Ένας περίπατος στη ζωή των μικρών και μεγάλων αστέρων

by space3explorers
in Uncategorized
on March 28, 2020

Η γέννηση του Αστέρα

Όλα ξεκινούν και καταλήγουν σε ένα μοριακό νέφος. Το νέφος ένα διαστρικό σύννεφο σκόνης, υδρογόνου, ηλίου και άλλων ιονισμένων αερίων. Ένα συνηθισμένο νέφος έχει μέγεθος 100 έτη φωτός. Ένα έτος φωτός είναι η απόσταση που το φως ταξιδεύει μέσα σε ένα χρόνο και 100 έτη φωτός είναι περίπου 9 και 14 μηδενικά από πίσω χιλιόμετρα! Ένα τέτοιο νέφος περιέχει μέχρι και 6 εκατομμύρια φορές τη μάζα του Ήλιου. Ανάμεσα σε κάθε μόριο ασκούνται βαρυτικές δυνάμεις με αποτέλεσμα στις περιοχές του νέφους με την μεγαλύτερη μάζα να δημιουργούνται μικρά σφαιρίδια. Στο καθένα από αυτά, βαρυτική ενέργεια που ασκείται αυξάνει την πίεση ανάμεσα στα μόρια του αέριου που συμπιέζονται και μετατρέπεται σε θερμότητα.

Το κομμάτι του αρχικού νέφους συμπιέζεται σε μία περιστρεφόμενη σφαίρα υπέρθερμου αερίου, η οποία είναι γνωστή ως πρωτοαστέρας.

II Ένας Πρωτοαστέρας

Ο πρωτοαστέρας αυξάνει τη μάζα του με την προσθήκη αερίου και σκόνης από το μοριακό νέφος και πολλές φορές ενώνεται με άλλους πρωτοαστέρες που βρίσκονται κοντά του. Η εξέλιξή του από το σημείο αυτό και μετά καθορίζεται από τη μάζα του. (Η μάζα συνήθως εκφράζεται σε ηλιακές μάζες M_⊙. Ο Ήλιος έχει μάζα 2 × 10³⁰ χιλιόγραμμα.)

Οι Φαιοί (καφέ) και υποφαιοί νάνοι

Αποτέλεσμα εικόνας για brown dwarf Οι πρωτοαστέρες που έχουν μάζα μικρότερη από περίπου 0,08 (8%) της ηλιακής δεν αναπτύσσουν ποτέ αρκετά υψηλές θερμοκρασίες στα κέντρα τους ώστε να αρχίσει εκεί πυρηνική σύντηξη του υδρογόνου. Αποτέλεσμα εικόνας για brown dwarf

Τέτοιοι πρωτοαστέρες εξελίσσονται σε φαιούς νάνους. Σώματα ελαφρότερα από 13 μάζες Δία ταξινομούνται ως «υποφαιοί νάνοι (sub-brown dwarfs), αλλά αν περιφέρονται γύρω από έναν αστέρα καλούνται πλανήτες. Μία μάζα του Δία ισούται με 1/100 της μάζας του ηλίου και μία μάζα του ήλιου ισούται με 1053 μάζες Δία .

Αποτέλεσμα εικόνας για evolution of stars

Αρχίζει η πρώτη σύντηξη (στους 9.999.726 °C)

III Πρώτη πυρηνική σύντηξη: Υδρογόνο Ήλιο

Αποτέλεσμα εικόνας για proton to proton fusion Σε έναν πρωτο-αστέρα μεγαλύτερης μάζας από 13 μάζες Δία δηλαδή μεγαλύτερο της μάζας του ήλιου, η πίεση αυξάνει τόσο πολύ την θερμοκρασία στον πυρήνα που ανέρχεται τελικώς στα 10 εκατομμύρια K και αρχίζει η πρώτη πυρηνική σύντηξη.

