Oops! It appears that you have disabled your Javascript. In order for you to see this page as it is meant to appear, we ask that you please re-enable your Javascript!
Αστροφυσική, Διάστημα Θεωρίες φυσικής

Ο κύκλος ζωής ενός άστρου

Written by Δ.Μ.

Ανάλογα με τη μάζα του ένα άστρο είναι δυνατό να ζήσει από μερικά εκατομμύρια έως αρκετά δισεκατομμύρια χρόνια. Ο κύκλος ζωής ενός άστρου καθορίζεται από τη μάζα του. Όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα του, τόσο μικρότερη είναι η διάρκεια ζωής του. Η μάζα του καθορίζεται από την ποσότητα της ύλης που είναι διαθέσιμη στο αρχικό νεφέλωμα της, το γιγάντιο νέφος αερίου και σκόνης από το οποίο γεννήθηκε.

Share

Ανάλογα με τη μάζα του ένα άστρο είναι δυνατό να ζήσει από μερικά εκατομμύρια έως αρκετά δισεκατομμύρια χρόνια. Ο κύκλος ζωής ενός άστρου καθορίζεται από τη μάζα του. Όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα του, τόσο μικρότερη είναι η διάρκεια ζωής του. Η μάζα του καθορίζεται από την ποσότητα της ύλης που είναι διαθέσιμη στο αρχικό νεφέλωμα της, το γιγάντιο νέφος αερίου και σκόνης από το οποίο γεννήθηκε.

cycles-starsΑστρική εξέλιξη αστέρων μικρής (πάνω δεξιός κύκλος) και μεγάλης μάζας (κάτω δεξιός – αριστερός κύκλος)

Στην περίπτωση μεγάλης μάζας η κατανάλωση των “καυσίμων” του είναι ταχύτερη, ως εκ τούτου μικρότερος ο χρόνος ζωής του. Με άλλα λόγια ο χρόνος ζωής ενός άστρου είναι αντιστρόφως ανάλογος της μάζας του. Μετά το «θάνατό» τους, τα μικρής και μεσαίας μάζας άστρα μετατρέπονται σε λευκούς νάνους, ενώ αυτά με μεγαλύτερη μάζα είναι δυνατό να μετατραπούν είτε σε αστέρες νετρονίων είτε σε μαύρες τρύπες. Συγκεκριμένα, ένα άστρο με μάζα έως και (περίπου) οκτώ φορές μεγαλύτερη από αυτή του Ήλιου, θεωρείται “μικρό”.

Με την πάροδο του χρόνου, το αέριο υδρογόνου στο νεφέλωμα συστέλλεται λόγω της βαρύτητας και αρχίζει να περιστρέφεται. Καθώς το αέριο στρέφεται ολοένα και πιο γρήγορα, θερμαίνεται και γίνεται πρωτοαστέρας. Τελικά η θερμοκρασία φτάνει τους 15.000.000 βαθμούς και η πυρηνική σύντηξη εμφανίζεται στον πυρήνα του νέφους. Το νέφος αρχίζει να λάμπει με έντονο τρόπο και αργότερα πέφτει λίγο και γίνεται σταθερό. Είναι τώρα ένα αστέρι της κύριας ακολουθίας και θα παραμείνει σε αυτό το στάδιο λάμποντας για εκατομμύρια έως δισεκατομμύρια χρόνια. Εκεί τώρα βρίσκεται ο ήλιος μας αυτή τη στιγμή.

Καθώς το αστέρι της κύριας αλληλουχίας αρχίζει να καίει το υδρογόνο στον πυρήνα του, αυτό μετατρέπεται σε ήλιο με πυρηνική σύντηξη. Όταν η παροχή υδρογόνου στον πυρήνα αρχίζει να εξαντλείται και το αστέρι δεν παράγει πλέον θερμότητα με πυρηνική σύντηξη, ο πυρήνας γίνεται ασταθής και συστέλλεται. Το εξωτερικό κέλυφος του αστεριού, το οποίο εξακολουθεί να είναι κυρίως υδρογόνο, αρχίζει να αναπτύσσεται προς τα έξω. Καθώς επεκτείνεται, ψύχεται και λάμπει με κόκκινο χρώμα. Το αστέρι έχει φτάσει πλέον στην κόκκινη φάση. Είναι κόκκινο επειδή είναι πιο δροσερό από ό, τι ήταν στο στάδιο της κύριας ακολουθίας αστέρων και είναι ένας γιγάντιο επειδή το εξωτερικό κέλυφος έχει επεκταθεί προς τα έξω. Στον πυρήνα του κόκκινου γίγαντα, το ήλιο συγχωνεύεται προς άνθρακα. Όλα τα αστέρια εξελίσσονται με τον ίδιο τρόπο μέχρι την κόκκινη γιγάντια φάση. Η ποσότητα μάζας ενός αστέρα έχει καθορίσει ποια από τις ακόλουθες διαδρομές κύκλου ζωής θα πάρει από εκεί.

