7 βασικά στάδια ενός αστεριού

Αστέρια όπως ο ήλιος είναι μεγάλες μπάλες πλάσματος που αναπόφευκτα γεμίζουν τον χώρο γύρω τους με φως και θερμότητα. Τα αστέρια έρχονται σε διάφορες μάζες και η μάζα καθορίζει πόσο καυτό θα καεί το αστέρι και πώς θα πεθάνει. Τα βαριά αστέρια μετατρέπονται σε σουπερνόβα, αστέρια νετρονίων και μαύρες τρύπες, ενώ τα μέτρια αστέρια όπως ο ήλιος τελειώνουν τη ζωή ως λευκός νάνος που περιβάλλεται από ένα πλανητικό νεφέλωμα που εξαφανίζεται. Όλα τα αστέρια, ωστόσο, ακολουθούν περίπου τον ίδιο βασικό κύκλο ζωής επτά σταδίων, ξεκινώντας ως σύννεφο αερίων και τελειώνοντας ως υπολείμματα αστεριών.

TL;DR (Πολύ μεγάλο χρονικό διάστημα; Δεν έχω διαβάσει)

Η βαρύτητα μετατρέπει τα σύννεφα αερίου και σκόνης σε πρωτοαστέρες. Ένα πρωτάστρο μετατρέπεται σε αστέρι της κύριας ακολουθίας, το οποίο τελικά τελειώνει από καύσιμο και καταρρέει περισσότερο ή λιγότερο βίαια, ανάλογα με τη μάζα του.

A Giant Gas Cloud

Ένα αστέρι ξεκινά τη ζωή ως ένα μεγάλο σύννεφο αερίου. Η θερμοκρασία μέσα στο σύννεφο είναι αρκετά χαμηλή για να σχηματιστούν μόρια. Μερικά από τα μόρια, όπως το υδρογόνο, φωτίζονται και επιτρέπουν στους αστρονόμους να τα δουν στο διάστημα. Το Σύμπλεγμα Νέφους Orion στο σύστημα Orion χρησιμεύει ως ένα κοντινό παράδειγμα αστεριού σε αυτό το στάδιο της ζωής.

A Protostar Is a Baby Star

Καθώς τα σωματίδια αερίου στο μοριακό νέφος τρέχουν μεταξύ τους, δημιουργείται θερμική ενέργεια, η οποία επιτρέπει να σχηματιστεί μια θερμή συστάδα μορίων στο νέφος αερίου. Αυτή η συστάδα αναφέρεται ως Protostar. Δεδομένου ότι τα Protostar είναι θερμότερα από άλλα υλικά στο νέφος των μορίων, αυτοί οι σχηματισμοί μπορούν να φανούν με υπέρυθρη όραση. Ανάλογα με το μέγεθος του νέφους των μορίων, πολλά Πρωτοάστρα μπορούν να σχηματιστούν σε ένα σύννεφο.

Η Φάση T-Tauri

Στο στάδιο T-Tauri, ένα νεαρό αστέρι αρχίζει να παράγει ισχυρούς ανέμους, οι οποίοι απομακρύνουν το περιβάλλον αέριο και τα μόρια. Αυτό επιτρέπει στο σχηματιζόμενο αστέρι να γίνει ορατό για πρώτη φορά. Οι επιστήμονες μπορούν να εντοπίσουν ένα αστέρι στο στάδιο T-Tauri χωρίς τη βοήθεια υπέρυθρων ή ραδιοκυμάτων.

Αστέρια κύριας ακολουθίας

Τελικά, το νεαρό αστέρι φτάνει σε υδροστατική ισορροπία, στην οποία η βαρυτική του συμπίεση εξισορροπείται από την εξωτερική του πίεση, δίνοντάς του ένα συμπαγές σχήμα. Στη συνέχεια, το αστέρι γίνεται αστέρι της κύριας ακολουθίας. Θα περάσει το 90 τοις εκατό της ζωής του σε αυτό το στάδιο, συντήκοντας μόρια υδρογόνου και σχηματίζοντας ήλιο στον πυρήνα του. Ο ήλιος του ηλιακού μας συστήματος βρίσκεται αυτή τη στιγμή στη φάση της κύριας ακολουθίας του.

Επέκταση σε Red Giant

Μόλις όλο το υδρογόνο στον πυρήνα του άστρου μετατραπεί σε ήλιο, ο πυρήνας καταρρέει μόνος του, προκαλώντας διαστολή του αστέρα. Καθώς επεκτείνεται, γίνεται πρώτα ένα υπογίγαντας αστέρι και μετά ένας κόκκινος γίγαντας. Οι κόκκινοι γίγαντες έχουν πιο ψυχρές επιφάνειες από τα αστέρια της κύριας ακολουθίας. και εξαιτίας αυτού, θα φαίνονται κόκκινα παρά κίτρινα. Εάν το αστέρι είναι αρκετά μεγάλο, μπορεί να γίνει αρκετά μεγάλο ώστε να ταξινομηθεί ως υπεργίγαντας.

Fusion of Heavier Elements

Καθώς διαστέλλεται, το αστέρι αρχίζει να συγχωνεύει μόρια ηλίου στον πυρήνα του και η ενέργεια αυτής της αντίδρασης εμποδίζει τον πυρήνα να καταρρεύσει. Μόλις τελειώσει η σύντηξη ηλίου, ο πυρήνας συρρικνώνεται και το αστέρι αρχίζει να συντήκεται άνθρακας. Αυτή η διαδικασία επαναλαμβάνεται μέχρι να αρχίσει να εμφανίζεται ο σίδηρος στον πυρήνα. Η σύντηξη του σιδήρου απορροφά ενέργεια, επομένως η παρουσία σιδήρου προκαλεί την κατάρρευση του πυρήνα. Εάν το αστέρι είναι αρκετά μεγάλο, η έκρηξη δημιουργεί έναν σουπερνόβα. Τα μικρότερα αστέρια όπως ο ήλιος συστέλλονται ειρηνικά σε λευκούς νάνους ενώ τα εξωτερικά τους κελύφη ακτινοβολούν μακριά ως πλανητικά νεφελώματα.

Supernovae and Planetary Nebulae

Μια έκρηξη σουπερνόβα είναι ένα από τα λαμπρότερα γεγονότα στο σύμπαν. Το μεγαλύτερο μέρος του υλικού του αστεριού διοχετεύεται στο διάστημα, αλλά ο πυρήνας εκρήγνυται γρήγορα σε ένα αστέρι νετρονίων ή σε μια ιδιομορφία γνωστή ως μαύρη τρύπα. Τα αστέρια με μικρότερη μάζα δεν εκρήγνυνται έτσι. Οι πυρήνες τους συστέλλονται σε μικροσκοπικά, καυτά αστέρια που ονομάζονται λευκοί νάνοι, ενώ το εξωτερικό υλικό απομακρύνεται. Τα αστέρια μικρότερα από τον ήλιο δεν έχουν αρκετή μάζα για να καούν με οτιδήποτε άλλο εκτός από μια κόκκινη λάμψη κατά τη διάρκεια της κύριας ακολουθίας τους. Αυτοί οι κόκκινοι νάνοι, που είναι δύσκολο να εντοπιστούν, αλλά που μπορεί να είναι τα πιο κοινά αστέρια εκεί έξω, μπορούν να καούν για τρισεκατομμύρια χρόνια. Οι αστρονόμοι υποπτεύονται ότι κάποιοι κόκκινοι νάνοι βρίσκονται στην κύρια ακολουθία τους λίγο μετά τη Μεγάλη Έκρηξη.