Αστροφυσική, Διάστημα Σημαντικά θέματα

Η δημιουργία νέων άστρων και η εξέλιξη τους

Τα άστρα δημιουργούνται μέσα σε τεράστια νέφη αερίου και σκόνης που λέγονται νεφελώματα και που βρίσκονται στους γαλαξίες. Το υλικό των νεφελωμάτων αποτελείται κατά κύριο λόγο από υδρογόνο, ήλιο και σκόνη (συνθετότερα μόρια). Οι διαστάσεις τους είναι πάρα πολύ μεγαλύτερες από το ηλιακό μας σύστημα αλλά η πυκνότητά τους πολύ χαμηλή. Αυτά τα νέφη λόγω της πολύ μεγάλης μάζας τους έχουν κάποια βαρύτητα η οποία όμως, λόγω της χαμηλής πυκνότητας, δεν είναι ικανή να υπερνικήσει τις θερμικές κινήσεις των μορίων και να προκαλέσει τη βαρυτική συστολή και συμπύκνωση.

Share

Τα άστρα δημιουργούνται μέσα σε τεράστια νέφη αερίου και σκόνης που λέγονται νεφελώματα και που βρίσκονται στους γαλαξίες. Το υλικό των νεφελωμάτων αποτελείται κατά κύριο λόγο από υδρογόνο, ήλιο και σκόνη (συνθετότερα μόρια). Οι διαστάσεις τους είναι πάρα πολύ μεγαλύτερες από το ηλιακό μας σύστημα αλλά η πυκνότητά τους πολύ χαμηλή. Αυτά τα νέφη λόγω της πολύ μεγάλης μάζας τους έχουν κάποια βαρύτητα η οποία όμως, λόγω της χαμηλής πυκνότητας, δεν είναι ικανή να υπερνικήσει τις θερμικές κινήσεις των μορίων και να προκαλέσει τη βαρυτική συστολή και συμπύκνωση.

Το Νεφέλωμα Rosette έχει πρόσφατα δημιουργήσει ένα αστρικό σμήνος. Το σμήνος των άστρων, που είναι στο μέσον, ελευθερώνει υπερηχητικούς ανέμους που διασκορπίζουν και τελικά εξαφανίζουν το νεφέλωμα. Περιέχει πολλά καυτά άστρα που εκπέμπουν σημαντικές ποσότητες υπεριώδους ακτινοβολίας, που ιονίζει το διαστρικό αέριο και σχηματίζεται ένα λαμπερό πλάσμα. Ας σημειωθεί ότι το κόκκινο χρώμα οφείλεται στο ιονισμένο υδρογόνο

Εν αρχή ην το νεφέλωμα

Στην αρχή υπάρχει στο διάστημα μόνο ένα τεράστιο σκοτεινό νέφος αερίων και σκόνης, δηλαδή ένα νεφέλωμα. Για να αρχίσει η συστολή του απαιτείται ένας αρχικός μηχανισμός συμπίεσης. Υπάρχουν τρεις τέτοιοι μηχανισμοί για να ξεκινήσουν την αρχική συμπύκνωση.

Ο πρώτος είναι όταν δύο ή περισσότερα νέφη συγκρούονται μεταξύ τους. Τότε, λόγω της σύγκρουσης τα νέφη συμπιέζονται και η πυκνότητά τους αυξάνει.

Ο δεύτερος τρόπος είναι όταν κοντά σε κάποιο ή κάποια νέφη γίνεται έκρηξη ενός υπερκαινοφανούς αστέρα. Οι σουπερνόβα είναι τεράστιες εκρήξεις αστεριών που βρίσκονται στα τελευταία στάδια της ζωής τους. Σε μία τέτοια έκρηξη το μεγαλύτερο μέρος ενός αστεριού (ή και ολόκληρο το άστρο) διαλύεται και η ύλη του εκσφενδονίζεται βίαια στο διάστημα. Το ωστικό κύμα αυτής της έκρηξης συμπιέζει τα γειτονικά νέφη και δίνει το έναυσμα για τη βαρυτική συστολή.

Ο τρίτος τρόπος είναι όταν στην περιοχή των νεφών έχουν ήδη σχηματισθεί νέα μεγάλα άστρα. Αυτά τα άστρα εκπέμπουν τεράστια ποσά ακτινοβολίας, η πίεση της οποίας πάνω στην ύλη των γειτονικών νεφών μπορεί να τα συμπιέσει.

