O κόκκινος υπεργίγαντας Μπετελγκέζ τον Ιανουάριο του 2019 (αριστερά) και τον Δεκέμβριο του 2019 (δεξιά). Η διαφορές στην φωτεινότητα και στο φαινομενικό του σχήμα είναι εμφανείς (φωτογρ. ESO/M. Montargès et al.).
Περίπου 700 έτη φωτός μακριά, στον αστερισμό του Ωρίωνα, βρίσκεται ο κόκκινος υπεργίγαντας Μπετελγκέζ, ένα από τα μεγαλύτερα σε μέγεθος άστρα που έχουμε ανακαλύψει.
Λάμποντας με την φωτεινότητα 100.000 ήλιων, ο γίγαντας αυτός γεννήθηκε πριν από μόλις 10 εκατ. χρόνια και ήδη βρίσκεται στο τέλος της ζωής του. Μέσα σε 100.000 χρόνια το πολύ, θα τελειώσει την ζωή του με μία εκτυφλωτική έκρηξη σουπερνόβα, μία έκρηξη τόσο ισχυρή που το φως της θα ανταγωνίζεται στον νυχτερινό μας ουρανό την Πανσέληνο.
Γνωστός ήδη από τα αρχαία χρόνια στους Κινέζους, τους αρχαίους Έλληνες και τους Άραβες μελετητές του έναστρου ουρανού, ο κόκκινος υπεργίγαντας Μπετελγκέζ ήταν, μέχρι πρόσφατα τουλάχιστον, το ενδέκατο λαμπρότερο άστρο στον νυχτερινό ουρανό. Με μάζα κάπου 10-20 φορές μεγαλύτερη από αυτήν του Ήλιου και με ακτίνα σχεδόν 900 φορές μεγαλύτερη, εάν το γιγάντιο αυτό άστρο βρισκόταν στο κέντρο του Ηλιακού μας συστήματος, η επιφάνειά του θα έφτανε πέρα από την Ζώνη των Αστεροειδών, ίσως και μέχρι τον πλανήτη Δία.
Πρόσφατες παρατηρήσεις, ωστόσο, καταγράφουν μία εντυπωσιακή μείωση στην φωτεινότητα του Μπετελγκέζ. Χρησιμοποιώντας το τηλεσκόπιο VLT του Ευρωπαϊκού Νότιου Αστεροσκοπείου (ESO), αστρονόμοι με επικεφαλής τον Miguel Montargès του πανεπιστημίου KU Leuven στο Βέλγιο απεικόνισαν την επιφάνεια του άστρου τον Ιανουάριο του 2019, προτού δηλαδή ξεκινήσει η μείωση της φωτεινότητάς του, και ξανά τον Δεκέμβριο του 2019. Οι εικόνες αυτές δεν δείχνουν μόνο την εντυπωσιακή μείωση στην φωτεινότητά του, αλλά και μία εμφανή μεταβολή στο φαινομενικό του σχήμα.
Μήπως τα στοιχεία αυτά καταδεικνύουν ότι ο Μπετελγκέζ είναι έτοιμος να εκραγεί; Παρόλο ο Μπετελγκέζ θα ολοκληρώσει την ζωή του ως σουπερνόβα, οι αστρονόμοι θεωρούν ότι το γερασμένο αυτό άστρο έχει πολλά ακόμη χρόνια ζωής μπροστά του, σύμφωνα με τα ανθρώπινα δεδομένα φυσικά. Αυτή την στιγμή, ο Montargès και οι συνεργάτες του εστιάζουν σε δύο πιθανά σενάρια, προκειμένου να εξηγήσουν αυτές τις μεταβολές. Το πρώτο από αυτά σχετίζεται με την μείωση της επιφανειακής του θερμοκρασίας εξαιτίας ακραίας αστρικής δραστηριότητας, ενώ το δεύτερο σχετίζεται με τις τεράστιες ποσότητες αστρικής σκόνης που εκτινάσσονται από την ατμόσφαιρα του Μπετελγκέζ στο μεσοαστρικό Διάστημα. Όπως, όμως, προειδοποιεί και ο Montargès, «οι γνώσεις μας για τους κόκκινους υπεργίγαντες παραμένουν ελλιπείς γι’ αυτό και δεν μπορούμε να αποκλείσουμε κάποια έκπληξη».
Όπως, ακριβώς, ο κάθε άνθρωπος είναι μοναδικός, έτσι και κάθε άστρο έχει διαφορετικά φυσικά χαρακτηριστικά, που προσδιορίζονται από την αρχική του μάζα.
