση) Ο πυρήνας ~ 10 6 ο Κ. Μπαίνει στη φάση του αστέρα Τ Tauri (μεταβλητός) και μοιάζει πιο πολύ με αστέρα. Υψηλή περιστροφή και απώλεια μάζας Φάση 4 (10x10 6 έτη από την κατάρρευση) Ένας αστέρας γεννιέται, πυρήνας ~15 x 10 6 Κ, έναρξη σύντηξης. Η διάδοση της ενέργειας γίνεται με ακτινοβολία.

Φάση 5 αστέρας στην ΚΑ Σε αυτή την φάση η ύλη στο εσωτερικό του αστέρα είναι σε ιοντισμένη κατάσταση και όταν η θερμοκρασία του κέντρου φτάσει τους 10 7 ο Κ, αρχίζει η καύση του Η.

ΦΑΣΕΙΣ ΔΗΜΙΟΥΡΓΙΑΣ ΕΝΟΣ ΑΣΤΕΡΑ ΣΑΝ ΤΟΝ ΗΛΙΟ ΜΕΧΡΙ ΤΗΝ ΕΓΚΑΤΑΣΤΑΣΗ ΤΟΥ ΣΤΗΝ ΚΥΡΙΑ ΑΚΟΛΟΥΘΙΑ Kelvin—Helmholtz φάση συστολής Στάδιο Χρόνος παραμονής (yrs) Θερμοκρασία στο κέντρο (Κ) Επιφανειακή θερμοκρασία (Κ) Πυκνότητα στο κέντρο (σωμ./m 3 ) Διάμετρος *(km) Αντικείμενο Μεσοαστρικό νέφος Θραύσμα νέφους Θραύσμα νέφους/πρωτοαστ έρας πρωτοαστέρας αστέρας Αστέρας Κ.Α. *Για σύγκριση: διάμετρος Ήλιου, d  = 1.4x10 6 km & διάμετρος Η.Σ., d Η.Σ. =1.5x10 10 km

Πορεία Hayashi ονομάζεται η πορεία του αστέρα στο διάγραμμα HR από τη γέννησή του μέχρι την φάση αστέρα μηδενικής ηλικίας. Θεωρητική ζώνη ZAMS (Zero Age Main Sequence) : Ο γεωμετρικός τόπος των αστέρων διαφορετικών μαζών μηδενικής ηλικίας. (Ταύτιση με ΚΑ για αστέρες στη γειτονιά του Ήλιου και παρόμοιους σε αστρικά σμήνη). Διαφορετική χημική αναλογία (μεταβολή διαφάνειας εξωτερικών στρωμάτων, βαρύτερα στοιχεία, ψυχρότεροι, λιγότερο φωτεινοί). Μάζα (Μ/Μ  ) Χρόνος που απαιτείται για τη συστολή σε αστέρα (x10 6 yrs)

Βλέπουμε τον πρωτοαστέρα να αναδύεται από το περίβλημα της σκόνης του καθώς διασχίζει τη " γραμμή γέννησης" στο διάγραμμα HR. Πριν από αυτή τον παρατηρούμε κυρίως στο ραδιοφωνικό μέρος του φάσματος. Το στάδιο μετά την ελεύθερη πτώση του νέφους ονομάζεται πορεία Hayashi. Αυτή είναι κατακόρυφη για τους νεογεννηθέντες αστέρες με μάζα Μ< 3 M ☉ και οφείλεται στη σχέση L-T (φωτεινότητας- θερμοκρασίας) που υπακούουν ΠΡΟ-κύριας ακολουθίας: η φωτεινότητα, L μειώνεται πολύ καθώς συστέλλεται αργά ο πρωτοαστέρας, δηλαδή γίνεται πολύ λιγότερο φωτεινός διατηρώντας σταθερή την θερμοκρασία του. Αυτή τελειώνει μέχρι να αναπτύξει ζώνη ακτινοβολίας οπότε ακολουθεί την Henyey track (αριστερά και προς πάνω) η οποία τελειώνει με την έναρξη πυρηνικής σύντηξης και την είσοδό του στην ZAMS.

Όσο πιο ψηλά σε αυτό το κατακόρυφο τμήμα είναι ο αστέρας τόσο περισσότερο στο εσωτερικό του κυριαρχεί η μεταφορά ακτινοβολίας δια ρευμάτων (convective). Για αστέρες σαν τον ‘Ηλιο το κατακόρυφο τμήμα αυτό είναι στους 4000 Κ και στο εσωτερικό τους η μεταφορά ενέργειας γίνεται σχεδόν εξ’ ολοκλήρου δια ρευμάτων. T Tauri είναι ο πρωτο-αστέρας στην αρχή της πορείας Hayashi. Για αστέρες Μ< 0.5 M ☉ η διάδοση ακτινοβολίας γίνεται εξ ολοκλήρου δια ρευμάτων ακόμα και στην κύρια ακολουθία. Οι αστέρες 0.5 M ☉ <Μ< 3 M ☉ αναπτύσσουν ζώνη ακτινοβολίας πριν να φτάσουν στην κύρια ακολουθία. Οι αστέρες 3 M ☉ <Μ< 10 M ☉ έχουν ζώνη ακτινοβολίας στην προ-κύριας ακολουθίας φάση. Σημείωση: Οι 0.5 M ☉ <Μ< 3 M ☉ στο τέλος της ζωής τους στην Κύρια Ακολουθία, ακολουθούν την ανάποδη πορεία : αυξάνει η φωτεινότητα L και διαστέλλονται υπό σταθερή θερμοκρασία (ερυθρός γίγαντας).

