Αστέρας - Τι είναι και πως δημιουργείται

Ηλιος, το κοντυνότερο αστέρι της Γης

Τι είναι ο αστέρας

Στην Αστρονομία γενικά αστέρας (αρχ. αστήρ) ή απλανής (σε αντιδιαστολή με τον πλανήτη), ονομάζεται το κάθε ουράνιο σώμα που διατηρεί όλες εκείνες τις ιδιότητες του δικού μας Ηλίου πέριξ του οποίου περιστρέφεται η Γη. Συνεπώς όλοι οι αστέρες είναι Ήλιοι εκ των οποίων και παρατηρείται κατάστικτος ο ουράνιος θόλος.

Κατά την Αστροφυσική ο κάθε αστέρας είναι ένα λαμπερό αέριο ουράνιο σώμα που παράγει ενέργεια από πυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης που συμβαίνουν στον πυρήνα του. Όταν η μάζα του σώματός του είναι μικρότερη από 0.08 φορές της μάζας του ήλιου οι πιέσεις και οι θερμοκρασίες που αναπτύσσονται στο κέντρο του, δεν επαρκούν προκειμένου να αρχίσουν οι πυρηνικές συντήξεις. Επομένως η μάζα όλων των αστέρων είναι μεγαλύτερη από την ανωτέρω ποσότητα.

Οι αστέρες γεννιούνται σε νεφελώματα, όταν μία περιοχή καταρρεύσει από το βάρος της. Όταν το νεφέλωμα είναι αρκετά πυκνό, αρχίζουν οι πυρηνικές αντιδράσεις, καθώς το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο μέσω της πυρηνικής σύντηξης. Όσο το άστρο κάνει αυτή τη διαδικασία, βρίσκεται στην κύρια ακολουθία. Η εσωτερική πίεση αποτρέπει το άστρο από την κατάρρευση. Όταν τελειώσει αυτή η φάση, αστέρες με μάζα τουλάχιστον 0,4 φορές όσο η ηλιακή μετατρέπονται σε ερυθρούς γίγαντες και συντήκουν βαρύτερα στοιχεία. Στη συνέχεια αστέρες σαν τον ήλιο απομακρύνουν την ατμόσφαιρά τους και μετατρέπονται σε λευκούς νάνους. Αστέρια δέκα ή περισσότερες φορές από τον ήλιο συντήκουν όλο και βαρύτερα στοιχεία, μέχρι σχηματιστεί σίδηρος. Τότε εκρήγνυνται ως υπερκαινοφανείς αστέρες και το αντικείμενο που μένει είναι απίστευτα συμπυκνωμένο. Αυτά τα αντικείμενα είναι οι αστέρες νετρονίων και οι μαύρες τρύπες.



Παρατηρώντας κυρίως τη νύκτα, στον Ουράνιο θόλο, τους αστέρες διαπιστώνεται ότι αυτοί δεν κατανέμονται ομοιόμορφα σ΄ αυτόν, ενώ παρουσιάζουν κάποια ευδιάκριτα συμπλέγματα τα οποία και ονομάζονται αστερισμοί. Οι αστέρες βρίσκονται καταχωρημένοι σε καταλόγους. Από τη παρατήρηση των αστέρων αυτοί διακρίνονται σε τρεις κατηγορίες:

• Αειφανείς αστέρες, που παρατηρούνται όλο το 24ωρο, πάνω από τον ορίζοντα.
• Αφανείς αστέρες, που παραμένουν όλο το 24ωρο υπό τον ορίζοντα και η παρατήρησή τους δεν είναι εφικτή.
• Αμφιφανείς αστέρες, που άλλοτε παρατηρούνται υπέρ τον ορίζοντα και άλλοτε όχι.

