Η γέννηση και ο θάνατος ενός άστρου

Πώς σχηματίζονται τα «διαμάντια» του ουρανού


Όλοι έχουμε δει το νυχτερινό ουρανό και τα εκατομμύρια, σαν μικρά διαμαντάκια, αστέρια που τον «κοσμούν».

Τι είναι όμως στην πραγματικότητα τα αστέρια;

Είναι μπάλες από πλάσμα (πολύ ζεστά αέρια) που αποτελούνται από υδρογόνο και ήλιο.

Τα αστέρια σχηματίζονται από τη βαρυτική κατάρρευση μεγάλων νεφελωμάτων ψυχρών αερίων.

Όταν το αέριο συμπιέζεται, θερμαίνεται και μετασχηματίζεται σε πλάσμα.

Η θερμοκρασία του πυρήνα ενός αστέρα εξαρτάται από τη μάζα του. Όταν η θερμοκρασία στο κέντρο της σφαίρας του αερίου είναι πολύ υψηλή (περίπου 4 εκατ. βαθμοί Κελσίου), το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο μέσω πυρηνικής σύντηξης, παράγωντας δέσμες φωτεινής ενέργειας, που είναι γνωστές ως φωτόνια.

Τα αστέρια μετρώνται σε σύγκριση με τη μάζα και τη φωτεινότητα του Ήλιου. Σε γενικές γραμμές, κατηγοριοποιούνται ως «νάνοι» αν είναι λιγότερο φωτεινά από τον Ήλιο, ή «γίγαντες» αν είναι φωτεινότερα.

Σε μικρές σφαίρες πλάσματος (λιγότερο από 8% της μάζας του Ήλιου) η θερμοκρασία του πυρήνα δεν είναι αρκετά υψηλή για να ξεκινήσει η σύντηξη του υδρογόνου και το άστρο μετατρέπεται σε «καφέ νάνο», αλλιώς γνωστά ως φαιοί νάνοι, καθώς δεν έχουν αρκετή μάζα για να συντελεστεί η σύντηξη.

Για τα άστρα που έχουν μεγαλύτερη μάζα από τους «καφέ νάνους», από τη σύντηξη στον πυρήνα παράγεται φως και θερμότητα, έτσι ώστε να αποτρέπεται η κατάρρευσή τους. Αυτό καλείται ως διαδικασία «κύριας ακολουθίας» και είναι το στάδιο μεγαλύτερης ζωής ενός άστρου.

Η ακριβής διάρκεια του σταδίου της «κύριας ακολουθίας» ενός άστρου εξαρτάται από τη μάζα του: όσο χαμηλότερη είναι τόσο πιο πολύ χρειάζεται για να «κάψει» όλο το υδρογόνο του.

Η διάρκεια ζωής του Ήλιου έχει υπολογιστεί στα 10 δισεκατομμύρια χρόνια, και τώρα βρίσκεται στη μέση της ζωής του.




O θάνατος ενός άστρου

Ένα αστέρι σαν τον Ήλιο δεν θα έχει αρκετή θερμοκρασία στον πυρήνα του για να διατηρήσει το εξωτερικό του στρώμα και έτσι θα αποβάλει το κέλυφος του όταν εξαντληθεί όλο το υδρογόνο. Το κέλυφος γίνεται τότε ένα πλανητικό νεφέλωμα (ουσιαστικά ένα σύννεφο γύρω από το αστέρι), ενώ ο πλούσιος σε άνθρακα πυρήνας κρυώνει και γίνεται ένας «λευκός νάνος».

Άστρα μέχρι και εννέα φορές τη μάζα του Ηλίου γίνονται «λευκοί νάνοι» με διαφορετικές συνθέσεις.

Άστρα με μεγαλύτερη μάζα από τους «λευκούς νάνους» καταρρέουν και εκρήγνυνται βίαια ως supernova, χάνοντας το μεγαλύτερο μέρος της μάζας τους στο γύρω περιβάλλον.

Ο μικρός πυρήνας σιδήρου που απομένει συνεχίζει να καταρρέει μέχρι που αποτελείται κυρίως από νετρόνια. Είναι τα γνωστά «αστέρια νετρονίων».

Άστρα με μάζα πάνω από 25 φορές αυτής του Ηλίου μπορούν να αφήσουν πίσω τους μετά την έκρηξή τους μια «μαύρη τρύπα». Οι «μαύρες τρύπες» σχηματίζονται όταν ο πυρήνας –μετά την έκρηξη του supernova- έχει ηλιακή μάζα τρεις φορές αυτής του Ηλίου.

Ορισμένα από τα «υπολείμματα» μιας έκρηξης supernova σχηματίζουν άλλα άστρα και πλανήτες.




Ο αστερισμός του Ωρίωνα

Στον αστερισμό του Ωρίωνα μπορεί κανείς να δει διαφορετικούς τύπους αστεριών, σε διάφορα στάδια της ζωής τους.
Το φωτεινότερο άστρο, με την ονομασία Rigel, είναι ένας «μπλε υπεργίγαντας» περίπου 20 φορές μεγαλύτερος από τη μάζα του Ηλίου και με 100 φορές μεγαλύτερη ακτίνα.

Το δεύτερο φωτεινότερο, το Betelgeuse, είναι ένας «κόκκινος υπεργίγαντας», περίπου 10 φορές μεγαλύτερο από τη μάζα του Ηλίου και με 1.000 φορές μεγαλύτερη ακτίνα.

Στο νεφέλωμα του Ωρίωνα, τα άστρα σχηματίζονται από νέφη αερίων και σκόνης, που ονομάζονται μοριακά νέφη. Τα νέα αυτά άστρα εκπέμπουν φως στα αέρια που τα περιβάλλουν, με αποτέλεσμα να φωτίζεται το νεφέλωμα. Ορισμένα από τα φωτεινά άστρα του νεφελώματος του Ωρίωνα είναι ορατά σε εμάς, και σχηματίζουν τον αστερισμό.




ΠΗΓΗ