ΑΣΤΕΡΙΑ: ΑΠΟ ΤΗ ΓΕΝΝΗΣΗ ΜΕΧΡΙ ΤΟ ΘΑΝΑΤΟ

στις

Όταν ο ήλιος δύει και η νύχτα διαδέχεται τη μέρα, μέσα από μαγευτικά χρώματα και πολύχρωμους ορίζοντες, τα αστέρια ξεκινάνε σιγά σιγά να λάμπουν στον ουρανό κάνοντας παρέα στο φεγγάρι! Τα αστέρια είναι άπειρα και φυσικά δεν είναι δυνατόν να μετρηθούν. Το ιδανικό για να αντικρίσουμε καθαρά τη μαγεία του νυχτερινού ουρανού θα είναι να ανεβούμε σε ένα βουνό μια βραδιά με καθαρή ατμόσφαιρα και απλά να κοιτάξουμε ψηλά. Αστέρια, πλανήτες, γαλαξίες, νεφελώματα και φυσικά το φεγγάρι μας, η Σελήνη, βρίσκονται εκεί έξω!
Σήμερα θα επικεντρωθούμε στα αστέρια. Τι συμβαίνει απ’ την στιγμή που γεννιούνται μέχρι τη στιγμή που πεθαίνουν. Ποια είναι τα μεγέθη τους, η σύσταση τους, τα υπολείμματα του θανάτου τους στο Σύμπαν κ.α.
Ο αριθμός των αστεριών στο ορατό Σύμπαν είναι πολλαπλάσιος από τους κόκκους της άμμου σε όλες τις παραλίες της Γης!
Και μόνο αυτό το γεγονός προκαλεί δέος! Σε μία άλλη έρευνα που έγινε σε πανεπιστήμιο της Χαβάης οι επιστήμονες αναρωτήθηκαν πόσα μόρια υπάρχουν σε μία σταγόνα νερού. Αποδείχθηκε ότι χρειάζονται δέκα σταγόνες νερού, ώστε ο αριθμός των μορίων να ισούται κατά προσέγγιση πάντα, με τον αριθμό των αστεριών στον ουρανό!

Ας τα δούμε όμως αναλυτικά! Τι είναι ένα αστέρι; Σύμφωνα με την αστρονομία Αστέρας ή αλλιώς απλανής (σε αντιδιαστολή με τον πλανήτη), ονομάζεται κάθε ουράνιο σώμα το οποίο έχει τα ίδια χαρακτηριστικά με τον Ήλιο μας, γύρω από τον οποίο γυρίζει η Γη. Επομένως όλοι οι αστέρες είναι Ήλιοι.
Στην αστροφυσική τώρα 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.

Η γέννηση ενός αστέρα

Η πορεία της ζωής ενός αστέρα μπορεί να παρομοιαστεί άμεσα με αυτή του ανθρώπου. Πρώτα έρχεται η σύλληψη και μετά η γέννηση! Ακολουθεί η παιδική ηλικία, η εφηβική, η μέση ηλικία, τα γηρατειά και αναποφευκτα ο θάνατος που μπορεί να είναι ανώδυνος ή πολύ οδυνηρός.

Οι άνθρωποι στη σύγχρονη εποχή γεννούν τα παιδιά τους σε κλινικές που ονομάζονται μαιευτήρια. Είναι οι κατάλληλοι και επαρκώς εξοπλισμένοι χώροι για να έρθει στη ζωή ένα βρέφος. Τα μαιευτήρια που γεννιούνται τα αστέρια είναι τα νεφελώματα. Τα νεφελώματα είναι στην αστρονομία είναι διαστρικά νέφη σκόνης, υδρογόνου, ηλίου και άλλων στοιχείων. Είναι πανέμορφα και άκρως εντυπωσιακά και χάρη στις φωτογραφίες υψηλής ανάλυσης του τηλεσκοπίου Χαμπλ μπορέσαμε να τα παρατηρήσουμε εκτενώς.
Τα αστέρια λοιπόν γεννιούνται όπως είπαμε μέσα στα νεφελώματα μέσω μια διαδικασίας που ονομάζεται πυρηνική σύντηξη.

Ας δούμε τι είναι όμως η πυρηνική σύντηξη.