Τι είναι πυρηνική σύντηξη:

(συν + τήξη) ονομάζεται η συνένωση ελαφρών πυρήνων σε βαρύτερους με ταυτόχρονη απελευθέρωση ενέργειας.

Πρώτη πυρηνική σύντηξη: Πρωτόνιο-Πρωτόνιο (4×10⁶ K)

Αποτέλεσμα εικόνας για σύντηξη υδρογόνου Όπου ¹₁Η ο πυρήνας του υδρογόνου, ²₁Η ο πυρήνας του δευτερίου, ³₂Ηe το ελαφρύ ισότοπο του ηλίου και ⁴₂Ηe το ισότοπο του ηλίου που συναντάμε και πιο συχνά στο περιβάλλον. Το e+ είναι ένα σωματίδιο e (εν προκειμένω ποζιτρόνιο), το ν είναι το νετρίνο ηλεκτρονίου και γ η ακτινοβολία γάμμα.

Έτσι, περιληπτικά, με τις συγκρούσεις πυρήνων συντήκονται πρωτόνια υδρογόνου πρώτα σε δευτέριο ²₁Η και μετά σε ήλιο ⁴₂Ηe.

(Δεύτερη πυρηνική σύντηξη: 15×10⁶ K)

Σε αστέρες μάζας λίγο μεγαλύτερης της ηλιακής (1.3M_⊙), η αντίδραση άνθρακα-αζώτου-οξυγόνου (κύκλος CNO) συνεισφέρει μεγάλο μέρος της ολικής παραγωγής ενέργειας.

Γιατί όλη η μάζα δεν καταρρέει στον πυρήνα;

Σχετική εικόνα Η έναρξη των (θερμο)πυρηνικών αντιδράσεων οδηγεί σχετικά γρήγορα σε κατάσταση υδροστατικής ισορροπίας. Η πίεση και η ενέργεια που απελευθερώνεται από τον πυρήνα του αστέρα (δηλαδή εκεί που οι θερμοκρασίες επιτρέπουν πυρηνική σύντηξη,) «σπρώχνει» το αέριο προς τα έξω ενώ η βαρύτητα έλκει το αέριο προς τα μέσα. Ο αστέρας έτσι εξελίσσεται ταχύτατα σε μία προσωρινή κατάσταση ισορροπίας που θα κρατήσει περίπου 1 δισεκατομμύριο χρόνια ανάλογα με το πόσο υδρογόνο έχει. Αυτή η περίοδος λέγεται Κύρια Ακολουθία και σταματά με το τέλος των πυρηνικών συντήξεων.

Σχετική εικόνα

Οι αστέρες ανάλογα με την θερμοκρασία στον εξωτερικό φλοιό τους και την ύλη από την οποία αποτελούνται, ακτινοβολούν διαφορετικές συχνότητες και γι’αυτό εμείς βλέπουμε αστέρες με διάφορα χρώματα. Φυσικά δεν μεταφράζουμε όλη την ακτινοβολία που λαμβάνουμε καθώς το φάσμα ορατής ακτινοβολίας μας είναι περιορισμένο.

Σχετική εικόνα Οι αστέρες με βάση τη μάζα τους έχουν διαφορετικές ζώνες ρευμάτων μεταφοράς και ζώνες ακτινοβολίας. Η δομή του παίζει μεγάλο ρόλο στην εξέλιξή τους κατά την πορεία της ώριμης περιόδου αλλά και πιο μετά.

IV SED (spectral energy distribution) y: Ακτινοβολία [w/m2] x: μήκος κύματος [nm]

Οι μεγάλης μάζας θερμοί μπλε αστέρες τύπου Ο θα εγκαταλείψουν την Κύρια Ακολουθία μετά από μόλις 100 εκατομμύρια έτη. Αστέρες όπως ο Ήλιος δηλαδή κίτρινοι νάνοι G, θα παραμείνουν σε αυτή για περίπου 10 δισεκατομμύρια έτη ενώ οι μικρής μάζας ερυθροί νάνοι K-M συντήκουν με πολύ αργό ρυθμό το υδρογόνο τους και θα παραμείνουν στην Κύρια Ακολουθία εκατοντάδες δισεκατομμύρια έτη ή και περισσότερο.

