Δημιουργία και εξέλιξη των αστέρων

Τα αστέρια σχηματίζονται από συμπυκνώσεις μεσοαστρικού υλικού αερίων και σκόνης. Ως αποτέλεσμα της συμπύκνωσης αυξάνει η θερμοκρασία στο εσωτερικό τους και, όταν αυτή γίνει αρκετά μεγάλη ώστε να ξεκινήσουν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις καύσης του υδρογόνου, αρχίζει μια σχετικά μεγάλη περίοδος σταθερότητας. Το αστέρι βρίσκεται πλέον στην κύρια ακολουθία και θα παραμείνει εκεί μέχρι την εξάντληση του υδρογόνου. Όταν συμβεί αυτό, η εσωτερική του δομή αναδιατάσσεται ο πυρήνας του συμπυκνώνεται και το περίβλημά του διαστέλλεται, έτσι ώστε το αστέρι μετατρέπεται σε κόκκινο γίγαντα. Η συστολή του πυρήνα μπορεί να αυξήσει τη θερμοκρασία σε βαθμό που να ξεκινήσει η καύση του ηλίου σε άνθρακα και το αστέρι περνά σε μια δεύτερη φάση σταθερότητας, μικρότερης όμως διάρκειας από τη φάση της κύριας ακολουθίας. Όταν εξαντληθεί και το ήλιο, επαναλαμβάνεται το προηγούμενο σενάριο συστολής του πυρήνα και διαστολής του περιβλήματος, μέχρι να εξαντληθούν όλες οι πηγές καυσίμων. Τότε το αστέρι καταλήγει σε ένα αδρανές, από την άποψη της αστρικής εξέλιξης αντικείμενο, σε ένα λευκό νάνο, ένα αστέρι νετρονίων ή μια μαύρη τρύπα.

Δημιουργία και εξέλιξη των αστέρων

Κάπου εδώ όμως είναι απαραίτητο για να συνεχίσουμε να μιλάμε για την αστρική εξέλιξη να γνωρίσετε το Διάγραμμα Hertzsprung-Russell (HR), το οποίο θέτει τον κάθε αστέρα να απεικονίζεται με βάση τη λαμπρότητά του ως συνάρτηση της επιφανειακής θερμοκρασίας του ή του χρώματός του. Δεν χαρτογραφεί τις θέσεις των άστρων στον ουρανό ή στον Γαλαξία. Οι αστέρες τείνουν να συσσωρεύονται σε ορισμένες περιοχές του διαγράμματος. Η κυριότερη είναι η διαγώνιος από άνω αριστερά (θερμοί και λαμπροί αστέρες) μέχρι κάτω δεξιά (ψυχροί και αμυδροί), που ονομάζεται κύρια ακολουθία. Κάτω αριστερά βρίσκονται οι λευκοί νάνοι, ενώ πάνω από αυτή είναι οι υπογίγαντες, οι γίγαντες και οι υπεργίγαντες (ο Ήλιος κείται στην Κύρια Ακολουθία). Να σημειωθεί ότι τα αστέρια παραμένουν στην κύρια ακολουθία όσο διαρκούν τα αποθέματα υδρογόνου. Η εξέλιξη ωστόσο προς την κύρια ακολουθία είναι πιο γρήγορη για τα αστέρια μεγάλης μάζας λόγω του ότι υπάρχει περισσότερη βαρυτική ενέργεια που είναι διαθέσιμη.

Ο βασικός κανόνας που πρέπει να έχει κανείς στο μυαλό του για να ταξινομεί σωστά τα άστρα είναι: Η αρχική μάζα καθορίζει την εξέλιξη και την κατάληξή των αστεριών.
•Άστρα μεγάλης μάζας ζουν σύντομες (<10χρόνια) ζωές.
•Άστρα μικρής μάζας ζουν μακρές (~1010 χρόνια) ζωές.

Διάγραμμα Hertzsprung-Russell (HR)

Μιας και είμαστε ακόμα στην κύρια ακολουθία καλό είναι να συμπληρώσουμε την ύπαρξη ενός ακόμα αστρονομικού αντικειμένου, τους καφέ νάνους. Συμπυκνώσεις με μάζα κάτω από 0.005 ηλιακές μάζες δεν αποκτούν ποτέ στον πυρήνα τους αρκετά υψηλές θερμοκρασίες ώστε να ξεκινήσει η καύση του υδρογόνου. Με απλά λόγια είναι τα αντικείμενα εκείνα τα οποία ξεκινούν ως πρωτοαστέρια και τελικά δεν καταφέρνουν ποτέ να γίνουν αστέρια διότι δεν καταφέρνουν ποτέ να φτάσουν την απαιτούμενη θερμοκρασία.

