Τα πιο βαριά άστρα του Ουρανού

Άρθρο, Αύγουστος 2006

Την εξέλιξη ενός άστρου το πιο σημαντικό στοιχείο είναι η μάζα που έχει. Ακόμη και η εμφάνιση των άστρων στον ουρανό εξαρτάται από την ποσότητα της ύλης που περιλαμβάνουν τη στιγμή που γεννιούνται. Κι αυτό γιατί η μάζα ενός άστρου δεν καθορίζει μόνο την εμφάνιση που έχει όταν γεννιέται. Καθορίζει επίσης και τι είδους άστρο θα γίνει, πόσα χρόνια θα ζήσει, πώς θα είναι στη γεροντική του ηλικία και, τέλος, πώς θα πεθάνει. Όλα εξαρτώνται από την ποσότητα της μάζας που έχει.

Όσο κι αν ψάξουμε δεν πρόκειται να βρούμε άστρα με μάζα μικρότερη από το 1/10, περίπου, των υλικών που έχει ο δικός μας Ήλιος, γιατί απλούστατα απαιτείται μια ελάχιστη ποσότητα αρχικών αερίων υλικών, τα οποία, όταν συμπυκνωθούν, θα δημιουργήσουν ένα πρωτοάστρο με τη βοήθεια της βαρύτητας.

Ούτε πρόκειται όμως να βρούμε και άστρα με μάζα μεγαλύτερη από περίπου 50 φορές τη μάζα του Ήλιου, για τον ακριβώς αντίθετο λόγο. Δηλαδή η βαρυτική δύναμη των αερίων που συμπυκνώνονται στο πρωτοάστρο θα ήταν τόσο μεγάλη, ώστε η κεντρική θερμοκρασία του να φτάνει τους εκατοντάδες εκατομμύρια βαθμούς με αποτέλεσμα η πίεση της ακτινοβολίας να είναι μεγαλύτερη από την πίεση της βαρύτητας και το άστρο να μην μπορεί έτσι να σχηματιστεί. Υπάρχουν φυσικά και οι εξαιρέσει σε ορισμένες ειδικές περιπτώσεις όπως είναι η περίπτωση των άστρων του Πληθυσμού III, δηλαδή των πρώτων άστρων που δημιουργήθηκαν στο Σύμπαν πριν από περίπου 13,ς δισεκατομμύρια χρόνια, καθώς και ορισμένα πολύ σπάνια σύγχρονα άστρα βαρέων βαρών.

Πρόκειται για μια σπάνια κατηγορία μεταβλητών άστρων που ονομάζονται LBV (Luminous Blue Variables - Φωτεινά Μπλε Μεταβλητά Άστρα). Αυτού του είδους τα μεταβλητά άστρα είναι τεράστια, γαλάζιοι υπεργίγαντες με μάζα 100-150 φορές τη μάζα του Ήλιου και θερμοκρασίες που κυμαίνονται από 20.000 έως 50.000 βαθμούς Κελσίου, ενώ για σύγκριση η επιφανειακή θερμοκρασία του Ήλιου μας δεν υπερβαίνει τους περίπου 6.000 βαθμούς Κελβιν. Μόνο πέντε τέτοια άστρα έχουν μέχρι τώρα παρατηρηθεί στο Γαλαξία μας, ενώ καμιά τριανταριά ακόμη βρίσκονται διάσπαρτα σε άλλους οκτώ γαλαξίες της τοπικής μας ομάδας γαλαξιών.

Στην κατηγορία αυτή ανήκει το πιο μεγάλο άστρο που γνωρίζουμε μέχρι τώρα. Είναι το LBV 1806-20 με 150 φορές τη μάζα του ήλιου. Λάμπει δε μέχρι 40 εκατομμύρια φορές πιο φωτεινά από τον ήλιο, ενώ η απόσταση του από τη Γη φτάνει τα 45.000 φωτός.

Αλλά και το Άστρο Πιστόλι, που βρίσκεται σε απόσταση 25.000 ετών φωτός προς το κέντρο του Γαλαξία μας, είναι δεύτερο σε μέγεθος σε αυτή την κατηγορία. Ανακαλύφθηκε το 1990 και είναι στο εσωτερικό ενός τεράστιου νεφελώματος δημιούργημα των υλικών που έχει εκτοξεύσει κατά καιρούς το κεντρικό άστρο που έχει μάζα 150 φορές περισσότερη του Ήλιου. Οι υπολογισμοί ανεβάζουν την αρχική του μάζα σε 200-250 φορές τη μάζα του Ήλιου. Με βάση την ηλικία του, που υπολογίζεται ότι είναι 1,7 έως 2,1 εκατομμύρια έτη, φαίνεται ότι προέρχεται από το ηλικίας 4 εκατομμυρίων ετών Νεφέλωμα των Πεντάδυμων.

Επίσης, άλλο ένα γνωστό πολύ μεγάλο άστρο είναι το Eta Carinae ή Ήτα Τρόπιδας, που είναι σε απόσταση 8.000 ετών φωτός από τη Γη. Η λαμπρότητά του - 5 εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από τη φωτεινότητα του ήλιου - είναι τόσο μεγάλη ώστε θα φαινόταν το ίδιο λαμπερό όσο φαίνεται και ο ήλιος μας από απόσταση 300 δισεκατομμύρια χλμ., από απόσταση δηλαδή 2.000 φορές μεγαλύτερη από την απόσταση της Γης από τον ήλιο. Τα τελευταία χρόνια το μυστηριώδες αυτό άστρο άρχισε να αυξάνει σημαντικά τη φωτεινότητά του.

Όλοι οι γαλάζιοι υπεργίγαντες στα τελευταία 25.000 χρόνια της ζωής τους φτάνουν σε μια φάση ανισορροπίας οπότε μετατρέπονται σε ένα είδος άστρων που ονομάζονται άστρα Wolf-Rayet και τα οποία εκπέμπουν τεράστιες ποσότητες αερίων από την επιφάνεια τους με τη μορφή ισχυρών αστρικών ανέμων, ένα δισεκατομμύριο φορές ισχυρότερων από τον ηλιακό άνεμο. Το είδος αυτό των άστρων παρατηρήθηκε για πρώτη φορά το 1867 από τους Γάλλους αστρονόμους C. Wolf και G. Rayet. Σε γενικές γραμμές τα άστρα αυτά έχουν υλικά πάνω από 20 ηλιακές μάζες και επιφανειακή θερμοκρασία πάνω από 30.000 βαθμούς Κελσίου. Μερικές χιλιάδες  χρόνια πριν από τη μετατροπή τους σε σουπερνόβα χάνουν μεγάλες  ποσότητες των εξωτερικών τους αερίων στρωμάτων που σχηματίζουν ένα είδος  αέριας μπάλας γύρω από το ετοιμοθάνατο άστρο.

Πηγές: Γεωτρόπιο Ελευθεροτυπίας, Δίκτυο