Ο σημαντικότερος όμως τρόπος σχηματισμού αστεριών στο Γαλαξία μας είναι τα "σπειροειδή κύματα πυκνότητας". Αυτά είναι κύματα πίεσης τα οποία ξεκινούν από τον πυρήνα του Γαλαξία και ξετυλίγονται προς τα έξω σπειροειδώς στον δίσκο του γαλαξία. Καθώς αυτά τα κύματα περιφέρονται δια μέσου της μεσοαστρικής ύλης με διαφορετική γωνιακή ταχύτητα από αυτή, συμπιέζουν όσα νέφη συναντούν και προκαλούν τη δημιουργία αστεριών.

Σ’ αυτού του είδους τα κύματα οφείλεται η μορφολογία των σπειροειδών γαλαξιών όπως είναι και ο δικός μας Γαλαξίας.

Ο λόγος για τον οποίο χρειάζεται η αρχική συμπίεση ενός νέφους είναι για να υπερνικηθούν οι τυχαίες θερμικές κινήσεις των μορίων. Αυτό γίνεται όταν η πυκνότητα του νέφους ξεπεράσει κάποιο όριο που ονομάζεται όριο του Jeans.

Jean-mass-star

όπου n είναι η πυκνότητα του αριθμού των σωματιδίων, m η μάζα του ‘μέσου’ σωματιδίου στο νέφος, T είναι η θερμοκρασία του αερίου, και το "k" είναι η σταθερά Boltzmann.

Όταν η πυκνότητα λόγω της αρχικής συμπίεσης γίνει μεγαλύτερη από την κρίσιμη πυκνότητα Jeans, τότε η βαρύτητα του νέφους γίνεται αρκετά ισχυρή και έλκει τα μόρια προς το κέντρο με συνέπεια το νέφος να αρχίσει να συστέλλεται. Τότε λέμε ότι το νέφος βρίσκεται σε βαρυτική αστάθεια, διότι όσο αυτό συστέλλεται τόσο η βαρύτητά του γίνεται ισχυρότερη, με αποτέλεσμα η συστολή να επιταχύνεται συνέχεια.

Οι σφαιροειδείς σχηματισμοί

Όταν το υλικό μέσα σε ένα διαγαλαξιακό νεφέλωμα φθάσει σε μια συγκεκριμένη πυκνότητα, τότε οι ισχυρές δυνάμεις της βαρύτητας το αναγκάζουν να καταρρεύσει προς το εσωτερικό του. Σχηματίζεται τότε ένα μεγάλο σφαιροειδές αντικείμενο (δεξιά)  που περιστρέφεται αργά.

Το αρχικό σφαιροειδές αντικείμενο ψύχεται γιατί εκπέμπονται ραδιοκύματα και υπέρυθρη ακτινοβολία. Εν συνεχεία συμπιέζεται από τις δυνάμεις βαρύτητας καθώς επίσης από τα κύματα κλονισμού της πίεσης της σουπερνόβα ή το καυτό αέριο που απελευθερώνεται από τα κοντινά φωτεινά αστέρια. Αυτές οι δυνάμεις αναγκάζουν το κατά προσέγγιση σφαιρικό αντικείμενο να καταρρεύσει και να περιστραφεί. Η διαδικασία της κατάρρευσης διαρκεί από 10.000 έως 1.000.000 χρόνια.

Καθώς η κατάρρευση του αρχικού σφαιροειδές αντικειμένου προχωρά, η θερμοκρασία και η πίεση μέσα του αυξάνει, δεδομένου ότι τα άτομα είναι πιο κοντά μεταξύ τους. Επίσης, το σφαιροειδές αντικείμενο περιστρέφεται ολοένα γρηγορότερα. Αυτή η περιστροφή προκαλεί μια αύξηση στις φυγόκεντρες δυνάμεις που αναγκάζει το αντικείμενο να έχει έναν κεντρικό πυρήνα και έναν δίσκο σκόνης που τον περιβάλλει (που λέγεται είτε πρωτοπλανητικός δίσκος ή δίσκος συσσώρευσης). Ο κεντρικός πυρήνας γίνεται το πρωτοάστρο, ενώ ο πρωτοπλανητικός δίσκος μπορεί τελικά να σχηματίσει πλανήτες, αστεροειδείς, κ.λ.π.

iconception_of_birth_star

Ένα πρωτοάστρο σε ένα σφαιροειδές αντικειμένου Bok

Αυτό το στάδιο διαρκεί κατά προσέγγιση 50 εκατομμύρια χρόνια.

Η δημιουργία του πρωτοάστρου

Μόλις σχηματιστεί το πρωτοάστρο τότε αρχίζει να καταρρέει κάτω από την επίδραση της ίδιας της βαρύτητας του και λόγω των συγκρούσεων των ατόμων του εκπέμπεται φωτεινή ακτινοβολία. Σε αυτό το στάδιο η ύλη συνεχώς καταρρέει προς το κέντρο του πρωτοάστρου χωρίς να συναντά την παραμικρή αντίσταση, δηλαδή πίεση στο εσωτερικό του, έτσι ώστε να εξισορροπήσει το βάρος των υπερκείμενων στρωμάτων που καταρρέουν.

Έχουμε δηλαδή ελεύθερη πτώση της ύλης προς το κέντρο του πρωτοάστρου, η οποία διαρκεί περίπου 1.000 έτη, δηλαδή ένα απειροελάχιστο κλάσμα της συνολικής ζωής ενός άστρου που είναι της τάξης των δισεκατομμυρίων ετών. Στη συνέχεια ο πυρήνας γίνεται αρκετά πυκνός λόγω της συνεχούς πτώσης της ύλης προς το κέντρο του πρωτοάστρου, ώστε τελικά γίνεται αδιαφανής, δηλαδή η φωτεινή ακτινοβολία που εκπέμπεται από την ύλη δεν καταφέρνει να διαφύγει από τον πυρήνα. Αποτέλεσμα είναι να μη υπάρχει σημαντική απώλεια από τον πυρήνα και άρα να αυξάνεται η θερμοκρασία και η πίεση σε αυτόν.

H πίεση αυτή που εξασκείται στο αέριο με φορά από τον πυρήνα προς τα εξωτερικά υπερκείμενα στρώματα οδηγεί σε «ημιυ-δροστατική ισορροπία» και εξισορροπεί μερικώς τη βαρυτική δύναμη, είναι δε ικανή να επιβραδύνει τη συνεχή κατάρρευση της μάζας του πρωτοάστρου προς το κέντρο του. Έτσι η βαρυτική συστολή συνεχίζεται αλλά με πιο αργό ρυθμό.

Από αυτή τη φάση της ζωής του πρωτοάστρου μέχρι τη στιγμή που αυτό θα μετατραπεί σε άστρο, η επικρατέστερη θεωρία για την αστρική εξέλιξη του Ιάπωνα Hayashi, προβλέπει ότι τα πρωτοάστρα αρχίζουν να εκπέμπουν φωτεινή ακτινοβολία πολύ πριν αρχίσουν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στο εσωτερικό τους και γίνουν, δηλαδή, άστρα.

Σε αυτή τη φάση τα πρωτοάστρα είναι μεγάλα σε διαστάσεις, αφού η βαρυτική κατάρρευση δεν έχει ολοκληρωθεί, και είναι ψυχρά, εφόσον δεν λαμβάνουν χώρα οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις. Έτσι τα πρωτοάστρα είναι αρχικά ψυχρά και λαμπρά σώματα και βρίσκονται πάνω δεξιά στο διάγραμμα H-R, στην περιοχή των ερυθρών γιγάντων. Καθώς η βαρυτική κατάρρευση συνεχίζεται, το πρωτοάστρο συστέλλεται και ελαττώνεται η λαμπρότητα του, αφού μικραίνει σε μέγεθος, ενώ η θερμοκρασία του δεν μεταβάλλεται σημαντικά.

Έτσι η πορεία του στο διάγραμμα H-R είναι περίπου μια κατακόρυφη γραμμή. Στη συνέχεια όμως η θερμότητα του πυρήνα αυξάνεται τόσο πολύ που φτάνει στην επιφάνεια του με αποτέλεσμα να αυξάνεται πολύ η επιφανειακή του θερμοκρασία, οπότε το πρωτοάστρο κινείται προς τα αριστερά στο διάγραμμα H-R, μέχρι τελικά να φθάσει στην Κύρια Ακολουθία, όπου μετατρέπεται σε άστρο.

Πράγματι, λόγω της συνεχούς βα-ρυτικής κατάρρευσης, η θερμοκρασία στον πυρήνα γίνεται 10.000.000 K (βαθμοί Kelvin), τιμή απαραίτητη για να αρχίσουν οι πρώτες θερμοπυρηνικές αντιδράσεις, που είναι ικανές να αντισταθμίσουν τη βαρυτική κατάρρευση λόγω της ισχυρής πίεσης της ακτινοβολίας που οδεύει από το εσωτερικό προς το εξωτερικό. Τελικά αποκαθίσταται μια ευσταθής ισορροπία στο ουράνιο σώμα που ονομάζουμε πλέον άστρο και όχι πρωτοάστρο.

Αν το πρωτοάστρο έχει πολύ υλικό τότε η βαρυτική κατάρρευση και η θέρμανση του συνεχίζεται. Αν δεν υπάρχει αρκετό υλικό στο πρωτοαστέρι, το πιο πιθανό είναι να γίνει ένας καφές νάνος (ένα μεγάλο που δεν φωτίζει ουράνιο σώμα που έχει μάζα μεταξύ 1028 kg και 84 x 1028 kg.

Ένα καταπληκτικό συμπέρασμα της θεωρίας Hayashi είναι ότι πρωτοάστρα με μάζες μικρότερες από το ένα δέκατο αυτής του Ηλιου δεν θα καταφέρουν ποτέ να μετατραπούν σε άστρα, διότι η θερμοκρασία τους δεν θα φθάσει ποτέ στους 10.000.000 K και έτσι οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις δεν θα ξεκινήσουν. H μετέπειτα εξέλιξη αυτών των μικρών πρωτοάστρων δεν παρουσιάζει και τόσο ενδιαφέρον αφού θα ψύχονται συνεχώς μέχρι να καταλήξουν σε λευκούς νάνους

Όταν η θερμοκρασία του πρωτοάστρου γίνει περίπου 10.000.000 βαθμούς, αρχίζει η πυρηνική σύντηξη του υδρογόνου, που μετατρέπεται σε ήλιο συν ενέργεια. Αυτή η παραγωγή της ακτινοβολίας αποτρέπει την περαιτέρω συστολή του αστεριού. Επίσης, το πρωτοάστρο απελευθερώνει αστρικούς ανέμους που αναγκάζει το νεφέλωμα να διαλυθεί και τελικά να εξαφανιστεί.

Τα νέα αστέρια εκπέμπουν πίδακες πυκνής ακτινοβολίας που θερμαίνουν το περιβάλλον υλικό στο σημείο στο οποίο λάμπει έντονα. Αυτοί οι στενοί στο πλάτος πίδακες μπορούν να έχουν μήκος τρισεκατομμύρια χιλιόμετρα ενώ μπορούν να ταξιδέψουν με ταχύτητες 800.000 χλμ/ώρα. Όμως επειδή περιέχουν ιονισμένο υλικό μπορούν να εστιαστούν από το μαγνητικό πεδίο του αστεριού.

Το πρωτοάστρο είναι τώρα πια ένα σταθερό άστρο της κύριας ακολουθίας που θα παραμείνει σε αυτή την κατάσταση (στην περίπτωση του δικού μας ήλιου) για περίπου 10 δισεκατομμύριο χρόνια.

Επί της κύριας Ακολουθίας δεν υπάρχει ημιυδροστατική ισορροπία, όπως συμβαίνει στη φάση της εξέλιξης του πρωτοάστρου, αλλά πλήρης υδροστατική ισορροπία, γι’ αυτό και το άστρο είναι ευσταθές και οι πυρηνικές καύσεις του υδρογόνου στον πυρήνα παράγουν την απαραίτητη εσωτερική πίεση που υποβαστάζει τα υπερκείμενα στρώματα τα οποία εξασκούν πίεση προς το κέντρο, λόγω βαρύτητας.

Δεξιά: Πρωτοπλανητικοί δίσκοι στο Νεφέλωμα του Ωρίωνα

Τα νέα άστρα

Τα πρωτοάστρα που ρίχνουν μακριά στο περιβάλλον τους αέρια λέγονται άστρα T Ταύρου. Η σκόνη που τυλίγει αυτά τα άστρα μετατρέπεται σε πρωτοπλανητικούς δίσκους, οι οποίοι είναι οι πρώτοι πρόδρομοι των ηλιακών συστημάτων. Όταν το νεφέλωμα καθαρίσει, οι δίσκοι εξελίσσονται σε πλήρη νεαρά ηλιακά συστήματα με πλανήτες. Έχουν δε ανακαλυφθεί πολλοί τέτοιοι εξωηλιακοί πλανήτες γύρω από μακρινά άστρα.

Τα μεγάλα νέφη μεσοαστρικής ύλης συνήθως δημιουργούν περισσότερα από ένα άστρα, ανάλογα με τη μάζα τους. 

Τα πιο καυτά αστέρια είναι χρώματος μπλε-λευκού και καίνε τα καύσιμα του υδρογόνου τους πολύ γρήγορα. Ο ήλιος, είναι ένα μικρό κίτρινο αστέρι, που καίει το υδρογόνο του πιο σταθερά. Το άστρο Εγγύς του Κενταύρου (το πιο κοντινό σε μας άστρο), καίει το αέριό του πολύ αργά και είναι ένα ψυχρό, κόκκινο αστέρι. Η ταχύτητα με την οποία τα αστέρια καίνε το υδρογόνο τους καθορίζει και το πόσο καιρό θα ζήσουν.

Ένα αστέρι σαν τον ήλιο μας λάμπει σταθερά για περίπου 10 δισεκατομμύρια χρόνια, έως ότου καταναλώσει τα καύσιμα του υδρογόνου στον πυρήνα του. Το αστέρι αρχίζει έπειτα να καταρρέει πάλι κάτω από την επίδραση της βαρύτητας του, αφού δεν υπάρχει η πίεση της ακτινοβολίας από τον πυρήνα του. Η θερμότητα που αναπτύσσεται αναγκάζει το υδρογόνο να ξεκινήσει τη σύντηξη του αλλά όχι στον πυρήνα του άστρου, στον αεριώδη φλοιό που περιβάλλει τον πυρήνα. Ο φλοιός του άστρου θερμαίνεται και αναγκάζει εκ νέου το άστρο να επεκταθεί και να γίνει φωτεινό. Όμως ο πυρήνας συνεχίζει να συρρικνώνεται και να ζεσταίνεται.

Μπορεί οι μπλε γίγαντες να έχουν μια σύντομη ζωή και να εκρήγνυνται με εντυπωσιακό τρόπο, όμως ο ήλιος μας θα συνεχίσει να καίει το υδρογόνο του για άλλα 5 δισεκατομμύρια χρόνια. Κατόπιν θα διασταλεί προς έναν μεγάλο κόκκινο γίγαντα και τελικά θα συρρικνωθεί σε έναν λευκό νάνο. Το Εγγύς του Κενταύρου, εντούτοις, θα παραμείνει αμετάβλητο για δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια.

Ας σημειωθεί ότι αυτά τα αστρικά βρεφοκομεία (τα νεφελώματα που αποτελούνται κυρίως από υδρογόνο) βρίσκονται σε αφθονία μέσα στους βραχίονες των σπειροειδών γαλαξιών.

Η εξέλιξη των άστρων

Όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα του άστρου, τόσο ταχύτερα καταναλώνει το σύνολο των πυρηνικών του αποθεμάτων. Συνεπώς, τόσο μικρότερο χρονικό διάστημα παραμένει στην κύρια ακολουθία. Για παράδειγμα, ο ήλιος μας θα παραμείνει συνολικά στην κύρια ακολουθία περίπου 9 δισεκατομμύρια χρόνια. H παραμονή ενός άστρου επί της κύριας ακολουθίας χαρακτηρίζεται από τη θερμοπυρηνική σύντηξη του υδρογόνου του πυρήνα και τη μετατροπή του σε ήλιο.

Μόλις εξαντληθεί το υδρογόνο, παύουν οι πυρηνικές καύσεις και η πίεση στον πυρήνα ελαττώνεται, οπότε δεν είναι πλέον ικανή να συγκρατήσει το βάρος των υπερκείμενων στρωμάτων και έτσι ξαναρχίζει για δεύτερη φορά στην ιστορία του άστρου, η βαρυτική κατάρρευση. Σε αυτή τη φάση, παρόλο που έχουμε έναν πυρήνα από ήλιο, ο οποίος συστέλλεται λόγω της βαρύτητας, εντούτοις το σύνολο του άστρου διαστέλλεται. Αυτό οφείλεται στη θερμοβαθμίδα, δηλαδή στον χωρικό ρυθμό μεταβολής της θερμοκρασίας κατά μήκος της ακτίνας (το πόσο μεταβάλλεται η θερμοκρασία σε μια μικρή μεταβολή της ακτίνας, ως προς αυτή τη μεταβολή της ακτίνας), η οποία πρέπει να έχει μικρές τιμές επειδή μόνο έτσι διατηρείται η ενεργειακή ισορροπία.