Πυρηνική σύντηξη στη φυσική ονομάζεται η συνένωση ελαφρών πυρήνων σε βαρύτερους με ταυτόχρονη απελευθέρωση ενέργειας.
Η ενέργεια που απελευθερώνεται, οφείλεται στο γεγονός ότι η ενέργεια σύνδεσης ανά νουκλεόνιο στα προϊόντα της σύντηξης, είναι μικρότερη από το άθροισμα των ενεργειών σύνδεσης που χαρακτηρίζει κάθε αντιδρόν συστατικό της σύντηξης (μέχρι του σχηματισμό του σιδήρου. Κατά την παραγωγή βαρύτερων πυρήνων υπάρχει ενεργειακό έλλειμμα). Οπότε με τη δημιουργία των προϊόντων στη διαδικασία της σύντηξης, υπάρχει ένα “περίσσευμα” ενέργειας, που οφείλεται στη διαφορά των ενεργειών σύνδεσης και αυτή απελευθερώνεται στο περιβάλλον με μορφή κινητικής ενέργειας στα παραπροϊόντα (πχ σωματίδια β ή νετρίνα ηλεκτρονίου) και με τη μορφή ακτινοβολίας γάμμα.

Πυρηνική σύντηξη μπορούν να δημιουργήσουν μόνον ελαφρά στοιχεία, όπως τα ισότοπα του υδρογόνου. Με την θέρμανση αερίου υδρογόνου σε υψηλές θερμοκρασίες, προκαλούνται συγκρούσεις των πυρήνων των ατόμων του υδρογόνου, τόσο ορμητικές και βίαιες που τελικά αυτοί συνενώνονται δημιουργώντας σταδιακά, πυρήνες ενός άλλου στοιχείου (μεταστοιχείωση), του ηλίου, εκλύοντας ταυτόχρονα θερμική ενέργεια.

Έτσι λοιπόν όταν έχουμε να κάνουμε με τη γέννηση και την πορεία της ζωής ενός αστέρα αναφερόμαστε στην έννοια αστρική εξέλιξη. Αστρική εξέλιξη ονομάζεται η διαδικασία μεταβολής ενός αστέρα κατά τη διάρκεια της ζωής του. Η διάρκεια ζωής (που κυμαίνεται από μερικά εκατομμύρια μέχρι τρισεκατομμύρια έτη) και η εξέλιξη ενός αστέρα εξαρτώνται πολύ από τη μάζα του. Οι αστέρες δημιουργούνται από τη βαρυτική κατάρρευση σχετικώς πυκνών νεφελωμάτων αερίου και σκόνης, συνήθως μοριακών νεφών. Μέσα σε μερικά εκατομμύρια έτη, αυτοί οι πρωτοαστέρες καταλήγουν σε μία κατάσταση ισορροπίας, οπότε λέγεται ότι βρίσκονται στην Κύρια Κύρια ακολουθία.