Έτσι, λοιπόν, το μέγεθος ενός άστρου, η φωτεινότητα, το χρώμα και η επιφανειακή του θερμοκρασία, το είδος των αντιδράσεων σύντηξης που λαμβάνουν χώρα στο εσωτερικό του, η ταχύτητα με την οποία θα εξαντληθούν τα πυρηνικά του καύσιμα και ο τρόπος που θα πεθάνει, καθορίζονται από την μάζα που είχε όταν γεννήθηκε. Με δύο λόγια, όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα ενός άστρου, όταν αυτό γεννιέται, τόσο ταχύτερα καταναλώνει τα πυρηνικά του καύσιμα και τόσο νεότερο πεθαίνει.
Σε γενικές γραμμές, λοιπόν, κάθε άστρο οφείλει την ενέργειά του στις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης, οι οποίες μετατρέπουν αρχικά το υδρογόνο του πυρήνα του σε ήλιο και στην συνέχεια (εάν έχει αρκετά μεγάλη μάζα) σε όλο και βαρύτερα στοιχεία. Με την έναρξη, όμως, των αντιδράσεων σύντηξης στον πυρήνα ενός νεογέννητου άστρου, η αρχική τάση που είχε το άστρο να καταρρεύσει προς το κέντρο του εξαιτίας της ίδιας του της βαρύτητας, εξισορροπείται από την εσωτερική του πίεση και η περαιτέρω συστολή του σταματά. Το άστρο τότε εισέρχεται σε μία περίοδο σχετικής ευστάθειας, ξεκινώντας τη μακραίωνη εξελικτική του πορεία ως άστρο της Κύριας Ακολουθίας (ΚΑ), όπως ονομάζεται, όπου μετατρέπει το υδρογόνο του πυρήνα του σε ήλιο. Για παράδειγμα, ο Ήλιος γεννήθηκε πριν από περίπου 4,6 δισ. χρόνια και θα παραμείνει στη ΚΑ για 5,5 δισ. χρόνια ακόμη. Αντιθέτως, ένα άστρο με δεκαπλάσια μάζα θα ολοκληρώσει την καύση του υδρογόνου του σε μόλις 20 εκατ. έτη, ενώ ένα άστρο με τη μισή μάζα θα συνεχίζει τη σύντηξη του υδρογόνου στον πυρήνα του για περίπου 80 δισ. χρόνια.
Τι συμβαίνει, όμως, όταν το υδρογόνο στον πυρήνα ενός άστρου αρχίζει να εξαντλείται; Προτού επιστρέψουμε στον Μπετελγκέζ, θα περιγράψουμε με συντομία την μελλοντική εξέλιξη του Ήλιου, ώστε να έχουμε και ένα μέτρο σύγκρισης.
Είπαμε νωρίτερα, ότι καθόλη την διάρκεια της ζωής τους τα άστρα υπόκεινται σε μία αδιάκοπη διελκυστίνδα μεταξύ της βαρύτητας, που τείνει να τα συρρικνώσει και της εσωτερικής τους πίεσης. Όταν, λοιπόν, το υδρογόνο του αστρικού πυρήνα έχει σχεδόν πλήρως μετατραπεί σε ήλιο, οι αντιδράσεις σύντηξης σταματούν σχεδόν ολοκληρωτικά και η υδροστατική ισορροπία του άστρου ανατρέπεται.
Καθώς, δηλαδή, η βαρύτητα υπερισχύει της εσωτερικής πίεσης, ο πυρήνας του Ήλιου αρχίζει να συστέλλεται υπό το βάρος των εξωτερικών του στρωμάτων, και η θερμοκρασία στο εσωτερικό του αυξάνει όλο και πιο πολύ, θερμαίνοντας παράλληλα και στην στοιβάδα υδρογόνου που τον περιβάλλει. Έτσι, σε μικρό σχετικά χρονικό διάστημα, η θερμοκρασία στην στοιβάδα αυτή αυξάνει τόσο πολύ, ώστε το υδρογόνο που εμπεριέχει αρχίζει να συντήκεται σε ήλιο.
Η νέα αυτή εκροή ενέργειας αυξάνει τη φωτεινότητα του Ήλιου, εξαναγκάζοντας παράλληλα τις εξωτερικές του στοιβάδες να διογκωθούν σε ακτίνα εκατονταπλάσια απ’ αυτήν που είχε, όταν βρισκόταν στην ΚΑ. Εξαιτίας, όμως της μεγάλης αυτής διόγκωσης του Ήλιου, η ενέργεια που παράγεται στο εσωτερικό του εκλύεται πλέον από πολύ μεγαλύτερη επιφάνεια απ’ ό,τι προηγουμένως, με αποτέλεσμα τη μείωση της επιφανειακής του θερμοκρασίας και κατά συνέπεια τη μετατόπιση του χρώματος του άστρου προς το κόκκινο: δηλαδή τη μετατροπή του ίδιου του Ήλιου σε έναν κόκκινο γίγαντα.
