Γιατί τα αστέρια υψηλής μάζας χαμηλής μάζας παίρνουν διαφορετικά μονοπάτια στο τέλος της ζωής τους;
αστέρια χαμηλής μάζας (Sun-like and Stower)
* Κατανάλωση καυσίμου: Καίγουν το καύσιμο υδρογόνου τους αργά και σταθερά, διαρκεί για δισεκατομμύρια χρόνια.
* Εξέλιξη:
* Κόκκινο γίγαντα: Καθώς το καύσιμο υδρογόνου τελειώνει, ο πυρήνας συμβαδίζει και θερμαίνεται, προκαλώντας την επέκταση και την ψύξη των εξωτερικών στρωμάτων, σχηματίζοντας έναν κόκκινο γίγαντα.
* σύντηξη ηλίου: Τελικά, ο πυρήνας γίνεται αρκετά ζεστός για να συγχωνεύσει το ήλιο σε άνθρακα και οξυγόνο.
* Πλανητικό Nebula: Τα εξωτερικά στρώματα εκδιώκονται ως πλανητικό νεφέλωμα, ένα όμορφο κέλυφος με λαμπερό αέριο.
* Λευκός νάνος: Ο υπόλοιπος πυρήνας, που αποτελείται κυρίως από άνθρακα και οξυγόνο, ψύχεται και γίνεται ένας πυκνός λευκός νάνος.
αστέρια υψηλής μάζας (8 φορές η μάζα του ήλιου ή περισσότερο)
* Κατανάλωση καυσίμου: Καίγονται τα καύσιμα γρήγορα και έντονα λόγω των υψηλών θερμοκρασιών βαρύτητας και πυρήνα τους.
* Εξέλιξη:
* Supergiant: Εξελίσσουν μέσα από μια σειρά γιγαντιαίων φάσεων, καθιστώντας κόκκινα υπερργαράκια καθώς εξαντλούν το καύσιμο υδρογόνου τους.
* σύντηξη βαρύτερων στοιχείων: Λόγω των ακραίων θερμοκρασιών και πιέσεων τους, μπορούν να συγχωνεύουν βαρύτερα στοιχεία όπως ο άνθρακας, το οξυγόνο, το πυρίτιο και ακόμη και ο σίδηρος.
* supernova: Ο σίδηρος είναι το βαρύτερο στοιχείο που μπορούν να συγχωνευθούν και η σύντηξή του δεν απελευθερώνει ενέργεια. Αυτό προκαλεί την κατάρρευση του πυρήνα βίαια, οδηγώντας σε έκρηξη σουπερνόβα, μια κοσμική έκρηξη φωτεινότερη από έναν ολόκληρο γαλαξία.
* υπόλοιπο: Το Supernova αφήνει πίσω:
* Αστέρι νετρονίων: Εάν ο πυρήνας είναι μεταξύ 1,4 και 3 ηλιακών μαζών, καταρρέει σε ένα αστέρι νετρονίων, ένα απίστευτα πυκνό αντικείμενο γεμάτο νετρόνια.
* Μαύρη τρύπα: Εάν ο πυρήνας είναι πιο τεράστιος από 3 ηλιακές μάζες, καταρρέει σε μια μαύρη τρύπα, μια περιοχή χωροχρόνου όπου η βαρύτητα είναι τόσο ισχυρή που τίποτα, ούτε καν ελαφρύ, μπορεί να ξεφύγει.
Περίληψη των διαφορών:
* Ποσοστό καύσης καυσίμου: Τα αστέρια υψηλής μάζας καίγονται τα καύσιμα τους πολύ πιο γρήγορα από τα αστέρια χαμηλής μάζας.
* Θερμοκρασία και πίεση πυρήνα: Τα αστέρια υψηλής μάζας έχουν πολύ υψηλότερες θερμοκρασίες και πιέσεις πυρήνα, επιτρέποντάς τους να συγχωνεύουν βαρύτερα στοιχεία.
* Τελικό στάδιο: Τα αστέρια χαμηλής μάζας τελειώνουν ως λευκοί νάνοι, ενώ τα αστέρια υψηλής μάζας τελειώνουν ως αστέρια νετρονίων ή μαύρες τρύπες.
Οι διαφορές στις διαδρομές τους στο τέλος του κύκλου ζωής τους καθοδηγούνται τελικά από την αρχική τους μάζα, η οποία υπαγορεύει την εσωτερική τους δομή, τον ρυθμό καύσης καυσίμου και τη δυνατότητα για τη σύντηξη βαρύτερων στοιχείων. Αυτές οι διαφορές έχουν σημαντικές επιπτώσεις στην εξέλιξη των γαλαξιών και στον σχηματισμό νέων αστεριών και πλανητών.