Η πυρηνική σύντηξη δίνει την ενέργεια που εκπέμπει ένας αστέρας για το μεγαλύτερο μέρος της ζωής του. Αρχικώς η ενέργεια αυτή παράγεται από τη σύντηξη πυρήνων υδρογόνου στην κεντρική περιοχή του αστέρα. Αργότερα, με την εξάντληση του υδρογόνου εκεί, επικρατεί το στοιχείο ήλιο, και αστέρες όπως ο Ήλιος αρχίζουν να συντήκουν υδρογόνο σε ένα σφαιρικό κέλυφος γύρω από τον πυρήνα τους. Αυτή η μεταβολή προκαλεί τη βαθμιαία διόγκωση του αστέρα, ο οποίος περνά από τα εξελικτικά στάδια του υπογίγαντα και του ερυθρού γίγαντα. Αστέρες με τουλάχιστον τη μισή μάζα του Ήλιου αρχίζουν επίσης να παράγουν ενέργεια από σύντηξη ηλίου στους πυρήνες τους, ενώ μεγαλύτερης μάζας αστέρες αρχίζουν να συντήκουν και βαρύτερα στοιχεία σε μία σειρά από ομόκεντρα κελύφη γύρω από το κέντρο τους. Μόλις ένας αστέρας όπως ο Ήλιος εξαντλήσει τα πυρηνικά του καύσιμα, ο πυρήνας του καταρρέει, δημιουργώντας έναν πυκνό λευκό νάνο, ενώ τα εξωτερικά του στρώματα αποχωρίζονται και σχηματίζουν ένα πλανητικό νεφέλωμα. Αστέρες με 10 ως 11 φορές την ηλιακή μάζα εκρήγνυνται συνήθως ως υπερκαινοφανείς αστέρες, καθώς ο αδρανής πυρήνας τους καταρρέει σε έναν εξαιρετικά πυκνό αστέρα νετρονίων ή σε μία μαύρη τρύπα. Παρά το ότι το Σύμπαν δεν είναι αρκετά μεγάλο σε ηλικία ώστε οι μικρότεροι σε μάζα αστέρες να πλησιάζουν στο τέλος της ζωής τους, σύμφωνα με τα θεωρητικά πρότυπα θα αποκτήσουν μεγαλύτερη λαμπρότητα, αλλά και επιφανειακή θερμοκρασία προτού εξαντλήσουν το υδρογόνο τους και καταστούν λευκοί νάνοι μικρής μάζας[1].
Η μελέτη της αστρικής εξελίξεως δεν μπορεί να γίνει παρατηρώντας τη ζωή ενός και μόνο αστέρα, αφού οι περισσότερες μεταβολές που υφίσταται συμβαίνουν με υπερβολικά αργό ρυθμό για να ανιχνευθούν κατά την πάροδο μερικών αιώνων. Αντί για αυτό, οι αστροφυσικοί κατανοούν την αστρική εξέλιξη παρατηρώντας πολλούς αστέρες που τυχαίνει να βρίσκονται σε διάφορα σημεία του βίου τους, και προσομοιώνοντας την αστρική δομή με τη χρήση υπολογιστικών μοντέλων.
Η αστρική εξέλιξη αρχίζει με τη βαρυτική κατάρρευση ενός γιγάντιου μοριακού νέφους. Οι διαστάσεις ενός τέτοιου νέφους είναι της τάξεως των 100 ετών φωτός, με το νέφος να περιέχει μέχρι και 6 εκατομμύρια φορές τη μάζα του Ήλιου. Καθώς καταρρέει όμως, διαχωρίζεται σε όλο και μικρότερα κομμάτια. Στο καθένα από αυτά, το καταρρέον αέριο απελευθερώνει βαρυτική δυναμική ενέργεια, η οποία μετατρέπεται σε θερμότητα. Ως αποτέλεσμα, η θερμοκρασία και η πίεσή του αυξάνονται, καθώς το τεμάχιο του αρχικού νέφους συμπιέζεται σε μία περιστρεφόμενη σφαίρα υπέρθερμου αερίου, η οποία είναι γνωστή ως πρωτοαστέρας
Ο πρωτοαστέρας αυξάνει τη μάζα του με την προσθήκη αερίου και σκόνης από το μοριακό νέφος, μετατρεπόμενος σε αστέρα προ της Κύριας Ακολουθίας καθώς η προσθήκη μάζας σταματά. Η εξέλιξή του από το σημείο αυτό και μετά καθορίζεται από τη μάζα του. Η μάζα συνήθως εκφράζεται σε ηλιακές μάζες.
Οι πρωτοαστέρες περιβάλλονται από σκόνη και γι’ αυτό είναι ευκολότερα ανιχνεύσιμοι στο υπέρυθρο: Παρατηρήσεις με το διαστημικό τηλεσκόπιο της αποστολής WISE απεκάλυψαν πολυάριθμους πρωτοαστέρες στον Γαλαξία μας και τα μητρικά τους αστρικά σμήνη.
Όσον αφορά την ώριμη πλέον ηλικία ο αστρικός πυρήνας εξαντλεί το υδρογόνο του και ο αστέρας αρχίζει να εξελίσσεται πέρα από την Κύρια Ακολουθία. Χωρίς την προς τα έξω πίεση (θερμική και ακτινοβολίας από τη σύντηξη υδρογόνου, οι κεντρικές περιοχές του αστέρα αρχίζουν να συστέλλονται μέχρι που είτε η πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων γίνει αρκετά υψηλή ώστε να αντισταθεί στη βαρυτική, είτε η θερμοκρασία ανέλθει αρκετά (φθάνοντας περί τα 100 εκατομμύρια K), ώστε να αρχίσει να συντήκεται ήλιο. Το τι από τα δύο θα συμβεί πρώτο εξαρτάται από τη μάζα του αστέρα.
Τα αστέρια χωρίζονται σε τρεις κατηγορίες: Αυτά με μικρή μάζα, με μεσαία μάζα και τέλος αυτά με μεγάλη μάζα.

Ας τα δούμε αναλυτικά όμως:

Το τι θα συμβεί αφού ένας αστέρας μικρής μάζας παύσει να παράγει ενέργεια από σύντηξη δεν έχει ποτέ παρατηρηθεί, καθώς η ηλικία του Σύμπαντος, περί τα 13,8 δισεκατομμύρια έτη, είναι πολύ μικρότερος χρόνος από αυτόν που απαιτείται για την εξάντληση του υδρογόνου σε τέτοιους αστέρες.
Πρόσφατα αστροφυσικά μοντέλα υποδεικνύουν ότι ερυθροί νάνοι μάζας ίσης με το ένα δέκατο της ηλιακής μπορεί να παραμείνουν στην Κύρια Ακολουθία επί 6 ως 12 τρισεκατομμύρια έτη, αυξάνοντας βαθμιαία τη θερμοκρασία και τη λαμπρότητά τους, και θα χρειασθούν επιπλέον εκατοντάδες δισεκατομμύρια έτη, για να καταρρεύσουν αργά προς λευκούς νάνους. Τέτοιοι αστέρες δεν θα γίνουν ποτέ ερυθροί γίγαντες, καθώς ολόκληρο το εσωτερικό τους αναδεύεται από ρεύματα μεταφοράς της θερμότητας και δεν θα δημιουργήσουν πυρήνα από ήλιο με κέλυφος συντήξεως υδρογόνου, αλλά η σύντηξη υδρογόνου θα συνεχισθεί μέχρι που να εξαντληθεί το υδρογόνο σε όλο σχεδόν τον αστέρα.
Αστέρες με μάζα 0,5 ως 1 (δηλαδή τα αστέρια μεσαίας μάζας) γίνονται ερυθροί γίγαντες, δηλαδή μεγάλοι αστέρες εκτός Κύριας Ακολουθίας με φασματικό τύπο K ή M. Καταλαμβάνουν τότε τη δεξιά και άνω δεξιά πλευρά στο Διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ εξαιτίας του χρώματός τους και της μεγάλης τους λαμπρότητας. Παραδείγματα ερυθρών γιγάντων είναι ο Αλντεμπαράν και ο Αρκτούρος. Οι ερυθροί γίγαντες έχουν όλοι πυρήνα όπου έχουν σταματήσει οι αντιδράσεις συντήξεως και κέλυφος πέριξ του πυρήνα όπου συντήκεται ακόμα υδρογόνο.
Οι αστέρες με μέση μάζα βρίσκονται στην κατάσταση του ερυθρού γίγαντα σε δύο διαφορετικά στάδια της εξελίξεώς τους πέρα από την Κύρια Ακολουθία: στον κλάδο των ερυθρών γιγάντων, των οποίων ο αδρανής πυρήνας αποτελείται από ήλιο, και στον ασυμπτωτικό κλάδο των γιγάντων, των οποίων ο αδρανής πυρήνας αποτελείται από άνθρακα. Η δεύτερη κατηγορία συντήκει ήλιο σε ένα δεύτερο κέλυφος, που βρίσκεται στο εσωτερικό του κελύφους που συντήκει υδρογόνο, ενώ η πρώτη κατηγορία γιγάντων διαθέτει μόνο ένα κέλυφος, το οποίο συντήκει υδρογόνο. Σε αμφότερες τις περιπτώσεις, η επιταχυνθείσα σύντηξη στο υδρογονικό κέλυφος προκαλεί τη διαστολή του αστέρα. Η διαστολή σηκώνει τα εξωτερικά στρώματα του αστέρα μακρύτερα από τον πυρήνα, μειώνοντας έτσι τη βαρυτική δύναμη που ασκείται επάνω τους, με αποτέλεσμα να διαστέλλονται ταχύτερα από τον ρυθμό αυξήσεως της παραγωγής ενέργειας. Αυτό με τη σειρά του επιφέρει πτώση της θερμοκρασίας των ανώτερων στρωμάτων του αστέρα, και για τον λόγο αυτό ο αστέρας εμφανίζεται πιο «κόκκινος» από ό,τι ήταν στην Κύρια Ακολουθία.