Πως δημιουργείται ένας αστέρας

Οι αστέρες σχηματίζονται μέσα εκτεταμένες περιοχές με μεγαλύτερη πυκνότητα στο διαστρικό μέσο, αν και η πυκνότητα είναι ακόμη χαμηλότερη από το εσωτερικό ενός επίγειου θαλάμου κενού. Αυτές οι περιοχές ονομάζονται μοριακά νέφη και αποτελούνται κυρίως από υδρογόνο, με περίπου 23-28% ήλιο και ένα μικρό ποσοστό βαρύτερα στοιχεία. Ένα παράδειγμα μίας τέτοιας περιοχής σχηματισμού άστρων είναι το νεφέλωμα του Ωρίωνα. Δεδομένου ότι τα μεγάλα αστέρια σχηματίζονται στα μοριακά νέφη, φωτίζουν έντονα αυτά τα σύννεφα. Μπορούν επίσης να ιονίσουν το υδρογόνο, δημιουργώντας μία περιοχή H II.

Σχηματισμός πρωτοαστέρα

Η δημιουργία ενός αστεριού ξεκινά με μια βαρυτική αστάθεια στο εσωτερικό ενός μοριακού νέφους, που συχνά προκαλείται από τα κρουστικά κύματα ενός υπερκαινοφανή (μαζική αστρική έκρηξη) ή τη σύγκρουση δύο γαλαξιών (όπως σε έναν αστρογόνο γαλαξία). Μόλις μια περιοχή έχει φθάσει σε επαρκή πυκνότητα ύλης για να ικανοποιήσει τα κριτήρια για τη δημιουργία της αστάθειας Τζιν αρχίζει να καταρρέει κάτω από τη δύναμη της δικής του βαρύτητας .

Καθώς το νέφος καταρρέει, μεμονωμένες συγκεντρώσεις της πυκνής σκόνης και του αερίου αποτελούν αυτό που είναι γνωστό ως σφαιρίδιο του Bok. Καθώς ένα σφαιρίδιο καταρρέει και η πυκνότητα αυξάνει, η βαρυτική ενέργεια μετατρέπεται σε θερμότητα και η θερμοκρασία ανεβαίνει. Όταν το πρωταστρικό νέφος έχει φτάσει περίπου σε υδροστατική ισορροπία, ένας πρωτοαστέρας σχηματίζεται στον πυρήνα. Αυτοί οι προ Κύριας Ακολουθίας αστέρες συχνά περιβάλλονται από ένα πρωτοπλανητικό δίσκο. Η περίοδος της βαρυτικής συστολής διαρκεί περίπου 10-15 εκατομμύρια χρόνια.

Οι πρωτοαστέρες που είναι μικρότεροι από 2 ηλιακές μάζες ονομάζονται αστέρες τύπου T Ταύρου, ενώ αυτοί με μεγαλύτερη μάζα είναι αστέρες Herbig AE/Be. Αυτά τα νεογέννητα αστέρια εκπέμπουν πίδακες αερίου κατά μήκος του άξονα περιστροφής τους, γεγονός που μπορεί να μειώσει τη στροφορμή του καταρρέοντος αστέρα και να δημιουργήσει μικρές περιοχές νέφωσης γνωστές ως αντικείμενα Herbig-Haro .Αυτοί οι πίδακες, σε συνδυασμό με την ακτινοβολία από κοντινά μεγάλα άστρα, μπορεί να βοηθήσει για να απομακρυνθεί το νέφος μέσα στο οποίο σχηματίστηκε το άστρο.

Υπερκαινοφανής τύπου IIb

Κύρια ακολουθία

Οι αστέρες δαπανούν περίπου το 90% της διάρκειας της ζωής στη σύντηξη υδρογόνου που μετατρέπεται σε ήλιο σε υψηλή θερμοκρασία και υψηλή πίεση κοντά στον πυρήνα. Τέτοια αστέρια λέγεται ότι είναι στην κύρια ακολουθία και ονομάζονται αστέρια νάνοι. Ξεκινώντας από την μηδέν-ηλικία στην κύρια ακολουθία, η αναλογία του ηλίου στον πυρήνα ενός αστέρα θα αυξάνεται σταθερά. Κατά συνέπεια, προκειμένου να διατηρηθεί το απαιτούμενο ρυθμό πυρηνικής σύντηξης στον πυρήνα, το αστέρι θα αυξήσει αργά τη θερμοκρασία και τη φωτεινότητά του. Στον Ήλιο, για παράδειγμα, εκτιμάται ότι έχει αυξηθεί σε φωτεινότητα κατά 40%, δεδομένου ότι έφτασε η κύρια ακολουθία από 4,6 δισεκατομμύρια χρόνια.