Από πού προέρχεται η ενέργεια ενός πρωτοαστέρα; (αφού δεν έχει σύντηξη) Η βαρυτική κατάρρευση είναι πηγή ενέργειας στο Σύμπαν και αποτελεί το «κόλπο» των αστέρων για την παραγωγή ενέργειας πριν την έναρξη της καύσης H. Μηχανισμός Kelvin και Helmholtz (μέσα του 19 ου αιώνα): Η μεταβολή της ακτίνας ενός πρωτοαστέρα σε αστέρα, συνεπάγεται την απελευθέρωση βαρυτικής ενέργειας: 2Κ+U=0 ή Κ+U=U/2=E. Επειδή κατά τη γένεση R~ ∞ άρα και U~0 η συνολική βαρυστική ενέργεια που έχει να ακτινοβολήσει ο αστέρας στη διάρκεια της ζωής του είναι Ε=GM 2 /R Για τον Ήλιο: E=2 x Joules. Άρα ο Ήλιος θα μπορούσε να ακτινοβολεί λόγω βαρυτικής συστολής με τη σημερινή του φωτεινότητα 4 x J/s το πολύ για ~18x10 6 έτη (χρόνος "Kelvin-Helmholtz " ).

Αποτυχημένοι αστέρες καφέ νάνοι Μ<0.08 M  Κομμάτια νέφους πολύ μικρά για να εξελιχθούν σε αστέρες δημιουργούν τους καφέ νάνους. Για παράδειγμα: o Δίας, μετά τη συστολή του θραύσματος του νέφους από το οποίο προήλθε, φτάνει σε ισορροπία, σε μία θερμοκρασία που δεν είναι αρκετή για να πυροδοτήσει την καύση Η, δηλαδή δεν εξελίχθηκε μετά το στάδιο του πρωτοαστέρα. (Μ~0.08 M  ) Εάν συνέχιζε να συσσωρεύει ύλη μπορεί να εξελισσόταν σε αστέρα, αλλά όλη η παρούσα ύλη κατά τη φάση ηλιακού νεφελώματος έχει σαρωθεί από τον ηλιακό άνεμο. Σώματα με Μ<0.08 M  Καφέ νάνοι Σώματα με Μ<10 M ΔΙΑ Πλανήτες Διαχωρισμός καφέ νάνων (μεγάλη μάζα 50 M Δ έκκεντρη τροχιά) με πλανήτες (μικρή μάζα <10 M Δ κυκλική τροχιά); Ή το αντίστροφο;

Η αναζήτηση καφέ νάνων σε διπλά συστήματα γίνεται με τις ίδιες μεθόδους με εκείνες της αναζήτησης εξωπλανητών Gliese 229 B 2MASS (Two Micron All Sky Survey) SDSS (Sloan Digital Sky Survey)

Οι αστέρες μεγάλης μάζας είναι σπάνιοι Αστέρες μικρής μάζας συνηθισμένοι

Αστέρες Μ>100M  διαλύονται Αστέρες με Μ <0.08 M  δεν αρχίζουν σύντηξη

Πίεση Βαρύτητα Η πίεση αντιτίθεται στη βαρύτητα ώσπου αποκαθίσταται κάποια στιγμή η υδροστατική ισορροπία στον αστέρα. Εάν M > 0.08 M , τότε η βαρυτική συστολή θερμαίνει τον πυρήνα μέχρι να αρχίσει η σύντηξη. Εάν M < 0.08 M , αρχικά η βαρυτική πίεση είναι ίση με την θερμική πίεση αερίου. Όταν η θερμοκρασία τους μειωθεί αρκετά (λόγω συνεχούς ψύξης από την επιφάνειά τους), τότε, η βαρυτική πίεση είναι ίση με την εκφυλισμένη πίεση (degeneracy pressure) στο εσωτερικό τους, δηλαδή η εκφυλισμένη πίεση σταματά τη βαρυτική συστολή πριν να αρχίσει η σύντηξη.

Εκφυλισμένη Πίεση: Οι νόμοι κβαντομηχανικής απαγορεύουν 2 ηλεκτρόνια να καταλαμβάνουν την ίδια θέση.