Επομένως, λόγω της νέας βαρυτικής συστολής, η θερμοκρασία στον πυρήνα αυξάνεται κατά πολύ και μαζί με αυτήν και η θερμοβαθμίδα. Κατά συνέπεια αυξάνεται η ακτίνα του ώστε να διατηρηθεί σε χαμηλές τιμές η θερμοβαθμίδα. Λόγω της διαστολής του άστρου, δημιουργούνται ρεύματα μεταφοράς που μεταφέρουν στην επιφάνεια του τεράστια ποσά ενέργειας, με αποτέλεσμα η λαμπρότητα του να αυξάνεται κατά πολύ, ενώ η επιφανειακή του θερμοκρασία να ελαττώνεται κάπως λόγω της αύξησης της επιφάνειας από τη διαστολή. Συνεπώς σε αυτή τη φάση, το άστρο απομακρύνεται από την Κύρια Ακολουθία και κινείται προς τα δεξιά του διαγράμματος H-R (αύξηση λαμπρότητας, ελάττωση θερμοκρασίας).

Σε αυτή τη φάση το άστρο αποτελείται από έναν αδρανή πυρήνα ηλίου, ενώ η βαρυτική κατάρρευση συνεχίζεται. Λόγω της συνεχούς συστολής, η θερμοκρασία του πυρήνα αυξάνεται. Οταν γίνει ίση με 200.000.000 K, τότε αρχίζουν και πάλι οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις, με το ήλιο αυτή τη φορά να μετατρέπεται σε άνθρακα.

Έτσι, για ακόμα μια φορά η βαρυτική κατάρρευση σταματά και το άστρο παραμένει σε ισορροπία, αφού η πίεση που παράγεται από τις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις αντισταθμίζει τη βαρυτική δύναμη.

Μετά την εξάντληση του ηλίου, ξαναρχίζει η βαρυτική συστολή του πυρήνα, ο οποίος αποτελείται μόνο από άνθρακα. H μετέπειτα εξέλιξη του άστρου είναι αβέβαιη, αφού δεν είναι σίγουρο αν ο πυρήνας γίνει ποτέ αρκετά θερμός ώστε να αρχίσουν νέες πυρηνικές αντιδράσεις που να μετατρέπουν τον άνθρακα σε βαρύτερα στοιχεία.

Όμως η κυριότερη παράμετρος που «αποφασίζει» για την εξέλιξη του άστρου είναι η μάζα του. Άστρα με μάζες μικρότερες από τη μισή του ήλιου μας, ποτέ δεν θα καταφέρουν να φθάσουν στην κατάλληλη θερμοκρασία ώστε να αρχίσει η καύση του ηλίου. Επίσης έχουν κατασκευαστεί μοντέλα προσομοίωσης άστρων για τη φάση της κύριας ακολουθίας, που είναι η μεγαλύτερη και η σημαντικότερη φάση στη ζωή ενός άστρου.

Μέχρι σήμερα όλα τα μοντέλα έδειχναν ότι η μάζα των άστρων δεν μπορεί να υπερβαίνει τις 100 Ηλιακές μάζες, οπότε η εξέλιξη τους συμβαίνει ομαλά με τον τρόπο που ήδη περιγράψαμε. Αντίθετα, άστρα με μάζα μεγαλύτερη από αυτό το όριο, πολύ σύντομα διαλύονται με μια τιτάνια έκρηξη. Αυτό συμβαίνει διότι μόλις αρχίσουν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης του υδρογόνου, η πίεση που δημιουργείται, με φορά από το εσωτερικό του πυρήνα προς τα εξωτερικά στρώματα είναι τόσο μεγάλη, που η βαρύτητα αδυνατεί να την αντισταθμίσει και το άστρο οδηγείται σε έκρηξη.

Εντούτοις νέες έρευνες έδειξαν ότι κάτω από ορισμένες συνθήκες είναι δυνατή η δημιουργία πολύ μεγαλύτερων άστρων από το προαναφερόμενο όριο, με μάζα μέχρι και 300 φορές εκείνης του Ήλιου.

Πηγές: NASA, Wikipedia, Ινστιτούτο Αστρονομίας και Αστροφυσικής, Περισκόπιο της Επιστήμης

About the author

physics4u

Leave a Comment

Share