Γενικά.   Η μελέτη του εσωτερικού των αστέρων γίνεται με την εφαρμογή των νόμων της Φυσικής σε συνδυασμό με άλλα γνωστά στοιχεία των όπως είναι η λαμπρότητα, η μάζα και η χημική των σύσταση.  Δεχόμαστε θεωρητικά ότι στο εσωτερικό οι αστέρες όπως φυσικά και ο ήλιος μας αποτελούνται από 3 βασικά μέρη εκτός από τις ατμόσφαιρές των.

Τον πυρήνα μεταφοράς  όπου πραγματοποιούνται οι πυρηνικές αντιδράσεις.

Το περίβλημα ακτινοβολίας  όπου η παραγόμενη ενέργεια μεταφέρεται πρός τα έξω με μορφή ακτινοβολίας.

Την ζώνη μεταφοράς  όπου τα μεταφερόμενα ρεύματα προκαλούν διάφορα φαινόμενα όπως η κοκκίασις κλπ.

Στό κέντρο των αστέρων λόγω των τεραστίων θερμοκρασιών και πιέσεων, ο ιονισμός των ατόμων των χημικών στοιχείων είναι πλήρης δηλαδή έχουμε γυμνούς  πυρήνες και τα ηλεκτρόνιά των.  Γιά την αναφορά μας αυτή του εσωτερικού των αστέρων, σημαντικό ρόλο παίζει η χημική τους σύσταση και συγκεκριμένα η αναλογία του υδρογόνου (Η), του ηλίου (He) και των υπολοίπων στοιχείων που ονομάζονται μέταλλα.  Η επί μέρους αναλογία των μετάλλων γενικά δέν επηρεάζει σημαντικά την κύρια ζωή του αστέρος, όμως η ύπαρξη του άνθρακος (C) είναι στοιχείο απαραίτητο γιά την λειτουργία των πυρηνικών αντιδράσεων.  Η χημική σύσταση του εσωτερικού των αστέρων γενικά θεωρείται ότι είναι η ίδια με την σύσταση των ατμοσφαιρών των εκτός από την αναλογία υδρογόνου πρός ήλιο.

Παραγωγή ενεργείας στό εσωτερικό των αστέρων, οι πυρηνικές αντιδράσεις.   Η πρώτη πηγή ενεργείας του εσωτερικού ενός νεοδημιουργηθέντος αστέρος είναι η βαρυτική ενέργεια όπου λόγω της καταρρεύσεως της αρχικής μεσοαστρικής ύλης οι βρεφικοί αστέρες  συστέλλονται και η δυναμική ενέργεια των ανωτέρων στρωμάτων μετατρέπεται σε θερμότητα και τελικά σε ακτινοβολία.  Κατά την περίοδο της συστολής η θερμοκρασία του κρύου αστέρος  αυξάνει σημαντικά , αρχίζοντας τις πρώτες πυρηνικές αντιδράσεις "καύσεως" των ελαφρών στοιχείων λιθίου, βυρηλλίου και βορίου πρός παραγωγή ηλίου. Όταν η θερμοκρασία  φθάσει στο 1,000,000 ο Κ σταματά η συστολή , η διάρκεια της οποίας είναι μικρή γύρω στα 2 εκατομμύρια χρόνια.

Όταν η ανερχόμενη κεντρική θερμοκρασία σταματήσει στους 14,000,000ο Κ όπως συμβαίνει στον ήλιο και στους νάνους αστέρες, αρχίζει ο κύκλος πρωτονίου-πρωτονίου (p-p) ο οποίος έχει  ως εξής :

 

1 H + 1 H -------2 H + positron + neutrino

                     2 H + 1 H-------3 He + gamma ray photon

                     3 He + 3 He-----4 He + 1 H + 1 H

 

 

Το άθροισμα των 4 πρωτονίων έχει μάζα 4,032 μονάδες ενώ ο πυρήνας του ηλίου 4,004 μονάδες.  Αυτό το έλειμμα μάζας (0,028 μονάδων) μετατρέπεται σε ενέργεια βάσει του τύπου    E= m c 2.

Σε αστέρες με υψηλότερες θερμοκρασίες η ενέργεια παράγεται κυρίως με τον κύκλο άνθρακος-αζώτου (CN) ο οποίος ευρέθη το 1938 από τους Bethe-Weizsaecker και πραγματοποιείται σε 6 στάδια :

 

       12 C + 1 H------------13 N + gamma ray photon

       13 N---------------- 13 C + positron + neutrino

       1 H + 13 C------------14 N + gamma ray photon

       1 H + 14 N------------15 O + gamma ray photon

       15 O----------------15 N + positron + neutrino

       1 H + 15 N------------ 12 C + 4 He    

Γιά τον ήλιο, τα 99% της ενεργείας του παράγονται με τον κύκλο πρωτονίου-πρωτονίου και το 1% με τον κύκλο του άνθρακος. 