Η ώριμη ηλικια

V Εκφυλισμένη ύλη, στην περίπτωσή μας είναι τα ηλεκτρόνια

Εδώ είναι η στιγμή όπου ο αστρικός πυρήνας εξαντλεί το υδρογόνο του, η κύρια ακολουθία αρχίζει να τελειώνει και ο αστέρας αρχίζει να εξελίσσεται πέρα από την Κύρια Ακολουθία. Χωρίς αρκετή προς τα έξω πίεση από τη σύντηξη υδρογόνου, η βαρύτητα υπερνικά και τα στρώματα του αστέρα συμπιέζονται προς το κέντρο, έτσι ο αστέρας αρχίζει να συστέλλεται. (Η συστολή αυτή θα σταματήσει είτε με την πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων που είναι αρκετά υψηλή για να αντισταθεί στη βαρύτητα, είτε με την άνοδο της θερμοκρασίας που επιτρέπει δεύτερη πυρηνική σύντηξη. Ο εκφυλισμός των ηλεκτρονίων είναι μια συνέπια της απαγορευτικής αρχής του Πάουλι όπου τα ηλεκτρόνια από την βαρύτητα βρίσκονται σε πάρα πολύ κοντινές αποστάσεις μεταξύ τους. Το τι από τα δύο θα συμβεί πρώτο εξαρτάται από τη μάζα του αστέρα.) Θα δούμε 3.5 διαφορετικές περιπτώσεις αστέρων που χωρίζουμε βάσει την μάζα τους.

Καφέ-κόκκινοι μικροί πρωτοαστέρες Μάζα: ≈ ¹/₁₀ της μάζας του ήλιου(M_⊙)

Το τι θα συμβεί αφού ένας αστέρας μικρής μάζας παύσει να παράγει ενέργεια από σύντηξη δεν έχει παρατηρηθεί ποτέ, καθώς ο χρόνος που χρειάζεται για να γίνει αυτό ξεπερνά την ηλικία του σύμπαντος μας.

Ένα είναι σίγουρο, ότι τέτοιοι αστέρες δεν θα γίνουν ποτέ ερυθροί γίγαντες (που θα εξηγήσουμε μετά τι είναι). Σε ολόκληρο το εσωτερικό τους υπάρχουν ρεύματα μεταφοράς της θερμότητας που επιτυγχάνουν ομοιόμορφη θερμοκρασία σε όλη την έκτασή τους έτσι η πυρηνική σύντηξη γίνεται παντού ταυτόχρονα. Γι’αυτό το λόγο δεν θα δημιουργήσουν πυρήνα από ήλιο με ένα λεπτό στρώμα υδρογόνου στο εξωτερικό τους, αλλά η σύντηξη υδρογόνου θα συνεχισθεί μέχρι που να εξαντληθεί το υδρογόνο σε όλο σχεδόν τον αστέρα. Έτσι υπολογίζετια πως θα καταλήξουν μετά από ένα άγνωστο πεπερασμένο χρονικό διάστημα ως λευκοί νάνοι.

VI Μικρός πρωτοαστέρας

Κόκκινοι-κίτρινοι πρωτοαστέρες Μάζα: ½ – 3 της μάζας του ήλιου(M_⊙)

Τέτοιος πρωτοαστέρας συνεχίζει να συντήκει υδρογόνο που του απομένει σε ένα λεπτό κέλυφος γύρω από τον αδρανή πυρήνα του.

Οι θερμοκρασίες στον πυρήνα δεν είναι αρκετά υψηλές για την σύντηξη του Ηe.