Τέλος στους αστέρες μεγάλης μάζας ο πυρήνας είναι ήδη αρκετά θερμός και συμπιεσμένος κατά την αρχή της συντήξεως υδρογόνου σε κέλυφος, ώστε η έναρξη της κεντρικής συντήξεως ηλίου θα γίνει πριν κυριαρχήσει η πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων. Για τον λόγο αυτό, όταν τέτοιοι αστέρες διαστέλλονται και ψύχονται, δεν αυξάνουν τη λαμπρότητά τους τόσο όσο οι αστέρες μικρότερης μάζας. επειδή όμως εκκινούν από πολύ μεγαλύτερη αρχική λαμπρότητα, είναι και πάλι λαμπρότεροι από τους ερυθρούς γίγαντες που δίνουν οι ελαφρότεροι αστέρες. Οι αστέρες μεγάλης μάζας είναι απίθανο να επιβιώσουν για πολύ ως ερυθροί υπεργίγαντες και ανατινάσσονται ως υπερκαινοφανείς αστέρες.
Οι (σχετικά ελάχιστοι) αστέρες με μάζα μεγαλύτερη των περίπου 40 ηλιακών μαζών, έχουν πολύ έντονους και ταχείς αστρικούς ανέμους εξαιτίας της πιέσεως της ακτινοβολίας τους, και επομένως χάνουν μάζα τόσο γρήγορα, ώστε έχουν απολέσει σχεδόν ολόκληρα τα εξωτερικά τους στρώματα προτού μπορέσουν να διασταλούν σε ερυθρούς υπεργίγαντες. Διατηρούν έτσι πολύ υψηλές επιφανειακές θερμοκρασίες (και άρα γαλανόλευκο χρώμα) από την παραμονή τους στην Κύρια Ακολουθία μέχρι το τέλος της σύντομης ζωής τους. Οι βαρύτεροι αστέρες της σημερινής γενεάς δεν μπορούν να υπερβούν ένα όριο μεταξύ 100 και 150 ηλιακών μαζών επειδή τα εξωτερικά στρώματα πέρα από αυτό το όριο θα αποτινάσσονταν σχεδόν αμέσως από την εξαιρετικά έντονη ακτινοβολία, χωρίς να αποκτήσουν ποτέ υδροστατική ισορροπία, αφήνοντας πίσω τους αστέρες μικρότερης μάζας. Παρότι οι αστέρες μικρότερης μάζας δεν αποχωρίζουν υπό κανονικές συνθήκες τόσο γρήγορα τα εξωτερικά τους στρώματα, μπορούν και αυτοί να αποφύγουν το στάδιο του ερυθρού γίγαντα ή υπεργίγαντα αν αποτελούν μέλος διπλού συστήματος, έχοντας έναν άλλο αστέρα σε τόσο μικρή απόσταση από αυτούς, ώστε να τους αφαιρεί υλικό με τη βαρύτητά του καθώς αυτοί διαστέλλονται. Μπορεί επίσης να περιστρέφονται γύρω από τον άξονά τους τόσο γρήγορα, ώστε τα ρεύματα μεταφοράς να εκτείνονται από τον πυρήνα τους μέχρι την επιφάνεια, οπότε δεν υπάρχει ξεχωριστός πυρήνας και εξωτερικά στρώματα εξαιτίας της αναδεύσεως του υλικού
Κάθε αστέρας με μάζα πυρήνα υπερβολικά μεγάλη για να σχηματίσει λευκό νάνο, αλλά ανεπαρκή για τη διαρκή μετατροπή νέου σε οξυγόνο και μαγνήσιο, θα υποστεί κατάρρευση του πυρήνα εξαιτίας συλλήψεως ηλεκτρονίου προτού επιτύχει σύντηξη των βαρύτερων στοιχείων[21]. Τόσο η θέρμανση όσο και η ψύξη από τη σύλληψη ηλεκτρονίου από σπανιότερα στοιχεία (όπως το αργίλιο και το νάτριο) μπορεί να έχουν σημαντική επίδραση στην ολική παραγωγή ενέργειας μέσα στον αστέρα λίγο πριν την κατάρρευση[22]. Αυτό με τη σειρά του μπορεί να έχει παρατηρήσιμη επίδραση στην αφθονία των στοιχείων της ύλης και των ισοτόπων τους που εκτινάσσονται από εκρήξεις υπερκαινοφανών.

