Πώς μοιάζει ο κύκλος ζωής ενός αστεριού;

Όταν κοιτάς τον νυχτερινό ουρανό, βλέπεις χιλιάδες αστέρια. Ο δικός μας ήλιος είναι ένας κίτρινος νάνος στα μέσα του κύκλου ζωής του. Πώς έφτασαν όλοι εκεί; Ακολουθεί μια πιο προσεκτική ματιά στον κύκλο ζωής ενός άστρου και πώς το μέγεθος και η μάζα ενός από αυτά τα αστρικά σώματα επηρεάζουν την ύπαρξή του.

Στην αρχή

Σε αντίθεση με τα δημοφιλή μέσα ενημέρωσης, τα αστέρια δεν εμφανίζονται απλώς πλήρως σχηματισμένα με μια σειρά πλανητών που τα περιβάλλουν. Αυτή η διαδικασία διαρκεί εκατομμύρια ή και δισεκατομμύρια χρόνια, και όλα ξεκινούν με ένα νέφος διαστρικού αερίου.

Κάθε αστέρι στον ουρανό ξεκίνησε τη ζωή ως ένα νεφέλωμα, το οποίο είναι ένα σύννεφο αερίου και σκόνης. Αυτά τα νεφελώματα αποτελούνται κυρίως από υδρογόνο και ήλιο, με κάποια άλλα ιχνοστοιχεία. Με την πάροδο του χρόνου, το σύννεφο θα αρχίσει να περιστρέφεται, αναπτύσσοντας ένα κέντρο βάρους και τραβώντας τα πάντα στο νεφέλωμα σε αυτό το σημείο. Η βαρύτητα συνεχίζει να αυξάνεται και να ενισχύεται έως ότου, σε μια κομβική στιγμή, η πίεση αναγκάσει τον πυρήνα των μορίων υδρογόνου και ηλίου να καταρρεύσει σε μια διαδικασία που ονομάζεται πυρηνική σύντηξη.

Μερικές φορές τα αστέρια, που ονομάζονται καφέ νάνοι, αρχίζουν να σχηματίζονται αλλά δεν έχουν αρκετή θερμότητα και πίεση για να πυροδοτήσουν την πυρηνική σχάση. Έχουν περίπου διπλάσια μάζα από τον Δία, αλλά από τη Γη, είναι ορατά μόνο με υπέρυθρα τηλεσκόπια. Μόλις γίνει η σύντηξη, γεννιέται ένα αστέρι — αλλά τι συμβαίνει μετά από αυτό;

Κύκλος ζωής ενός αστεριού

Πριν προχωρήσουμε στο τι συμβαίνει σε κάθε τύπο αστεριού κατά τη διάρκεια της ζωής του, υπάρχει ένα κρίσιμο σημείο που πρέπει να θίξουμε. Υπάρχει άμεση σχέση μεταξύ της μάζας ενός αστεριού και της μακροζωίας του.

Τα τεράστια αστέρια μπορεί να έχουν περισσότερο υδρογόνο, αλλά καίγονται μέσα από αυτό πιο γρήγορα από τα μικρότερα για να διατηρήσουν το μεγάλο τους μέγεθος. Τα μικρά αστέρια δεν χρειάζεται να καίγονται τόσο έντονα, επομένως ζουν περισσότερο.

Όλα αυτά είναι σχετικά, αφού η μέση διάρκεια ζωής ενός αστεριού υπολογίζεται σε δισεκατομμύρια χρόνια. Το άστρο της πατρίδας μας είναι 4,603 δισεκατομμυρίων ετών και πιθανώς έχει αρκετό υδρογόνο για να κάψει για άλλα 5 δισεκατομμύρια. Πώς επηρεάζει αυτή η αναλογία μάζας προς διάρκεια ζωής τους διαφορετικούς τύπους αστεριών;

Αστέρια κατηγορίας Ο και Β

Τα αστέρια της κατηγορίας Ο και Β είναι μερικά από τα μεγαλύτερα που θα δείτε στον νυχτερινό ουρανό. Μπορείτε να χωρίσετε τη διάρκεια ζωής τους σε πέντε στάδια.

Πρώτο στάδιο συμβαίνει αμέσως μετά την πρώτη σύντηξη που γεννά αυτό το νέο ουράνιο σώμα. Και το ήλιο και το υδρογόνο υπάρχουν μέσα στο αστέρι, αλλά αυτή τη στιγμή, καίει μόνο το υδρογόνο. Σε αυτό το στάδιο, είναι ένα αστέρι της κύριας ακολουθίας. Αυτό το στάδιο είναι το πιο σταθερό μέρος του κύκλου ζωής του.

Μόλις τελειώσει το υδρογόνο, το αστέρι εισέρχεται στο στάδιο δεύτερο . Μέσα σε εκατομμύρια ή δισεκατομμύρια χρόνια, ο πυρήνας χάνει τη σταθερότητά του. Αν και το ήλιο είναι εύφλεκτο, το αστέρι δεν το καίει. Αντίθετα, αυτή η αστάθεια προκαλεί τη σύντηξη του ηλίου σε άνθρακα, ο οποίος αναμιγνύεται σε στοιχεία όπως ο σίδηρος, το θείο και το νέον. Σε αυτό το σημείο, ο πυρήνας θα μετατραπεί επίσης σε σίδηρο, ενώ το εξωτερικό κέλυφος ηλίου του άστρου αρχίζει να διαστέλλεται.

Το τρίτο στάδιο διαρκεί περίπου ένα εκατομμύριο χρόνια και περιλαμβάνει μια σειρά από πυρηνικές αντιδράσεις που σχηματίζουν περισσότερα κελύφη γύρω από τον σιδερένιο πυρήνα του άστρου.