VIII Μικρός μπλε αστέρας

Τότε, καθώς η αδρανής μάζα He στον πυρήνα παύει να ακτινοβολεί ενέργεια, δεν ασκεί πίεση ακτινοβολίας προς τα υπόλοιπα στρώματα με αποτέλεσμα να συσταλεί από την δύναμη που της ασκεί η βαρύτητα. Η συστολή αυτή οδηγεί στην αύξηση της πίεσης και κατά συνέπια στην αύξηση της θερμοκρασίας.

Συμπιεζόμενος έτσι και θερμαινόμενος ταυτόχρονα, το ανώτερο (εξωτερικό) στρώμα υδρογόνου συντήκεται ταχύτερα. Αυτό αυξάνει την παραγωγή ενέργειας:

VII Ερυθρός (κόκκινος) γίγαντας

Ο αστέρας ακτινοβολεί 1.000 ως 10.000 φορές περισσότερο (δηλαδή φαίνεται μπλε) και η πίεση ακτινοβολίας προκαλεί μεγάλη διαστολή των ανώτερων στρωμάτων του. Ο αστέρας έτσι διογκώνεται με διάμετρο σαράντα περίπου φορές την ηλιακή. Τα επιφανειακά του στρώματα βρίσκονται τόσο απομακρυσμένα από τον πυρήνα και μεταξύ τους που η θερμοκρασία μειώνεται μέχρι τους 4.000 Κ ή 3.700 C. Σε αυτές τις θερμοκρασίες ακτινοβολεί το χρώμα ερυθρό. Έτσι λέγεται ερυθρός ή κόκκινος γίγαντας.

Σχετική εικόνα

H θερμοκρασία στον πυρήνα είναι αρκετά υψηλή από την πίεση που δέχτηκαν οι πυρήνες του ηλίου ώστε να γίνει σύντηξη του. Λόγω των ρευμάτων μεταφοράς, η θερμότητα κατανέμεται σχεδόν ομοιόμορφα σε όλον τον αστέρα και η σύντηξη αρχίζει παντού μέσα σε λίγες μόλις μέρες.

X Καλλιτεχνική αναπαράσταση της αναλαμπής ηλίου

Με την σύντηξη ηλίου δημιουργούνται πιο βαριά στοιχεία, ο άνθρακας και το οξυγόνο. Τα βαρέα στοιχεία εκριβώς επειδή είναι πιο βαριά συγκεντρώνωνται στο κέντρο του αστέρα. Στον επόμενο φλοιό συνεχίζονται οι πυρηνικές συντήξεις με το ήλιο και στον εξωτερικό φλοιό υπάρχει ένα λεπτό στρώμα υδρογόνου.

IX Πραγματική εικόνα του φαινομένου (αναλαμπής ηλίου)

Η ενέργεια από την «ξαφνική» σύντηξη ηλίου σε άνθρακα και οξυγόνο προκαλεί μια τεράστια εκπομπή ενέργειας που λέγεται αναλαμπή ηλίου (Helium flash). Σε αστέρες μεγαλύτερης μάζας δεν υπάρχει αναλαμπή ηλίου καθώς η σύντηξη του υδρογόνου γίνεται με αργους ρυθμούς αφού δεν υπάρχουν ρεύματα θερμότητας. )

Τα αστέρια που καίνε το ήλιο δεν είναι πολύ σταθερά, έτσι ώστε τα εξωτερικά μέρη του αστεριού να επεκτείνονται, λόγω του ότι η βαρυτική τους δύναμη, δεν είναι ικανή να τα συγκρατήσει, αποχωρίζονται σιγά-σιγά τον αστέρα και διαφεύγουν στο διάστημα.

Αυτή η επέκταση των εξωτερικών τμημάτων οδηγεί σε μείωση της θερμοκρασίας και της πίεσης του. Ο πυρήνας του αστεριού συστέλλεται πάλι λόγω της βαρύτητας και έτσι συνεχίζεται η ζωή του αστεριού για λίγο ακόμη.

