Ιστορία της Αστρονομίας

Ιστορία της Αστρονομίας

18 Φεβρουαρίου 2016

Ο 20ος αιώνας των μεγάλων θεωριών

Α! Αστρικές δομή και εξέλιξη

Με τον ερχομό του 20ού αιώνα το θέμα της φύσης των «νεφελοειδών» ήταν για δεκαετίες ακόμη το αντικείμενο διαφωνιών και αντεγκλήσεων, αφού κανένας δεν γνώριζε τι ακριβώς ήσαν,  ήταν ένα από τα κύρια αντικείμενα διαφωνιών και αντεγκλήσεων μεταξύ των αστρονόμων. Στα μέσα, όμως της δεκαετίας του 1910 ο Αμερικανός αστρονόμος Harlow Shapley (1885-1972), εξετάζοντας τη χωροταξική κατανομή των σφαιρωτών σμηνών στο Γαλαξία μας έδωσε μια ξεκάθαρη εικόνα του Γαλαξία μας και των άστρων που φαίνονταν στο νυχτερινό ουρανό, ενώ συγχρόνως το Ηλιακό μας Σύστημα βρέθηκε να είναι τοποθετημένο όχι στο κέντρο, όπως θεωρούσαν μέχρι τότε, αλλά στις παρυφές του Γαλαξία. Μ’ αυτόν τον τρόπο, δηλαδή, ο Shapley εκθρόνισε τον Ήλιο από το κέντρο του Γαλαξία, όπως ακριβώς ο Κοπέρνικος είχε εκθρονίσει τη Γη από το κέντρο του Ηλιακού μας Συστήματος.

Στις αρχές του 20ου αιώνα ο Δανός αστρονόμος  Ejnar Hertzsprung (1911) και αργότερα ο Αμερικανός Henry Russell (1913), ανεξάρτητα ο ένας από τον άλλο, πρότειναν ότι η λαμπρότητα (ή το απόλυτο μέγεθος) και η επιφανειακή θερμοκρασία (ή ο φασματικός τύπος)  των κοντινών φωτεινών άστρων μπορεί να δείχνουν κατά ποιό τρόπο είχαν εξελιχθεί τα αστέρια στο χρόνο. Το διάγραμμα τους, που ονομάζεται διάγραμμα Hertzsprung­Russell (H-R), παριστάνει τη σχέση μεταξύ του φασματικού τύπου – που συνδέεται άμεσα με τη θερμοκρασία επιφάνειας – και της λαμπρότητας – που εξαρτάται από το απόλυτο μέγεθος – των αστέρων ενός γαλαξία. Με αυτό τον τρόπο χωρίς να γνωρίζουμε τα στάδια εξέλιξης ενός άστρου, μελετούμε τα χαρακτηριστικά στοιχεία πολλών άστρων, που βρίσκονται σε διάφορα στάδια εξέλιξης. Αφού γνωρίζουμε τον φασματικό τύπο, το χρώμα και την λαμπρότητα του άστρου που μας ενδιαφέρει, από το διάγραμμα των H-R βλέπουμε τι εξέλιξη θα έχει.

Στη δεκαετία του ’20 ο Arthur Eddington καθόρισε τις βασικές εξισώσεις της αστρικής δομής και της μεταφοράς ενέργειας, και παρήγαγε τις σχέσεις μεταξύ της μάζας, της ακτίνας και της κεντρικής θερμοκρασίας των αστεριών. Αυτές οι σχέσεις κατέδειξαν ότι το εσωτερικό των αστεριών ήταν σε θερμοκρασίες πάνω από ένα εκατομμύριο βαθμούς Kelvin. Εν τω μεταξύ η νέα κβαντική θεωρία του Niels Bohr εφαρμόστηκε στα ιόντα, που φαίνονταν στα επιφανειακά στρώματα των αστέρων, και ήταν κρίσιμη για την ανάπτυξη των μοντέλων των αστρικών ατμοσφαιρών. Αυτή η εργασία κατέληξε στην αναγνώριση ότι οι ατμόσφαιρες των αστεριών κυρίως αποτελούνται από υδρογόνο και ήλιο.

Στις 6 Οκτωβρίου 1923, με τη ραγδαία εξέλιξη της φωτογραφικής τέχνης και με τη βοήθεια του τεράστιου για την εποχή εκείνη τηλεσκοπίου με κάτοπτρο διαμέτρου 2,5 μέτρων στο όρος Ουίλσον στην Καλιφόρνια, ο αστρονόμος Edwin Hubble (1889-1953) κατόρθωσε να φωτογραφήσει μεμονωμένα άστρα στο νεφελοειδή της Ανδρομέδας επιβεβαιώνοντας έτσι την άποψη ότι επρόκειτο για έναν απόμακρο αστρικό κόσμο, μια τεράστια πολιτεία δισεκατομμυρίων άστρων έξω και πέρα από το δικό μας Γαλαξία. Πολύ πιο μακριά υπάρχουν 100 δισεκατομμύρια άλλοι γαλαξίες σαν το δικό μας.

Περίπου το 80% των αστέρων που έχουν ανακαλυφθεί βρίσκονται σε μια ζώνη που διασχίζει διαγώνια το διάγραμμα H-R και ονομάζεται Κύρια Ακολουθία. Στην Κύρια Ακολουθία, που προτάθηκε το 1932, βρίσκονται τα αστέρια που η βαρυτική κατάρρευση ισορροπείται από την πυρηνική καύση του υδρογόνου. Άρα αυτά τα άστρα αποτελούνται κυρίως από υδρογόνο. Η βασική ακολουθία επομένως ερμηνεύθηκε ως γεωμετρικός τόπος των διαφορετικών αστρικών μαζών, όχι μια εξελικτική διαδρομή.

Προς το τέλος της δεκαετίας του ’30 ο Hans Bethe και οι συνεργάτες του ανακάλυψαν τον κύκλο «πρωτονίου-πρωτονίου» καθώς και τον «κύκλο άνθρακα-αζώτου», πυρηνικές διαδικασίες σύντηξης, που τροφοδοτούν με πυρηνικά καύσιμα τον ήλιο και τα άλλα αστέρια της Κύριας Ακολουθίας.

Και το 1955 οι Fred Hoyle και Martin Schwarzschild υπολόγισαν το πρώτο λεπτομερές μοντέλο για την εξέλιξη ενός αστέρος, που έχει εξαντλήσει το υδρογόνο στον πυρήνα του. Σε αυτό το σημείο το αστέρι αρχίζει να καίει το ήλιο του, δημιουργώντας κατά συνέπεια τον άνθρακα, το άζωτο και το οξυγόνο, και γρήγορα μεταβάλλεται σε ένα φωτεινό, διαστελλόμενο, ψυχρό «κόκκινο γίγαντα» άστρο. Μέχρι το 1962 οι Chishuro Hayashi και οι συνάδελφοι του ήταν σε θέση να εξηγήσουνι πλήρως το διάγραμμα Hertzsprung­Russell με λεπτομερή εξελικτικά μοντέλα για όλο το εύρος των αστρικών μαζών από 0.01 έως 100 φορές τη μάζα του ήλιου. Η πλήρης εξέλιξη των αστέρων από τη γέννησή τους έως το θάνατό τους έγινε τελικά κατανοητή.

Pages: 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24