Κάθε αστέρι δημιουργεί ένα αστρικό άνεμο σωματιδίων που προκαλεί μια συνεχή εκροή αερίου προς το διάστημα. Για τα περισσότερα αστέρια, το ποσό της μάζας χάνεται είναι αμελητέα. Ο Ήλιος χάνει 10-14 ηλιακές μάζες κάθε χρόνο, ή περίπου το 0,01% της συνολικής μάζας του για όλη τη διάρκεια της ζωής του. Ωστόσο πολύ ογκώδη αστέρια μπορούν να χάσουν 10-7 έως 10-5 ηλιακές μάζες κάθε χρόνο, γεγονός που επηρεάζει σημαντικά την εξέλιξη τους. Τα αστέρια που αρχίζουν με πάνω από 50 ηλιακές μάζες μπορεί να χάσει πάνω από το ήμισυ συνολικής μάζας τους κατά την παραμονή τους στην κύρια ακολουθία.

Η χρονική διάρκεια που ένα αστέρι δαπανά στην κύρια ακολουθία εξαρτάται πρωτίστως από την ποσότητα καυσίμου που έχει να συντήξει και το ρυθμό με τον οποίο συντήκει αυτό το καύσιμο, δηλαδή από την αρχική του μάζα και φωτεινότητα. Για τον Ήλιο, αυτό το διάστημα εκτιμάται ότι είναι περίπου 1010 χρόνια (10 δισεκατομμύρια χρόνια). Τα μεγάλα αστέρια καταναλώνουν τα καύσιμά τους πολύ γρήγορα και είναι βραχύβια. Τα μικρά αστέρια (που ονομάζεται κόκκινο νάνοι) καταναλώνουν τα καύσιμά τους με πολύ αργό ρυθμό και διαρκούν δεκάδες έως εκατοντάδες δισεκατομμύρια χρόνια. Στο τέλος της ζωής τους, θα γίνουν απλά αχνότερα και αχνότερα.  Ωστόσο, δεδομένου ότι η διάρκεια ζωής αυτών των αστέρων είναι μεγαλύτερη από την τρέχουσα ηλικία του σύμπαντος (13,7 δισ. χρόνια), δεν αναμένεται ερυθροί νάνοι να έχουν φτάσει ακόμα σε αυτό το στάδιο.

Εκτός από τη μάζα, το ποσοστό των στοιχείων που είναι βαρύτερα από το ήλιο μπορεί να διαδραματίσει σημαντικό ρόλο στην εξέλιξη των άστρων. Στην αστρονομία όλα τα στοιχεία βαρύτερα από το ήλιο θεωρούνται «μέταλλα», και η συγκέντρωση αυτών των χημικών στοιχείων ονομάζεται μεταλλικότητα. Η μεταλλικότητα μπορεί να επηρεάσει τη διάρκεια που ένα αστέρι θα κάψει τα καύσιμά του, ελέγχει το σχηματισμό των μαγνητικών πεδίων και να τροποποιήσει τη δύναμη του αστρικού ανέμου.  Παλαιότερα, ο πληθυσμός αστέρων ΙΙ έχουν σημαντικά μικρότερη μεταλλικότητα από ό, τι οι νεότεροι, οι αστέρες πληθυσμού I, λόγω της σύνθεσης των μοριακών νεφών από τα οποία σχηματίζονται. (Με την πάροδο του χρόνου γίνονται αυτά τα σύννεφα εμπλουτίζονται όλο και περισσότερο με βαρύτερα στοιχεία, καθώς τα μεγαλύτερα αστέρια πεθαίνουν και απομακρύνουν τμήματα της ατμόσφαιράς τους.)

Μετά την κύρια ακολουθία

Καθώς αστέρια με μάζα τουλάχιστον 0,4 ηλιακές μάζες εξατλούν το υδρογόνο στον πυρήνα τους, τα εξωτερικά στρώματά τους επεκτείνονται σε μεγάλο βαθμό και γίνονται πιο δροσερά για να σχηματίσουν ένα κόκκινο γίγαντα. Για παράδειγμα, σε περίπου 5 δισεκατομμύρια χρόνια, όταν ο Ήλιος θα είναι ένας ερυθρός γίγαντας, θα αναπτυχθεί σε μέγιστη ακτίνα περίπου 1 αστρονομική μονάδα (150 εκατομμύρια χιλιόμετρα), 250 φορές το σημερινό του μέγεθός του. Ως γίγαντας, ο Ήλιος θα χάσει περίπου το 30% της τρέχουσας μάζας του.