Ποία όμως είναι η πορεία των αστέρων μετά την κύρια ακολουθία;

Ο πυρήνας συστέλλεται με γρήγορο ρυθμό, η θερμοκρασία αυξάνει και η καύση του υδρογόνου μεταφέρεται σε ένα λεπτό φλοιό γύρω από τον πυρήνα. Η μετάθεση της πηγής ενέργειας προκαλεί διαστολή του περιβλήματος, που συνοδεύεται από πτώση της ενεργού θερμοκρασίας. Έτσι το αστέρι ξεκινά την πορεία του προς τον κλάδο των γιγάντων. Η εξάντληση των αποθεμάτων υδρογόνου του πυρήνα γίνεται πιο γρήγορα για αστέρια μεγάλης μάζας τα οποία, μολονότι έχουν μεγαλύτερα αποθέματα, τα καταναλώνουν με γρήγορο ρυθμό λόγω της μεγάλης θερμοκρασίας του πυρήνα. Όταν η θερμοκρασία του πυρήνα, που αυξάνει λόγω της συστολής, πλησιάσει τους 108 Κ το αστέρι είναι πλέον ένας κόκκινος γίγαντας και αρχίζει η καύση του He. Τότε είναι που το αστέρι μπαίνει σε μία νέα περίοδο σταθερότητας, που όμως διαρκεί λιγότερο από τη φάση της κύριας ακολουθίας(το He καίγεται πιο γρήγορα από το υδρογόνο).Όταν το ήλιο εξαντληθεί θα έχουμε επανάληψη της πορείας που είχαμε μετά την κύρια ακολουθία, μέχρι να αυξηθεί η θερμοκρασία αρκετά για να ξεκινήσει η καύση του C κ.ο.κ. Σημειώνουμε ότι, σε κάθε στάδιο , τα υπολείμματα της καύσης αποτελούν τα καύσιμα για το επόμενο. Έτσι το H χρησιμοποιείται για την παραγωγή He,το He γίνεται καύσιμο για την παραγωγή C με την καύση του οποίου παράγονται βαρύτερα στοιχεία κλπ. Γενικά να έχουμε στο μυαλό μας ότι όσο υπάρχουν δυνατότητες παραγωγής ενέργειας, το αστέρι θα εξελίσσεται και θα βρίσκεται στην περιοχή των γιγάντων στο διάγραμμα HR.

Στη διάρκεια της εξέλιξής τους τα αστέρια χάνουν μάζα με διάφορους μηχανισμούς.(πχ αστέρια σαν τον ήλιο χάνουν μάζα λόγω του ηλιακού ανέμου). Η αποβολή υλικού είναι πολύ πιο βίαιη για αστέρια που έχουν αρκετή μάζα ώστε να ολοκληρώσουν όλες τις δυνατές διαδικασίες σύντηξης. Γι’ αυτόν το λόγο η ενέργεια που εκλύεται είναι τεράστια, πράγμα που κάνει την λαμπρότητα του αστεριού να πλησιάζει τη λαμπρότητα ενός γαλαξία, οι αστέρες αυτοί ονομάζονται υπερκαινοφανείς αστέρες (supernova).

Η καταληκτική φάση εξαρτάται από τη μάζα που θα έχει απομείνει στο αστέρι, αφού έχουν λειτουργήσει οι μηχανισμοί απώλειας μάζας που προαναφέραμε. Σε αστέρια στα οποία η μάζα που έχει απομείνει είναι σχετικά μικρή η πίεση του εκφυλισμένου αερίου ηλεκτρονίων ή νετρονίων μπορεί να σταματήσει τη βαρύτητα, και έτσι τα αστέρια αυτά καταλήγουν σε λευκούς νάνους ή αστέρια νετρονίων αντίστοιχα. Πάνω όμως από ένα όριο μάζας δεν υπάρχει κανείς μηχανισμός ικανός να σταματήσει τη βαρυτική κατάρρευσή και τότε είναι που κάνουν την εμφάνισή τους οι μαύρες τρύπες.

Επιμέλεια: Ζώη Θεοδώρα   |   geonews.gr







Συνεχίζοντας να χρησιμοποιείτε την ιστοσελίδα, συμφωνείτε με τη χρήση των cookies. Περισσότερες πληροφορίες.

Οι ρυθμίσεις των cookies σε αυτή την ιστοσελίδα έχουν οριστεί σε "αποδοχή cookies" για να σας δώσουμε την καλύτερη δυνατή εμπειρία περιήγησης. Εάν συνεχίσετε να χρησιμοποιείτε αυτή την ιστοσελίδα χωρίς να αλλάξετε τις ρυθμίσεις των cookies σας ή κάνετε κλικ στο κουμπί "Κλείσιμο" παρακάτω τότε συναινείτε σε αυτό.

Κλείσιμο