Ερυθρός γίγαντας

Ο ερυθρός γίγαντας δημιουργείται όταν ένας αστέρας μάζας όπως η προαναφερθείσα εξαντλεί το υδρογόνο που μετέτρεπε σε ήλιο (He) στον πυρήνα του με θερμοπυρηνική σύντηξη (αντίδραση που δίνει την ενέργεια στον Ήλιο και σ’ όλους τους αστέρες κύριας ακολουθίας να λάμπουν). Ο αστέρας συνεχίζει να συντήκει υδρογόνο σε ένα λεπτό κέλυφος γύρω από τον αδρανή πυρήνα του. Καθώς η αδρανής μάζα He του πυρήνα παύει να ακτινοβολεί ενέργεια, δεν ασκεί πίεση ακτινοβολίας προς τα υπερκείμενα στρώματα, συμπιέζεται και θερμαίνεται από αυτή τη συστολή, καθώς βαρυτική ενέργεια μετατρέπεται σε θερμική. Συμπιεζόμενο έτσι και θερμαινόμενο ταυτοχρόνως, το προαναφερθέν κέλυφος υδρογόνου συντήκεται ταχύτερα. Αυτό αυξάνει την παραγωγή ενέργειας: Ο αστέρας ακτινοβολεί 1.000 ως 10.000 φορές περισσότερο και η πίεση ακτινοβολίας προκαλεί τη μεγάλη διαστολή των ανώτερων στρωμάτων του. Ο αστέρας έτσι διογκώνεται τόσο πολύ ώστε η ακτινοβολούσα επιφάνεια αυξάνεται πολύ περισσότερο από την αύξηση της ακτινοβολίας και η ενεργός θερμοκρασία της επιφάνειάς του μειώνεται, πράγμα που μετατοπίζει προς το ερυθρό την παραγωγή φωτός: ένας ερυθρός γίγαντας έχει γεννηθεί. Η επιφανειακή θερμοκρασία του, ανεξαρτήτως του αρχικού φασματικού τύπου του αστέρα, μειώνεται μέχρι τους 4.000 Κ ή 3.700 C.
Σε αστέρες με αρκετή μάζα ώστε η πίεση στις κεντρικές περιοχές να προκαλέσει την έναρξη της συντήξεως και του He σε ακόμα βαρύτερους πυρήνες, μία ανάλογη διαδικασία επισυμβαίνει όταν και το He του πυρήνα σχεδόν εξαντληθεί και η σύντηξή του συνεχίζεται σε ένα κέλυφος. Εδώ πάντως σε πολλές περιπτώσεις συνεχίζεται παράλληλα και η σύντηξη υδρογόνου σε ένα κέλυφος πάνω από το κέλυφος He. Τότε ο αστέρας προχωρεί στον ασυμπτωτικό κλάδο των γιγάντων πάνω στο διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ. Σχεδόν όλοι οι αστέρες της Κύριας Ακολουθίας πιστεύεται ότι εξελίσσονται σε ερυθρούς γίγαντες προς το τέλος της ζωής τους (υπεργίγαντες στην περίπτωση των αστέρων φασματικών τύπων O και B).
Οι αστέρες με μάζα μικρότερη του 40% της ηλιακής πιστεύεται ότι διαθέτουν ζώνη ρευμάτων μεταφοράς θερμότητας που φθάνει μέχρι τις κεντρικές τους περιοχές και επομένως αυτά τα ρεύματα ύλης (παρόμοια με αυτά του νερού που ζεσταίνεται σε μια κατσαρόλα) δεν επιτρέπουν τη συσσώρευση του He σε αδρανή πυρήνα, οπότε όλο το πυρηνικό «καύσιμο» εξαντλείται χωρίς ο αστέρας να διογκώνεται σε ερυθρό γίγαντα. Αυτοί οι αστέρες είναι σε όλη τους τη ζωή (και όσο βρίσκονται στην Κύρια Ακολουθία) ερυθροί νάνοι.

Ο Θανατος ενος αστέρα

To πιο εντυπωσιακό σίγουρα σε όλη αυτή την αστρική εξέλιξη είναι το πως ένα αστέρι πεθαίνει. Όπως αναφέραμε προηγουμένως ο θάνατος τους μπορεί να είναι ήσυχος και ανώδυνος ή αρκετά επώδυνος έως βίαιος. Τρία είναι τα πιθανά αποτελέσματα από τέλος της ζωής ενός αστεριού: Ο λευκός νάνος, ο αστέρας νετρονίων και η μαύρη τρύπα. Ας τα δούμε αναλυτικά:

Με τον όρο λευκός νάνος χαρακτηρίζεται το υπόλειμμα του πυρήνα ενός αστέρα μικρής ή μεσαίας μάζας που απομένει μετά τον θάνατο του αστέρα αυτού. Οι λευκοί νάνοι είναι το ένα από τα τρία είδη «αστρικών πτωμάτων» (τα άλλα δύο είναι οι αστέρες νετρονίων και οι μαύρες τρύπες). Ο Ήλιος μας θα μετατραπεί (για την ακρίβεια τα εσωτερικά του στρώματα) σε ένα λευκό νάνο σε περίπου 5 δισεκατομμύρια χρόνια.
Σύμφωνα με την πρότυπη αστρική εξέλιξη, οι αστέρες μικρής σχετικώς μάζας δεν ασκούν αρκετή βαρυτική πίεση στην κεντρική τους περιοχή ώστε να συνεχίσουν πυρηνικές αντιδράσεις μετά την εκεί μετατροπή του υδρογόνου σε ήλιο ικανές να συγκρατήσουν τη δομή του. Αφού τότε ο αστέρας μετατραπεί σε ερυθρό γίγαντα, απωθεί τα αραιότατα εξωτερικά του στρώματα, που μετατρέπονται σε πλανητικό νεφέλωμα, αφήνοντας έναν αδρανή αστρικό πυρήνα που καταρρέει βαρυτικά σε ένα σώμα δεκάδες φορές μικρότερ
Σε αυτό το ουράνιο σώμα δεν συμβαίνουν πυρηνικές αντιδράσεις, ούτε άλλη διαδικασία που να παράγει ενέργεια. Συνεπώς βαθμιαία ακτινοβολεί τη θερμική του ενέργεια ως ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία και ψύχεται. Ωστόσο, είναι τόσο πυκνό και θερμό (η αρχική θερμοκρασία αγγίζει τις 100 χιλιάδες βαθμούς), ώστε η ψύξη του από τις τυπικές αστρικές θερμοκρασίες να χρειάζεται πολλές δεκάδες δισεκατομμύρια γήινα χρόνια, διάρκεια μεγαλύτερη από την ηλικία του Σύμπαντος. Για τον λόγο αυτό, όλα τα παραχθέντα μέχρι τώρα τέτοια αστρικά πτώματα ακτινοβολούν έντονα σε υψηλές σχετικώς θερμοκρασίες, συνεπώς εκπέμπουν άφθονο ορατό φως και έτσι παρατηρούνται ως μικροί λευκοί αστέρες. Από το γεγονός αυτό προέρχεται και η ονομασία τους: λευκοί νάνοι.
Ο μέσος λευκός νάνος έχει περίπου τη μισή μάζα του Ήλιου, πράγμα που σημαίνει ότι, αφού έχει τη διάμετρο της Γης, η μέση πυκνότητα της ύλης του ανέρχεται σε 106 γραμμάρια ανά κυβ. εκατοστό. Τόσο συμπυκνωμένη ύλη δεν υπάρχει πουθενά πάνω στη Γη, αλλά ούτε και σε άλλο μέρος του Ηλιακού Συστήματος. Πιο συμπυκνωμένη μορφή ύλης υπάρχει μόνο στους αστέρες νετρονίων, στους υποθετικούς αστέρες κουάρκ και βέβαια στο σημειακό κέντρο μιας μαύρης τρύπας. Είναι ενδιαφέρον ότι όσο μεγαλύτερη η μάζα, τόσο μικρότερη είναι η διάμετρος ενός λευκού νάνου, ώστε οι πυκνότητες διαφέρουν σημαντικά. Αυτό οφείλεται στις ασυνήθιστες ιδιότητες της εκφυλισμένης ύλης: η πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων δεν εξαρτάται από τη θερμοκρασία, αλλά μόνο από την πυκνότητα, και συνεπώς η συμπεριφορά της ύλης διαφέρει αρκετά από εκείνη ενός ιδανικού αερίου. Η ύλη θεωρητικώς παραμένει, όπως και στον αστέρα, σε κατάσταση τέλειου πλάσματος, δηλαδή ένα πλήρως ιονισμένο αέριο, μέχρι που η ψύξη να προχωρήσει σημαντικά (βλ. παρακάτω). Για το λόγο αυτό, μία καλή φυσική περιγραφή δίνεται από το «πρότυπο» που στη Φυσική ονομάζεται αέριο Φέρμι.

Αστέρας νετρονίων ονομάζεται όπως είπαμε η μία από τις τρεις μορφές των μόνιμων τελικών υπολειμμάτων της εξέλιξης ενός αστέρα: είναι το ένα είδος «αστρικού πτώματος» . Ο αστέρας νετρονίων σχηματίζεται από τη βαρυτική κατάρρευση ενός αστέρα μεγάλης μάζας μετά μία έκρηξη υπερκαινοφανούς τύπου II. Οι αστέρες νετρονίων είναι πολύ μικροί για να ανιχνεύονται στον ουρανό ως άστρα, αλλά βρέθηκε ότι οι θεωρητικές τους ιδιότητες αντιστοιχούν με τις παρατηρούμενες ιδιότητες των ραδιοπηγών πάλσαρ, που ανακάλυψαν οι ραδιοαστρονόμοι το 1967, και έκτοτε ταυτίστηκαν με αυτές. Σε σχέση με τους λευκούς νάνους, οι αστέρες νετρονίων είναι πολύ πιο «εξωτικά» ουράνια σώματα, όπως φαίνεται από τα ακόλουθα ποσοτικά τους χαρακτηριστικά.