Σε ένα ερυθρό γίγαντα με μάζα μέχρι 2,25 ηλιακές μάζες, η σύντηξη υδρογόνου προχωρά σε ένα κέλυφος-στρώμα που περιβάλλει τον πυρήνα. Τελικά, ο πυρήνας συμπιέζεται αρκετά για να ξεκινήσει σύντηξη ηλίου, και το αστέρι τώρα σταδιακά συρρικνώνεται σε ακτίνα και αυξάνει τη θερμοκρασία της επιφάνειάς του. Για τα μεγαλύτερα αστέρια, η περιοχή πυρήνα μεταβαίνει απευθείας από τη σύντηξη υδρογόνο στη σύντηξη ηλίου.

Αφού το άστρο έχει καταναλώσει το ήλιο στον πυρήνα, η σύντηξη συνεχίζεται σε ένα κέλυφος γύρω από ένα καυτό πυρήνα άνθρακα και οξυγόνου. Το αστέρι στη συνέχεια ακολουθεί μια εξελικτική πορεία που είναι παράλληλη με την αρχική φάση του ερυθρού γίγαντα, αλλά σε υψηλότερη θερμοκρασία της επιφάνειας.

Ογκώδη άστρα

Κατά τη διάρκεια της φάσης καύσης του ηλίου, τα αστέρια με πολύ υψηλή, δηλαδή με μάζα μεγαλύτερη από εννέα ηλιακές μάζες θα επεκταθούν για να σχηματίσουν ερυθρούς υπεργίγαντες. Μόλις αυτό το καύσιμο έχει εξαντληθεί στον πυρήνα, μπορούν να συνεχίσουν να συτήκουν στοιχεία βαρύτερα από το ήλιο.

Ο πυρήνας συστέλλεται έως ότου η θερμοκρασία και η πίεση να είναι επαρκείς για να συντήξουν άνθρακα. Η διαδικασία αυτή συνεχίζεται, με τα διαδοχικά στάδιά της να τροφοδοτούνται από νέον, οξυγόνο και πυρίτιο. Κοντά στο τέλος της ζωής του αστεριού, η σύντηξη μπορεί να συμβεί κατά μήκος μιας σειράς κελυφών εντός του αστέρα, προσδίδοντάς του μια μορφή κρεμμυδιού. Κάθε κέλυφος συντήκει ένα διαφορετικό στοιχείο, με τις εξώτερες περιοχές να συντήκουν υδρογόνο, το επόμενο ήλιο, και ούτω καθ 'εξής.

Το τελικό στάδιο επιτυγχάνεται όταν το αστέρι αρχίζει την παραγωγή σιδήρου. Επειδή οι πυρήνες σιδήρου είναι πιο στενά συνδεδεμένοι από κάθε βαρύτερους πυρήνες, αν συντήκονταν δεν θα απελευθερωνόταν ενέργεια-η διαδικασία θα ήταν, αντίθετα, να καταναλωθεί ενέργεια. Ομοίως, δεδομένου ότι είναι πιο στενά συνδεδεμένοι από όλους τους ελαφρύτερους πυρήνες, η ενέργεια δεν μπορεί να απελευθερωθεί από την σχάση. Σε σχετικά παλιά, πολύ ογκώδη αστέρια, ένας μεγάλος πυρήνας αδρανούς σιδήρου θα συγκεντρωθεί στο κέντρο του αστεριού. Τα βαρύτερα στοιχεία σε αυτά τα αστέρια μπορούν να συνεχίσουν την πορεία τους προς την επιφάνεια, σχηματίζοντας αντικείμενα γνωστά ως αστέρες Wolf-Rayet που έχουν ένα ισχυρό αστρικό άνεμο που απομακρύνει την εξωτερική ατμόσφαιρα.