Αυτό οδηγεί τελικά προς ένα αστέρι που κυμαίνεται, κάνοντας τη φωτεινότητά του να μεταβάλεται πολύ γρήγορα μέσα σε μικρές χρονικές περιόδους. Αυτό κάνει το αστέρι να στείλνει προς τα έξω, τμήματα της μάζας από την επιφάνειά του. Σιγά σιγά φεύγει προς το διάστημα το εξωτερικό περίβλημα του αστεριού από ήλιο και υδρογόνο (και αυτό διαρκεί περίπου 1000 έτη φωτός). Το υλικό που έφυγε από το άστρο, σχηματίζει ένα διαστελλόμενο κέλυφος αερίου που θερμαίνεται από έναν καυτό πυρήνα. Το νεφέλωμα συνεχίζει να επεκτείνεται έως ότου διαλυθεί.

Αποτέλεσμα εικόνας για cancer nebula Ο εναπομείναντος πυρήνας άνθρακα εξακολουθεί να είναι πολύ καυτός και εκπέμπει υπεριώδη ακτινοβολία που ιονίζει το αέριο στο διαστελλόμενο κέλυφος και το κάνει να λάμπει με έντονο τρόπο. Αυτό το λαμπερό αέριο ονομάζεται πλανητικό νεφέλωμα, αλλά δεν έχει καμία σχέση με τους πλανήτες. Αποτέλεσμα εικόνας για πλανητικό νεφέλωμα τηλεσκόπιο

Το πλανητικό νεφέλωμα αποτελεί το μεγαλύτερο μέρος του αστέρα. Στα τηλεσκόπιά μας φαίνεται σαν ένας δακτύλιος αερίων. Οι αστρονόμοι των περασμένων αιώνων με τα μικρά τους τηλεσκόπια νόμιζαν ότι τα αντικείμενα αυτά έμοιαζαν με πλανήτες γι’ αυτό και τα ονόμασαν πλανητικά νεφελώματα αλλά αυτό ξέρουμε πως δεν ησχύει.

XI Βαρυτικές δυνάμεις ενός λευκού νάνου δυσκολεύουν τον προσδιορισμό της θέσης των κοντινών αστρικών σωμάτων

Ο θερμός πυρήνας άνθρακα και οξυγόνου μένει ευάλωτος στο ψύχος του διαστήματος.

Ο ψυχόμενος πυρήνας του άνθρακα είναι το μόνο που έχει απομείνει. Αρχικά η θερμοκρασία της επιφάνειας του ήταν περίπου 100.000 K και έκπεμπε υπεριώδη ακτινοβολία που ιόνιζε το αέριο στο νεφέλωμα και το έκανε να λάμπει αλλά αργά αργά η θερμοκρασία άρχιζε να πέφτει και το νεφέλωμα χάνεται από το πεδίο της όρασής μας. Ο πυρήνας αυτός ονομάζεται λευκός νάνος διότι εκπέμπει λευκό λόγω της αρχικής υψηλής θερμοκρασίας. Όταν τελικά εκπέμπει τόσο λίγη ενέργεια που δεν μπορεί να εντοπιστεί από εμάς, ονομάζεται μαύρος νάνος. Η ύλη σε ένα λευκό νάνο είναι πολύ πυκνή, περίπου 10 ⁹ kg / m ³ , 1 εκατομμύριο φορές πυκνότερη από το νερό! Ένα κουταλάκι άσπρου νάνου, ζυγίζει στη γη περίπου 5 χιλιάδες κιλά!