Εντέλει, όταν το ήλιο στον πυρήνα του μετατραπεί σε άνθρακα και οξυγόνο, οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης στο εσωτερικό του κόκκινου γίγαντα Ήλιου θα «σβήσουν» για πάντα.
Τα άστρο μας τότε θα εκτινάξει τις εξωτερικές του στοιβάδες στο Διάστημα, σχηματίζοντας ένα εντυπωσιακό νεφέλωμα, στο κέντρο του οποίου ο πυρήνας του θα έχει συμπιεστεί σε έναν λευκό νάνο: ένα υπέρπυκνο σώμα στο μέγεθος της Γης, που περικλείει την μισή περίπου μάζα απ’ αυτήν που είχε αρχικά ο Ήλιος.
Οι κόκκινοι υπεργίγαντες όπως ο Μπετελγκέζ, από την άλλη, είναι ιδιαίτερα φωτεινά και σχετικά ψυχρά άστρα, τα οποία ξεκίνησαν την ζωή τους ως γαλάζιοι γίγαντες.
Οι γαλάζιοι γίγαντες έχουν μάζα πολύ μεγαλύτερη από αυτή του Ήλιου και επιφανειακές θερμοκρασίες που υπερβαίνουν τους 20.000 °C. Οι θερμοπυρηνικές τους αντιδράσεις εκτελούνται με ταχύτατο ρυθμό, γι’ αυτό άλλωστε και η «ζωή» τους στην ΚΑ, όπου και μετατρέπουν το υδρογόνο του πυρήνα τους σε ήλιο, δεν διαρκεί περισσότερο από λίγα εκατ. χρόνια.
Στη συνέχεια, ωστόσο, το ήλιο μετατρέπεται σε άνθρακα και οξυγόνο, ο άνθρακας σε νέον και μαγνήσιο, κ.ο.κ., μέχρις ότου το πυρίτιο και το θείο που έχει σχηματιστεί στον πυρήνα τους αρχίσει να μετατρέπεται σε σίδηρο. Κατ’ αναλογία, μάλιστα, με τους κόκκινους γίγαντες και την έναρξη πυρηνικών αντιδράσεων σύντηξης στην στοιβάδα των υλικών που περιβάλλει τον πυρήνα τους, τα άστρα αυτά αποκτούν εντέλει εσωτερική δομή που μοιάζει μ’ αυτήν του κρεμμυδιού.
Ο σιδερένιος πυρήνας τους, δηλαδή, περιβάλλεται από αλλεπάλληλες στοιβάδες στις οποίες πραγματοποιούνται διαφορετικές πυρηνικές καύσεις: στην εσώτατη απ’ αυτές, το πυρίτιο συντήκεται σε σίδηρο, στην επόμενη το μαγνήσιο συντήκεται σε πυρίτιο και θείο κ.ο.κ., μέχρι την πλησιέστερη στην επιφάνειά του στοιβάδα, όπου το υδρογόνο συντήκεται σε ήλιο. Όταν, όμως, ο πυρήνας τους μετατραπεί ολοκληρωτικά σε σίδηρο, οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης σταματούν διότι ενεργειακά δεν είναι δυνατό να συντηχθεί ο σίδηρος σε βαρύτερα στοιχεία.
Εντέλει, τα άστρα αυτά θα διαμελιστούν σε κατακλυσμιαίες εκρήξεις σουπερνόβα και θα διασπείρουν στο Διάστημα τα βαρύτερα στοιχεία που είχαν συνθέσει στο εσωτερικό τους, αφήνοντας πίσω τους αστέρες νετρονίων ή μαύρες τρύπες. Με δεδομένες τις αβεβαιότητες που υπάρχουν όσον αφορά στον ακριβή προσδιορισμό της αρχικής μάζας του Μπετελγκέζ, αλλά και του χρονικού διαστήματος που έχει ήδη παραμείνει στο στάδιο του κόκκινου υπεργίγαντα, οι αστρονόμοι εκτιμούν ότι το άστρο αυτό θα μετατραπεί σε σουπερνόβα σε περίπου 100.000 χρόνια, αφήνοντας πίσω του έναν αστέρα νετρονίων.
Αλέξης Δεληβοριάς – https://www.eef.edu.gr/el/arthra/o-kokkinos-ypergigantas-mpetelgkez/
Κατηγορίες:ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑ, ΑΣΤΡΟΦΥΣΙΚΗ
physicsgg 
Σχολιάστε