Αστέρας Wolf-Rayet

Κατάρρευση

Ένα εξελιγμένο, μέσου μεγέθους αστέρι θα απομακρύνει πλέον τα εξωτερικά στρώματά του ως ένα πλανητικό νεφέλωμα. Αν αυτό που μένει μετά την απομάκρυνση της εξωτερικής ατμόσφαιρας έχει μάζα λιγότερη από 1,4 ηλιακές μάζες, συρρικνώνεται σε ένα σχετικά μικρό αντικείμενο (περίπου το μέγεθος της Γης) που δεν είναι αρκετά ογκώδες για να λάβει χώρα περαιτέρω συμπίεση. Αυτό το αντικείμενο είναι γνωστό ως λευκός νάνος. Η ύλη εκφυλισμένων ηλεκτρονίων μέσα σε ένα λευκό νάνο δεν είναι πλέον πλάσμα, ακόμα κι αν αστέρια γενικά αναφέρονται ως σφαίρες πλάσματος. Οι λευκοί νάνοι τελικά θα εξασθενίσουν σε μαύρους νάνους σε ένα πολύ μεγάλο χρονικό διαστήμα.

Στα μεγαλύτερα αστέρια, η σύντηξη συνεχίζεται μέχρι ο πυρήνας σιδήρου να έχει αυξηθεί σε μάζα τόσο πού (πάνω από 1,4 ηλιακές μάζες), που δεν μπορεί πλέον να στηρίξει τη δική του μάζα. Αυτός ο πυρήνας θα καταρρεύσει ξαφνικά, καθώς τα ηλεκτρόνιά του οδηγούνται στα πρωτόνιά του, σχηματίζοντας νετρόνια και νετρίνα μέσα σε μια έκρηξη αντίστροφη της διάσπασης βήτα, ή της σύλληψης ηλεκτρονίων. Το κρουστικό κύμα που σχηματίζεται από αυτήν την ξαφνική κατάρρευση προκαλεί το υπόλοιπο άστρο να εκραγεί ως υπερκαινοφανής αστέρας. Οι υπερκαινοφανείς είναι τόσο φωτεινοί ώστε να μπορούν να επισκιάσουν για λίγο ολόκληρο το γαλαξία που βρίσκεται ο αστέρας. Όταν εκδηλώνονται εντός του Γαλαξία μας, οι υπερκαινοφανείς έχουν ιστορικά παρατηρηθεί με γυμνό μάτι από τους παρατηρητές ως «νέα αστέρια», όπου δεν υπήρχαν καθόλου πριν.

Η περισσότερη από την ύλη του αστέρα απομακρύνεται από την έκρηξη (και σχηματίζει νεφελώματα, όπως το Νεφέλωμα του Καρκίνου) και αυτό που μένει θα είναι ένας αστέρας νετρονίων (ο οποίος εκδηλώνεται ενίοτε ως πάλσαρ ή με εκρήξεις ακτίνων Χ) ή, στην περίπτωση των μεγαλύτερων αστέρων (αρκετά μεγάλα για να αφήσει ένα αστρικό υπόλειμμα μεγαλύτερο από περίπου 4 ηλιακές μάζες), μια μαύρη τρύπα. Σε έναν αστέρα νετρονίων, η ύλη είναι σε μια κατάσταση γνωστή ως ύλη εκφυλισμένων νετρονίων, με μια πιο εξωτική μορφή του εκφυλισμένη ύλη, την ύλη QCD, που ενδεχομένως υπάρχει μέσα στον πυρήνα. Μέσα σε μια μαύρη τρύπα η ύλη είναι σε μια κατάσταση που δεν είναι σήμερα κατανοητή.

Τα εκτιναγμένα εξωτερικά στρώματα του αστέρα που πεθαίνει περιλαμβάνουν βαρέα στοιχεία που μπορούν να ανακυκλωθούν κατά τη διάρκεια της δημιουργίας νέων αστέρων. Αυτά τα βαριά στοιχεία είναι που επιτρέπουν το σχηματισμό βραχωδών πλανητών. Τα υπολείματα υπερκαινοφανών και ο αστρικός άνεμος από μεγάλα αστέρια παίζουν σημαντικό ρόλο στη διαμόρφωση του διαστρικό ενδιάμεσου.

Λευκός νάνος