Στάδιο τέταρτο είναι η πιο εκρηκτική περίοδος στον κύκλο ζωής ενός αστεριού. Σε κάποιο σημείο, ο πυρήνας θα καταρρεύσει από μόνος του και θα δημιουργήσει ένα τεράστιο ωστικό κύμα που ονομάζεται σουπερνόβα. Ό,τι έχει απομείνει από το αστέρι θα επεκταθεί προς όλες τις κατευθύνσεις, καταστρέφοντας οτιδήποτε βρεθεί στο πέρασμά του.

Από αυτό το σημείο, υπάρχουν δύο διαφορετικοί τρόποι με τους οποίους το αστέρι μεγάλης μάζας μπορεί να εισέλθει στο στάδιο πέντε . Εάν το υπόλοιπο υλικό είναι 1,5 έως τρεις φορές μεγαλύτερο από τον ήλιο μας, θα καταρρεύσει και θα γίνει αστέρι νετρονίων. Αν είναι μεγαλύτερο από αυτό, ό,τι έχει απομείνει από το αστέρι θα γίνει μαύρη τρύπα.

Πώς διαφέρει αυτό από τα αστέρια μικρού και μεσαίου μεγέθους;

Αστέρια K- και M-Class

Τα αστέρια χαμηλής μάζας δεν είναι απαραίτητα μικρά. Χρησιμοποιώντας τον ήλιο μας για σύγκριση μεγεθών, τα περισσότερα αστέρια χαμηλής μάζας είναι περίπου 1,4 ηλιακές μονάδες — ή 1,4 φορές το μέγεθος του ήλιου μας. Αν και μπορεί να είναι μεγαλύτερα, είναι σημαντικά ελαφρύτερα σε βάρος από αστέρια της κατηγορίας G όπως ο ήλιος μας.

Η αρχή της ζωής ενός αστεριού χαμηλής μάζας είναι παρόμοια με εκείνη της υψηλής και μέσης μάζας - σχηματίζεται από ένα σύννεφο σκόνης, ξεκινά την πυρηνική σύντηξη και καίγεται ως μέρος της κύριας ακολουθίας για δισεκατομμύρια χρόνια. Μόλις αυτά τα αστέρια τελειώσουν από υδρογόνο, ο πυρήνας αρχίζει να καταρρέει, γίνεται θερμότερος και πυκνότερος καθώς περνούν εκατομμύρια χρόνια. Τελικά, αυτός ο πυρήνας θα φτάσει σε θερμοκρασία περίπου 100 εκατομμυρίων βαθμών Kelvin, όπου τα μόρια ηλίου αρχίζουν να συγχωνεύονται σε άνθρακα. Το εξωτερικό του άστρου σκουραίνει σε κόκκινο και γίνεται κόκκινος γίγαντας καθώς διαστέλλεται.

Καθώς συμβαίνει αυτό, εμφανίζεται μια λάμψη ηλίου. Αυτό αναγκάζει το εξωτερικό του άστρου να επεκταθεί και ψύχει ελαφρά τον πυρήνα. Περνάει από αυτόν τον κύκλο μερικές φορές, θερμαίνεται και ψύχεται καθώς το εξωτερικό κέλυφος διαστέλλεται και συστέλλεται. Εδώ γίνεται ενδιαφέρον.

Αντί να εκραγεί σαν αστέρι μεγάλης μάζας, χάνει τελικά τη συνοχή του καθώς η βαρύτητα δεν μπορεί πλέον να συγκρατήσει τα εξωτερικά του στρώματα. Γίνεται αυτό που είναι γνωστό ως πλανητικό νεφέλωμα.

Μόλις συμβεί αυτό, το μόνο που μένει είναι ο πυρήνας του άστρου, ο οποίος συνεχίζει να καίγεται ως λευκός νάνος. Καθώς τελειώνει το καύσιμο, τελικά σκουραίνει σε μαύρο νάνο.

Αστέρια G-Class

Όλοι είμαστε αρκετά εξοικειωμένοι με τα αστέρια της G-Class - ο ήλιος μας είναι ένα από αυτά. Αυτή τη στιγμή, είναι ένα αστέρι της κύριας ακολουθίας, στη μέση του κύκλου ζωής του. Είναι σταθερό, εκτός από την περιστασιακή ηλιακή έκλαμψη ή την εκτόξευση μάζας στέμματος, και παρέχει στον πλανήτη μας τη θερμότητα και το φως που χρειάζεται για να επιβιώσει.

Η μοίρα ενός αστεριού μέσης μάζας όπως ο ήλιος μας είναι παρόμοια με αυτή των άστρων χαμηλής μάζας. Θα αρχίσει να επεκτείνεται σε έναν κόκκινο γίγαντα - και πιθανότατα θα καταπιεί τον πλανήτη μας όταν συμβεί αυτό - και στη συνέχεια θα διαχέεται σε ένα πλανητικό νεφέλωμα, αφήνοντας πίσω του έναν λευκό νάνο.

Το τέλος της ζωής στη Γη

Ενώ ο ήλιος μας είναι μεσήλικας, με αστρονομικούς όρους, δεν χρειάζεται να ανησυχείτε μήπως γίνει κόκκινος γίγαντας κατά τη διάρκεια της ζωής σας ή των παιδιών σας. Μάλλον θα πάρουμε άλλα 5 δισεκατομμύρια χρόνια ζωής από το ηλικιωμένο κορίτσι. Μέχρι τότε πιθανότατα θα είμαστε οι ίδιοι ανάμεσα στα αστέρια και ο πλανήτης μας δεν θα είναι παρά μια μακρινή ανάμνηση.

Πίστωση επιλεγμένης εικόνας:NASA και ESA