XIII Μαύρος νάνος

XII Λευκός νάνος

Μεγάλοι μπλε αστέρες Μάζα: >3 της μάζας του ήλιου

Όσον αφορά τους αστέρες μάζας μεγαλύτερης από 3 φορές την μάζα του ήλιου, η βαρύτητα που ασκείται από το νέφος είναι τόσο μεγάλη που οι θερμοκρασίες στον πυρήνα όχι μόνο επιταχύνουν την σύντηξη υδρογόνου, αλλά ταυτόχρονα μπορεί και συντήκεται και το ήλιο σε άνθρακα και καθώς ανεβαίνει η θερμοκρασία ακόμα περισσότερο αρχίζουν να συντήκονται πιο βαρέα μέταλλα το ένα μετά το άλλο. Άρα η πυρηνική σύντηξη του ηλίου γίνεται πριν τον εκφυλισμό των ηλεκτρονίων στον πυρήνα. Τέτοιοι αστέρες διαστέλλονται και ο εξωτερικός φλοιός τους ψύχεται και γίνονται από αστέρες 10 φορές την μάζα του ήλιου σε αστέρες 1500 φορές την μάζα του ήλιου! Αυτοί λέγονται ερυθροί υπεργίγαντες . Οι αστέρες μεγάλης μάζας είναι απίθανο να επιβιώσουν για πολύ ως ερυθροί υπεργίγαντες (περίπου 100 εκατομμύρια χρόνια).

Όταν μπορέσει να συντηχτεί το πυρίτιο σε σίδηρο, η πορεία ζωής του αστέρα φτάνει στο τέλος της. Ο σίδηρος (δηλαδή το ισότοπο του με μαζικό αριθμό 56) είναι τόσο σταθερό στοιχείο που περαιτέρω σύντηξη καταναλώνει περισσότερη ενέργεια από ότι παράγει. Ο αστέρας με έναν μεγάλο σταθερό πυρήνα αδυνατεί να ακτινοβολήσει αρκετή ενέργεια ώστε να αντισταθμίσει την βαρύτητα. Η βαρύτητα υπερνικά και όλοι οι φλοιοί επιταχύνουν βίαια προς το κέντρο. Με τεράστια δύναμη αναπηδούν στον μη ελαστικό πυρήνα. Όλη αυτή η πίεση που ασκείται στον πυρήνα, αναγκάζει τα ηλεκτρόνια να ενωθούν με τους πυρήνες τους και να διαμορφώσουν νετρόνια. Εκείνη την στιγμή εκλύεται τόσο μεγάλη ακτινοβολία που όλα τα στρώματα εκτινάσσονται στο διάστημα και οι θερμοκρασίες γίνονται τόσο υψηλές που επιτρέπουν να συντηχτούν ακόμα πιο βαρέα στοιχεία και πέρα από τον περιοδικό πίνακα, στοιχεία που εμείς δεν έχουμε ακόμα γνωρίσει . Η έκρηξη αυτή είναι γνωστή ως έκρηξη «Supernova τύπου 2».

Αποτέλεσμα εικόνας για supernova types

Αυτό που μένει είναι ένας γυμνός πυρήνας από νετρόνια. Εδώ η διαδρομή χωρίζει. Αν ο πυρήνας που έχει μείνει είναι μικρότερος από 3M_⊙και μεγαλύτερος από 1.4 M_⊙,τότε η βαρύτητα δεν μπορεί να πιέσει πιο πολύ τα νετρόνια. Αν όμως ο πυρήνας είναι μεγαλύτερος από 3M_⊙,τότε η βαρύτητα υπερνικά την συμπιεσμένη μπάλα νετρονίων και ο αστέρας καταρρέει σε ένα σημείο άπειρης πυκνότητας δηλαδή μια ΜΑΥΡΗ ΤΡΥΠΑ. Σύμφωνα με με τα σημερινά δεδομένα, ούτε φώς, ούτε ύλη, ούτε πληροφορίες μπορούν να εξέλθουν ποτέ από το εσωτερικό μιας μαύρης τρύπας.