Ο μέσος αστέρας νετρονίων έχει μάζα ανάμεσα σε 1,35 και 2,1 ηλιακές μάζες, αλλά η ακτίνα του κυμαίνεται από 10 ως 20 χιλιόμετρα (όπως και οι λευκοί νάνοι, οι αστέρες νετρονίων συρρικνώνονται όταν αυξάνεται η μάζα τους). Επομένως ο όγκος του είναι τρισεκατομμύρια φορές μικρότερος από τον ηλιακό. Αυτή είναι η τάξη μεγέθους της πυκνότητας της ύλης μέσα στους πυρήνες των ατόμων, και αυτό πραγματικά συμβαίνει στο εσωτερικό του αστέρα νετρονίων: πρωτόνια και νετρόνια βρίσκονται σε επαφή, όλο το ουράνιο σώμα μπορεί να θεωρηθεί ένας τεράστιος ατομικός πυρήνας και εξαιτίας των νόμων των υποατομικών σωματίων τα περισσότερα ηλεκτρόνια ενώνονται με τα πρωτόνια και μετατρέπονται σε νετρόνια, από όπου και το όνομα των «αστέρων νετρονίων».
Εξ άλλου, καθώς οι κεντρικές περιοχές ενός αστέρα μεγάλης μάζας συμπιέζονται σε μία έκρηξη υπερκαινοφανούς, και καταρρέουν βαρυτικά σε αστέρα νετρονίων, διατηρούν όλη σχεδόν τη στροφορμή τους με βάση την Αρχή διατήρησης της στροφορμής. Επειδή η τελική διάμετρος είναι πάρα πολύ μικρή, η γωνιακή ταχύτητα με την οποία περιστρέφεται ο αστέρας νετρονίων είναι εξαιρετικά υψηλή, φθάνοντας τις δεκάδες περιστροφές το δευτερόλεπτο. Παρόμοια ιλιγγιώδης είναι και η ένταση του βαρυτικού πεδίου στην επιφάνειά του, 200 δισεκατομμύρια ως 3 τρισεκατομμύρια φορές ισχυρότερη από αυτή στην επιφάνεια της Γης. Μέτρο αυτής της βαρύτητας είναι και η ταχύτητα διαφυγής, το μισό περίπου της ταχύτητας του φωτός. Τέλος, επειδή και το μαγνητικό πεδίο «παγώνει» μέσα στην ιονισμένη ύλη καθώς αυτή καταρρέει, η μαγνητική επαγωγή του στην επιφάνεια φθάνει τα 100 εκατομμύρια Τέσλα, δηλαδή περίπου 5 τρισεκατομμύρια φορές αυτή του γήινου μαγνητικού πεδίου, αν και σε μία ειδική κατηγορία μπορεί να φθάσει και το χιλιαπλάσιο αυτού.
Τέλος η Μαύρη τρύπα είναι μια συγκέντρωση μάζας σημαντικά μεγάλης σε μια πολύ μικρή περιοχή του χώρου(singularity) ώστε η δύναμη της βαρύτητας να μην επιτρέπει σε οτιδήποτε να ξεφεύγει από αυτή, παρά μόνο μέσω κβαντικής συμπεριφοράς. Το βαρυτικό πεδίο είναι τόσο δυνατό, ώστε η ταχύτητα διαφυγής κοντά του ξεπερνά την ταχύτητα του φωτός. Αυτό έχει ως αποτέλεσμα ότι τίποτα, ούτε καν το φως, δεν μπορεί να ξεφύγει από τη βαρύτητα της μαύρης τρύπας, εξ ου και η λέξη «μαύρη».
Μία μαύρη τρύπα είναι το σημείο εκείνο του διαστήματος, όπου κάποτε υπήρχε ο πυρήνας ενός γιγάντιου άστρου, ένας πυρήνας που περιείχε περισσότερα υλικά από δυόμισι ηλιακές μάζες και ο οποίος στην τελική φάση της εξέλιξης του άστρου έχασε την πάλη του ενάντια στη βαρύτητα, με αποτέλεσμα τα υλικά του να καταρρεύσουν και να συμπιεστούν περισσότερο ακόμα και από τα υλικά ενός αστέρα νετρονίων.
Αν ήταν εφικτό να συμπτυχθεί ολόκληρη η Γη στο μέγεθος ενός κερασιού, θα είχε μετατραπεί σε μαύρη τρύπα. Παρομοίως, αν ο Ήλιος συμπτυσσόταν σε μια ακτίνα τριών χιλιομέτρων (στα 4 εκατομμυριοστά του τωρινού του μεγέθους), θα είχε μετατραπεί σε μαύρη τρύπα. Φυσικά, δεν υπάρχει καμία γνωστή διαδικασία που θα μπορούσε να μετατρέψει τη Γη ή ακόμα και τον Ήλιο, σε μαύρη τρύπα.

Σκάναρε και προχώρησε την έρευνα:Έρευνα, Κώστας Καμπάκης

Αφήστε μια απάντηση

Η ηλ. διεύθυνση σας δεν δημοσιεύεται. Τα υποχρεωτικά πεδία σημειώνονται με *