Θερμική Πίεση (Thermal Pressure): 1)Εξαρτάται από την Τ 2)Η κύρια μορφή πίεσης στην πλειοψηφία των αστέρων Εκφυλισμένη πίεση: 1)Τα σωματίδια δεν μπορούν να καταλαμβάνουν καταστάσεις με ίδιους κβαντικούς αριθμούς 2)Δεν εξαρτάται από Τ

Καφέ νάνος (φασματικός τύπος L, T) Σώμα μάζας Μ< 0.08 M  Εκπέμπει στο υπέρυθρο Έχει θερμική ενέργεια από βαρυτική συστολή Ψύχεται μετά το στάδιο όπου η πίεση εκφυλισμού σταματά τη συστολή

Σημείωμα Αναφοράς Copyright Πανεπιστήμιο Πατρών, Παναγιώτα-Ελευθερία Χριστοπούλου. «Αστροφυσική ΙΙ, Ενότητα 1». Έκδοση: 1.0. Πάτρα Διαθέσιμο από τη δικτυακή διεύθυνση: σύνδεσμο μαθήματος.

Χρηματοδότηση Το παρόν εκπαιδευτικό υλικό έχει αναπτυχθεί στo πλαίσιo του εκπαιδευτικού έργου του διδάσκοντα. Το έργο «Ανοικτά Ακαδημαϊκά Μαθήματα στο Πανεπιστήμιο Αθηνών» έχει χρηματοδοτήσει μόνο την αναδιαμόρφωση του εκπαιδευτικού υλικού. Το έργο υλοποιείται στο πλαίσιο του Επιχειρησιακού Προγράμματος «Εκπαίδευση και Δια Βίου Μάθηση» και συγχρηματοδοτείται από την Ευρωπαϊκή Ένωση (Ευρωπαϊκό Κοινωνικό Ταμείο) και από εθνικούς πόρους.

Σημείωμα Ιστορικού Εκδόσεων Έργου Το παρόν έργο αποτελεί την έκδοση Χ.ΥΖ. Έχουν προηγηθεί οι κάτωθι εκδόσεις: Έκδοση Χ1.Υ1Ζ1 διαθέσιμη εδώ. (Συνδέστε στο «εδώ» τον υπερσύνδεσμο). Έκδοση Χ2.Υ2Ζ2 διαθέσιμη εδώ. (Συνδέστε στο «εδώ» τον υπερσύνδεσμο). Έκδοση Χ3.Υ3Ζ3 διαθέσιμη εδώ. (Συνδέστε στο «εδώ» τον υπερσύνδεσμο).

Σημείωμα Αδειοδότησης Το παρόν υλικό διατίθεται με τους όρους της άδειας χρήσης Creative Commons Αναφορά, Μη Εμπορική Χρήση Παρόμοια Διανομή 4.0 [1] ή μεταγενέστερη, Διεθνής Έκδοση. Εξαιρούνται τα αυτοτελή έργα τρίτων π.χ. φωτογραφίες, διαγράμματα κ.λ.π., τα οποία εμπεριέχονται σε αυτό και τα οποία αναφέρονται μαζί με τους όρους χρήσης τους στο «Σημείωμα Χρήσης Έργων Τρίτων». [1] Ως Μη Εμπορική ορίζεται η χρήση: που δεν περιλαμβάνει άμεσο ή έμμεσο οικονομικό όφελος από την χρήση του έργου, για το διανομέα του έργου και αδειοδόχο που δεν περιλαμβάνει οικονομική συναλλαγή ως προϋπόθεση για τη χρήση ή πρόσβαση στο έργο που δεν προσπορίζει στο διανομέα του έργου και αδειοδόχο έμμεσο οικονομικό όφελος (π.χ. διαφημίσεις) από την προβολή του έργου σε διαδικτυακό τόπο Ο δικαιούχος μπορεί να παρέχει στον αδειοδόχο ξεχωριστή άδεια να χρησιμοποιεί το έργο για εμπορική χρήση, εφόσον αυτό του ζητηθεί.

Διατήρηση Σημειωμάτων Οποιαδήποτε αναπαραγωγή ή διασκευή του υλικού θα πρέπει να συμπεριλαμβάνει:  το Σημείωμα Αναφοράς  το Σημείωμα Αδειοδότησης  τη δήλωση Διατήρησης Σημειωμάτων  το Σημείωμα Χρήσης Έργων Τρίτων (εφόσον υπάρχει) μαζί με τους συνοδευόμενους υπερσυνδέσμους.

Σημείωμα Χρήσης Έργων Τρίτων (1/2) Το Έργο αυτό κάνει χρήση των ακόλουθων έργων: Εικόνες/Σχήματα/Διαγράμματα/Φωτογραφίες Εικόνα 1: Εικόνα 2: Εικόνα 3: Εικόνα 4: Εικόνα 5: Εικόνα 6: Εικόνα 7:

Σημείωμα Χρήσης Έργων Τρίτων (2/2) Το Έργο αυτό κάνει χρήση των ακόλουθων έργων: Πίνακες Πίνακας 1: Πίνακας 2: Πίνακας 3: