Λευκός Νάνος Αστήρ
Ειδικοί Φασματικοί Αστέρες Ειδικοί Αστέρες
Αστρική Εξέλιξη Ειδικοί Αστέρες
Νεφέλωμα (Nebula) Πρωταστέρας (Protostar)
Δι-υπέρ-Γίγας Αστέρας (Hypergiant Star)
(Type: O) Υπερ-Γίγας Αστέρας (Supergiant Star)
(Type: I) Λαμπρός Γίγας Αστέρας (Bright Giant Star)
(Type: II) Γίγας Αστέρας (Giant Star)
(Type: III) Υπο-Γίγας Αστέρας (Subgiant Star)
(Type: IV) Νάνος Αστέρας (Dwarf Star)
(Type: V) Υπο-Νάνος Αστέρας (Subdwarf Star)
(Type: VI) Λευκός Νάνος Αστέρας (White Dwarf Star)
(Type: VII)
Κυανός Γίγας Αστέρας (Blue Giant Star) Ερυθρός Γίγας Αστέρας (Red Giant Star) Κυανός Νάνος Αστέρας (Blue Dwarf Star) Ερυθρός Νάνος Αστέρας (Red Dwarf Star) Καστανός Νάνος Αστέρας (Brown Dwarf Star) Μέλας Νάνος Αστέρας (Black Dwarf Star)
Μεταβλητός Αστέρας (Variable star)
Καινοφανής Αστέρας (Nova Star) Υπερκαινοφανής Αστέρας (Super Nova Star)
Νετρονικός Αστέρας (Neutron Star) Κυρκονικός Αστέρας (Quark Star) Λεπτονικός Αστέρας (Electroweak Star) Βοσονικός Αστέρας (Boson Star) Πρεονικός Αστέρας (Preon Star)
Βαρυταστέρας (Gravastar) Μαγναστέρας (Magnetar)
Σκοτεινός Ενεργειακός Αστέρας
(Dark Energy Star) Σκοτεινός Υλικός Αστέρας
(Dark Matter Star)
Σιδηραστέρας (Iron Star) Αστέρας Planck (Planck Star)
Φαιά Οπή (Gray Hole) Μελανή Οπή (Black Hole) Αστρική Μελανή Οπή (Stellar Black Hole)
- Ένας Ειδικός Αστέρας.
Εισαγωγή[]
Είναι συνήθως το τελικό στάδιο της ζωής ενός αστέρα, εφόσον η τελική του μάζα δεν υπερβαίνει τις , το όριο Chandrasekhar.
To 1935, ένας νεαρός Ινδός αστροφυσικός, ο διάσημος μετέπειτα Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995, Νόμπελ φυσικής 1983), υποστήριξε ότι η μάζα ενός αστεριού είναι καθοριστικής σημασίας για την εξέλιξή του, διότι όταν αυτή υπερβαίνει το όριο των 1.4 ηλιακών μαζών, τότε το εκφυλισμένο ηλεκτρονιακό αέριο συμπεριφέρεται σχετικιστικά, γεγονός που σημαίνει ότι η κρατούσα θεωρία για τους λευκούς νάνους έπρεπε να γενικευτεί (την εποχή εκείνη οι επιστήμονες υπέθεταν ότι όταν ένα αστέρι έκαιγε και τα τελευταία του καύσιμα, μετατρέπεται σε μια σφαίρα από στάχτη και καθώς ψύχεται γίνεται ένα νάνο, λευκό αστέρι).
Την άποψη αυτήν αρνήθηκε πεισματικά να δεχθεί ο επιφανής αστρονόμοςτου Πανεπιστημίου του Cambridge Sir Arthur Eddington, ο οποίος παρόλη την προσοχή που είχε αφιερώσει στο νεαρό Ινδό, χρησιμοποίησε όλη την ρητορική του δεινότητα προκειμένου να κατακρημνίσει τα αποτελέσματα της έρευνας του Chandrasekhar, που παρουσίασε στις 11 Ιανουαρίου 1935, στην Βασιλική Αστρονομική Εταιρεία του Λονδίνου. Τα επιχειρήματα του Eddington ήταν αβάσιμα όμως το «ειδικό επιστημονικό του βάρος» μπροστά στον νεαρό Ινδό τέτοιο, που κανείς δεν τόλμησε να τον αμφισβητήσει. Έτσι ο Chandrasekhar αναγκάστηκε να εγκαταλείψει την Μεγάλη Βρετανία και να καταφύγει στις Η.Π.Α. όπου και τελειοποίησε τη θεωρία του. Έκτοτε, οι προτάσεις του για την αστρική δομή, συμπεριλαμβανομένης και της θεωρίας των λευκών νάνων, αποτελούν την επικρατούσα θεωρία για τις τελικές καταστάσεις των αστέρων.
Χαρακτηριστικά[]
Οι Λευκοί νάνοι, είναι αστέρες λευκοί, κίτρινοι ή ελαφρώς κυανοί. Έχουν πολύ μικρή φωτεινότητα και οι διαστάσεις τους αντίστοιχα είναι πολύ μικρές, συγκρίσιμες με τις διαστάσεις της Γης.
Συγκεκριμένα η λαμπρότητά τους κυμαίνεται γύρω στο 1/100 της λαμπρότητας του Ηλιου και η επιφανειακή τους θερμοκρασία από 15.000-20.000 Κ.
Γενικά, ηπυκνότητα του λευκού νάνου αγγίζει τα. Η πυκνότητα αυτή των λευκών νάνων, εξηγείται από το γεγονός πως η ύλη στο εσωτερικό τους είναι πλήρως ιονισμένη, οπότε (με απλά λόγια) υπάρχει χώρος για να συμπυκνωθεί πάρα πολύ, χωρίς τα σωματίδια να πάψουν να έχουν ελευθερία κινήσεων.
Εξέλιξη σε λευκό νάνο[]
Αν έχουμε να κάνουμε με πρωταστέρα, τότε η μάζα του δεν υπερβαίνει το 0,1 της ηλιακής μάζας, οπότε η τελική θερμοκρασία του πυρήνα δεν θα φτάσει ποτέ στους 106 Κ, θερμοκρασία απαραίτητη για να αρχίσουν οι πυρηνικές αντιδράσεις καύσης του υδρογόνου στον πυρήνα του. Δεν θα περιέλθει, δηλαδή, ποτέ στην φάση της κύριας ακολουθίας .
Η εξέλιξή του χαρακτηρίζεται από συνεχή ελάττωση της θερμοκρασίας καθώς και μείωση της φωτεινότητας με αποτέλεσμα να καταλήξει να γίνει λευκός, καφέ και τελικά Μελανός Νάνος, χωρίς να έχει κάψει τα αποθέματα του υδρογόνου του πυρήνα του.
Στις περισσότερες περιπτώσεις όμως, οι λευκοί νάνοι αποτελούν μία από τις τρεις κατηγορίες αστρικών πτωμάτων (λευκοί νάνοι, αστέρες νετρονίων, μελανές οπές), εφόσον η μάζα τους δεν υπερβαίνει το όριο Chandrasekhar. Πρόκειται δηλαδή για αστέρες τα οποία έχουν εξαντλήσει τα καύσιμα του πυρήνα τους και άρα όλες τις διαθέσιμες πηγές ενέργειας.
Μετά τη φάση της κύριας ακολουθίας, τη φάση του γίγαντα και ενδεχόμενη απώλεια υλικού από το περίβλημα του αστέρα, παραμένει ο πυρήνας ο οποίος όμως δεν έχει τη δυνατότητα θερμοπυρηνικών συντήξεων. Συνήθως αποτελείται από ήλιο, άνθρακα και οξυγόνο ή συνδυασμούς αυτών των υλικών. Λόγω της εξαιρετικά υψηλής του θερμοκρασίας (της τάξεως των 10000Κ), ακτινοβολεί αλλά ταυτόχρονα ψύχεται(καθώς δεν έχει την δυνατότητα να αναπληρώσει την ενέργεια που ακτινοβολείται), με αποτέλεσμα να εκπέμπει σε χαμηλότερες συχνότητες και να καταλήξει σε ένα αδρανές ψυχρό σώμα, έναν καφέ και εν συνεχεία έναν μελανό νάνο. Η ψύξη είναι πολύ αργή λόγω της μικρής επιφάνειας του άστρου και μπορεί να διαρκέσει δισεκατομμύρια χρόνια.
Εξαίρεση αποτελούν οι λευκοί νάνοι που είναι μέλη διπλών συστημάτων στα οποία έχει αποκαστασταθεί μια σταθερή ροή μάζας από τον πρωτεύοντα αστέρα προς τον λευκό νάνο. Τότε υπάρχει η δυνατότητα, η συνολική μάζα του λευκού νάνου να αυξηθεί σε τέτοια επίπεδα, ώστε καταρρέουσα προς τον πυρήνα του, να δημιουργήσει θερμοκρασίες ικανές να κινητοποιήσουν έναν νέο κύκλο πυρηνικών αντιδράσεων.
Η ισορροπία του επιτυγχάνεται μέσω της πίεσης των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων(electron degeneracy pressure) λόγω της απαγορευτικής αρχής του Pauli, σύμφωνα με την οποία δύο ακριβώς ίδια (identical) φερμιόνια, δεν μπορούν να βρίσκουνται στην ίδια ακριβώς κβαντική κατάσταση.. Η πίεση αυτή εξισορροπεί την ελκτική δύναμη της βαρύτητας που τείνει να συνθλίψει το άστρο.
Η πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων μπορεί να εξουδετερώσει τη βαρύτητα, εφόσον η ολική μάζα του νεκρού αστεριού δεν ξεπερνάει τις 1.4 ηλιακές μάζες, μια χαρακτηριστική τιμή μάζας, που καλείται όριο Chandrasekhar.
Οι λευκοί νάνοι παρατηρήθηκαν πολύ πριν γίνει κατανοητός ο μηχανισμός που τους σώζει από την βαρυτική κατάρρευση. Όλοι οι γνωστοί λευκοί νάνοι έχουν μάζες μικρότερες από το όριο Chandrasekhar. Για πρώτη φορά λευκοί νάνοι φωτογραφήθηκαν το 1995, στο σφαιρωτό σμήνος Μ4, που βρίσκεται 6.800 έτη φωτός μακριά από εμάς, με τουλάχιστον 100.000 άστρα.
Σείριος Β[]
Ο Σείριος Β είναι ο πρώτος νάνος που ανακαλύφθηκε από τον Alvan Grajam Clark (1832-1897) στις 31 Ιανουαρίου 1862. Πρόκειται για τον αόρατο δια γυμνού οφθαλμού συνοδό αστέρα του Σείριου. Η διάμετρός του είναι τα 0,032 της ηλιακής διαμέτρου και μόλις τα 0.85 της διαμέτρου της Γης. Η μάζα του είναι περίπου ίση με αυτήν του Ήλιου, πράγμα που σημαίνει ότι η μέση πυκνότητά του είναι 257.000 μεγαλύτερη της αντίστοιχης γήινης.
Ο Σείριος Α και ο Σείριος Β βρίσκονται σε τροχιά μεταξύ τους, με περίοδο περίπου 50 έτη και μέση απόσταση 20 αστρονομικές μονάδες. Προφανώς η μάζα του Σείριου Β ήταν μεγαλύτερη από αυτήν του Σείριου Α, αφού αυτός εξελίχθηκε ταχύτερα πέρα από την κύρια ακολουθία.
Λευκός Νάνος BPM 37093[]
Πρόκειται για τον πυρήνα ενός νεκρού αστέρα, ένας αδάμας με βάρος δέκα δεκάκις εκατομμύρια καράτια (το ένα ακολουθούμενο από 34 μηδενικά).
«θα χρειαζόταν ένα φακός κοσμηματοπώλη στο μέγεθος του Ήλιου για να αξιολογήσει κανείς αυτόν το αδάμαντα» σχολιάζει ο Τράβις Μέτκαλφ του αμερικανικού Κέντρου Αστροφυσικής Harvard-Smithsonian, επικεφαλής της ομάδας που ανακάλυψε το παράξενο σώμα.
Ο μεγαλύτερος αδάμας του Γαλαξία έχει διάμετρο 1.500 χιλιόμετρα και βρίσκεται σε απόσταση περίπου 50 ετών φωτός, στον αστερισμό του Κενταύρου.
Επίσημα, το BPM 37093 είναι ένας λευκός νάνος, ό,τι απέμεινε από ένα άστρο που εξάντλησε τα καύσιμά του.
Οι λευκοί νάνοι αποτελούνται σχεδόν εξ' ολοκλήρου από άνθρακα, ο οποίος παράγεται στα άστρα από θερμοπυρηνική σύντηξη ελαφρύτερων στοιχείων.
Η υπόθεση ότι οι λευκοί νάνοι κρυσταλλώνονται είχε διατυπωθεί πριν από δεκαετίες, επιβεβαιώθηκε όμως πρόσφατα.
Οι επιστήμονες εικάζουν επιπλέον ότι και ο Ήλιος θα μετατραπεί σε λευκό νάνο, σε περίπου πέντε δισεκατομμύρια έτη. Δύο δισεκατομμύρια έτη αργότερα, ο πυρήνας από κάρβουνο θα κρυσταλλωθεί, σχηματίζοντας έναν αμύθητο θησαυρό στο κέντρο του Ηλιακού Συστήματος.
Υποσημειώσεις[]
Εσωτερική Αρθρογραφία[]
Βιβλιογραφία[]
Ιστογραφία[]
- Ομώνυμο άρθρο στην Βικιπαίδεια
- Ομώνυμο άρθρο στην Livepedia
- Ομώνυμο άρθρο στην Astronomia
- in.gr/news/
- [ ]
 Κίνδυνοι Χρήσης
|
|---|
|
Αν και θα βρείτε εξακριβωμένες πληροφορίες "Οι πληροφορίες αυτές μπορεί πρόσφατα Πρέπει να λάβετε υπ' όψη ότι Επίσης, |
- Μην κάνετε χρήση του περιεχομένου της παρούσας εγκυκλοπαίδειας
αν διαφωνείτε με όσα αναγράφονται σε αυτήν
- Όχι, στις διαφημίσεις που περιέχουν απαράδεκτο περιεχόμενο (άσεμνες εικόνες, ροζ αγγελίες κλπ.)