Με την πάροδο του χρόνου και όταν το υδρογόνο σε έναν αστέρα εξαντληθεί, τότε δημιουργείται ένας πυρήνας ηλίου ο οποίος συστέλλεται και θερμαίνεται κάτω από την πίεση των ανωτέρων στρωμάτων και καταστρέφεται η θερμοδυναμική ισορροπία από την μη παραγωγή ενεργείας στο κέντρο του αστέρος. Το υδρογόνο καίγεται σε ένα περίβλημα γύρω από τον πυρήνα και ο αστέρας διογκώνεται. Όταν η θερμοκρασία φθάσει τους 100,000,000οΚ αρχίζει η "καύσις" του ηλίου αποτέλεσμα της οποίας είναι η παραγωγή βαρυτέρων στοιχείων :

                                                                                                     4        4                                     8

  He + He + 95 KeV------Be

                                                                                                        2           2                                    4

                                              8        4                    12

                          Be + H---------C + γ +7,4 MeV

                                         4         2                  6

                                                  12       4                   16

                                     C + H---------O + γ

                                                6       2                  8

                                              16        4                        30

                            O + He---------Ne  + γ

                                           8        2                    10

Σε αυτές τις αντιδράσεις το ήλιο εξαντλείται και σε ακόμα μεγαλύτερες θερμοκρασίες του 1 δισ. βαθμών Κ είναι δυνατόν να παραχθεί καινούργιο ήλιον :

                                        20                                             16        4

                       N + γ+ 4,75 MeV-----O + He

                                   10                                               8        2

                                                                         24      28     32    36        40

Το ήλιο αντιδρά με το νέον και παράγει Mg , Si , S , A ,  Ca    ενώ

                                                                                         12       14       16    18       20

                                                                                                                56

σε μεγαλύτερες ακόμα θερμοκρασίες παράγεται Fe   κλπ.

                                                                               26  Το ύψος της ανόδου των εξελικτικών θερμοκρασιών για την δημιουργία βαρυτέρων στοιχείων και ηλίου εξαρτάται από την αρχική μάζα του αστέρος.  Σε αστέρες άνω των 10 ηλιακών μαζών και με τελική άνοδο θερμοκρασίας στους 8 δισ. βαθμούς Κ ο αστέρας καταρρέει, οπότε στην "καύση" και του σιδήρου θα προκληθεί μία απότομη χωρίς προειδοποίηση χαωτική έκρηξη σουπερνόβα .

Η ΧΗΜΙΚΗ ΣΥΣΤΑΣΗ ΤΩΝ ΑΣΤΈΡΩΝ  .

 

Γενικά.  Η χημική σύσταση του εσωτερικού των αστέρων θεωρείται ότι είναι η ίδια με αυτήν των ατμοσφαιρών των εκτός από την αναλογία υδρογόνου με το ήλιον η οποία είναι μεγαλύτερη στο κέντρο λόγω της "καύσεως" των δύο αυτών στοιχείων πρός παραγωγή ενεργείας.  Η πλειοψηφία των άλλων χημικών στοιχείων (μετάλλων) δέν παίρνει μέρος στις αρχικές πυρηνικές αντιδράσεις κατά το στάδιο δημιουργίας του αστέρος, δηλαδή η αρχική ανάμειξις της ύλης του αστέρος του έχει δώσει χημική ομοιογένεια.  Σε έναν αστέρα έχουμε την αναλογία  υδρογόνο 75%, ήλιον 23% και μέταλλα περίπου το 1-2% , τα οποία αποτελούν ένα μικρό μέρος της μάζας του σύμπαντος. Όμως παρά την χημική ομοιογένεια των αστέρων παρατηρούνται διαφορές στην περιεκτικότητα των μετάλλων, διαφορές που προέρχονται από την εξέλιξη των αστέρων και τον αριθμό των πυρηνικών αντιδράσεων που έχουν γίνει στο εσωτερικό των.  Γενικά, η δημιουργία των 92  χημικών στοιχείων και των υπερουρανίων, πλουσίων σε νετρόνια ισοτόπων (πυρηνοσύνθεση) γίνεται από τις εξελικτικές πυρηνικές αντιδράσεις στο εσωτερικό των αστέρων, αντιδράσεις με τους εξής χαρακτηρισμούς :

Αντιδράσεις -s (slow=αργές) .

Αντδράσεις -r (rapid=γρήγορες) οι οποίες γίνονται στις εκρήξεις των αστέρων σουπερνόβα.

Αντιδράσεις -p δημιουργίας πλουσίων σε ισότοπα νετρονίων.

Αντιδράσεις -x δημιουργίας ελαφρών στοιχείων D, Li, Be και Β.

 

Οι πληθυσμοί των αστέρων.  Το σύνολο των αστέρων με κριτήριο την περιεκτικότητά τους σε μέταλλα ταξινομείται σε δύο κατηγορίες που λέγονται και πληθυσμοί, ένας όρος που εισήχθηκε το 1944 από τον W.Baade.

Πληθυσμός Ι . Περιλαμβάνει τους αστέρες με την μεγαλύτερη περιεκτικότητα σε μέταλλα με χαρακτηριστικό την μικρή των ηλικία. Οι αστέρες αυτοί είναι οι θερμότεροι και έχουν δημιουργηθεί από την μεσοαστρική ύλη που έχει εμπλουτισθεί από τις εκρήξεις των υπερκαινοφανών.  Δημιουργούνται κοντά στο γαλαξιακό επίπεδο και στους γαλαξιακούς βραχίονες και απαντώνται κυρίως στα ανοικτά σμήνη και τις διαστελλόμενες ομάδες νέων αστέρων -Ο.

Πληθυσμός ΙΙ .  Περιλαμβάνονται οι αστέρες με μικρή περιεκτικότητα μετάλλων οι οποίοι είναι και οι πιό παλιοί σε ηλικία.  Σχηματίζουν μία σφαιροειδή άλω γύρω από το κέντρο του γαλαξία περιστρεφόμενοι με σχετικά μεγάλη ταχύτητα σε τροχιές με μεγάλη εκκεντρότητα και κλίση ως πρός τον γαλαξιακό ισημερινό.  Τα σφαιρωτά σμήνη αποτελούνται από αστέρες αυτού του πληθυσμού.