XV Αστέρας νετρονίων ονομαζόμενος «Πάλσαρ»

XIV Πραγματική φωτογραφία μαύρης τρύπας

Ελάχιστοι παρατηρήσιμοι αστέρες με μάζα μεγαλύτερη των περίπου 40 ηλιακών μαζών, χάνουν μάζα τόσο γρήγορα, ώστε έχουν απολέσει σχεδόν ολόκληρα τα εξωτερικά τους στρώματα προτού μπορέσουν να διασταλούν σε ερυθρούς υπεργίγαντες. Διατηρούν έτσι πολύ υψηλές επιφανειακές θερμοκρασίες (και άρα γαλανόλευκο χρώμα) από την παραμονή τους στην Κύρια Ακολουθία μέχρι το τέλος της σύντομης ζωής τους.

Οι βαρύτεροι αστέρες που έχουν παρατηρηθεί μέχρι σήμερα, δεν μπορούν να υπερβούν ένα όριο μεταξύ 100 και 150 ηλιακών μαζών επειδή η βαρύτητα δεν μπορεί να συγκρατήσει τα εξωτερικά στρώματα πέρα από αυτό το όριο και έτσι αυτά αποτινάσσονταν σχεδόν αμέσως από την εξαιρετικά έντονη ακτινοβολία, χωρίς να αποκτήσουν ποτέ υδροστατική ισορροπία, αφήνοντας πίσω τους αστέρες μικρότερης μάζας.

Παρότι οι αστέρες μικρότερης μάζας δεν αποχωρίζουν υπό κανονικές συνθήκες τόσο γρήγορα τα εξωτερικά τους στρώματα, μπορούν και αυτοί να αποφύγουν το στάδιο του ερυθρού γίγαντα ή υπεργίγαντα αν αποτελούν μέλος διπλού συστήματος, έχοντας έναν άλλο αστέρα σε τόσο μικρή απόσταση από αυτούς, ώστε να τους αφαιρεί υλικό με τη βαρύτητά του καθώς αυτοί διαστέλλονται. Μπορεί επίσης να περιστρέφονται γύρω από τον άξονά τους τόσο γρήγορα, ώστε τα ρεύματα μεταφοράς να εκτείνονται από τον πυρήνα τους λόγω της φυγόκεντρους δύναμης μέχρι την επιφάνεια, οπότε δεν υπάρχει ξεχωριστός πυρήνας και εξωτερικά στρώματα εξαιτίας της αναδεύσεως του υλικού. Έτσι αυτό θα αργοσβήσει όπως ένας μικρός αστέρας μάζας ¹/₁₀ M_⊙.

Πηγές:

https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%91%CF%83%CF%84%CF%81%CE%B9%CE%BA%CE%AE_%CE%95%CE%BE%CE%AD%CE%BB%CE%B9%CE%BE%CE%B7

https://el.wikipedia.org/wiki/%CE%95%CF%81%CF%85%CE%B8%CF%81%CF%8C%CF%82_%CE%B3%CE%AF%CE%B3%CE%B1%CE%BD%CF%84%CE%B1%CF%82

https://el.wikipedia.org/wiki/%CE%91%CF%83%CF%84%CF%81%CE%B9%CE%BA%CE%AE_%CE%B5%CE%BE%CE%AD%CE%BB%CE%B9%CE%BE%CE%B7

https://markets.businessinsider.com/news/stocks/visualizing-the-origin-of-elements-1028279180

https://lco.global/spacebook/stars/low-mass-star/

https://scitechdaily.com/nearby-white-dwarf-star-helps-confirm-theory-relativity/

https://en.wikipedia.org/wiki/Convection_zone

https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_evolution

https://physics.stackexchange.com/questions/141875/how-do-you-estimate-the-mass-of-a-star

http://ph230.edu.physics.uoc.gr/files/astro-lecture3.pdf

https://en.wikipedia.org/wiki/CNO_cycle