low-high-mass-stars

Ο κύκλος ζωής των τεράστιων άστρων (10 φορές ή περισσότερο του μεγέθους του ήλιου μας) ξεκινά όπως και στα αστέρια χαμηλής μάζας μέσα σε νεφελώματα και εξελίσσονται και ζουν στην Κύρια Ακολουθία. Ωστόσο, οι κύκλοι ζωής τους αρχίζουν να διαφέρουν μετά την φάση του ερυθρού γίγαντα. Ένα τεράστιο αστέρι θα υποστεί μια έκρηξη σουπερνόβα . Εάν το κατάλοιπο αυτής της υπερκαινοφανούς έκρηξης είναι 1,4 έως (περίπου) 3 φορές σαν τη μάζα του Ήλιου μας, θα γίνει αστέρι νετρονίων. Ο πυρήνας ενός τεράστιου αστέρα που έχει μάζα πάνω από (περίπου) 3 φορές τη μάζα του Ήλιου μας μετά την έκρηξη θα κάνει κάτι εντελώς διαφορετικό. Η δύναμη της βαρύτητας υπερνικά τις πυρηνικές δυνάμεις που διατηρούν τα πρωτόνια και τα νετρόνια μαζί μέσα στον πυρήνα.  Έτσι ο πυρήνας καταπίπτει από τη δική του βαρύτητα. Έχει πλέον γίνει μια μαύρη τρύπα που προσελκύει εύκολα κάθε ενέργεια και ύλη που πλησιάζει.

Αυτό που συμβαίνει μεταξύ της κόκκινης γιγάντιας φάσης και της έκρηξης του σουπερνόβα περιγράφεται παρακάτω.

Μόλις τα αστέρια που είναι 5-πλάσια ή και περισσότερο από τον Ήλιο μας φτάνουν στην κόκκινη γιγάντια φάση, η θερμοκρασία του πυρήνα τους αυξάνεται καθώς τα άτομα άνθρακα σχηματίζονται από τη σύντηξη ατόμων ηλίου. Η βαρύτητα συνεχίζει να έλκει τα άτομα του άνθρακα μαζί καθώς αυξάνεται η θερμοκρασία και συνεχίζονται οι πρόσθετες διεργασίες σύντηξης, σχηματίζοντας οξυγόνο, άζωτο και ενδεχομένως σίδηρο.

Όταν ο πυρήνας περιέχει ουσιαστικά μόνο σίδηρο, η σύντηξη στον πυρήνα παύει. Αυτό συμβαίνει επειδή ο σίδηρος είναι το πιο συμπαγές και σταθερό από όλα τα στοιχεία. Χρειάζεται περισσότερη ενέργεια για να σπάσει ο πυρήνας του σιδήρου από οποιοδήποτε άλλο στοιχείο. Η δημιουργία βαρύτερων στοιχείων μέσω της σύντηξης του σιδήρου απαιτεί έτσι τεράστια ενέργεια εισροής και όχι απελευθέρωση ενέργειας. Καθώς η ενέργεια δεν ακτινοβολείται πλέον από τον πυρήνα, σε λιγότερο από ένα δευτερόλεπτο, το άστρο αρχίζει την τελική φάση της βαρυτικής κατάρρευσης . Η θερμοκρασία του πυρήνα ανέρχεται σε πάνω από 100 δισεκατομμύρια βαθμούς καθώς τα άτομα σιδήρου συνθλίβονται. Η απωστική δύναμη μεταξύ των πυρήνων ξεπερνά τη δύναμη της βαρύτητας και ο πυρήνας απομακρύνεται από την καρδιά του αστέρα με ένα κύμα κλονισμού , το οποίο βλέπουμε ως έκρηξη σουπερνόβα.

Καθώς το κύμα κλονισμού συναντά υλικό στα εξωτερικά στρώματα του αστεριού, το υλικό θερμαίνεται υφιστάμενο σύντηξη για να σχηματίσει έτσι νέα στοιχεία και ραδιενεργά ισότοπα. Ενώ πολλά από τα πιο κοινά στοιχεία γίνονται μέσω της πυρηνικής σύντηξης στους πυρήνες των αστεριών, οι ασταθείς συνθήκες της έκρηξης του σουπερνόβα φτιάχνουν πολλά από τα βαρύτερα στοιχεία. Το κύμα κλονισμού προωθεί το υλικό αυτό στο αχανές διάστημα. Το υλικό που εξερράγη μακριά από το αστέρι είναι τώρα γνωστό ως υπόλειμμα υπερκαινοφανών.

Το θερμό υλικό, τα ραδιενεργά ισότοπα, καθώς και ο πυρήνας του απομεμακρυσμένου αστέρα, παράγουν ακτίνες Χ και ακτίνες γάμμα

Περιληπτικά

Γέννηση
• Μέσα σε νέφη αερίων και σκόνης που υπάρχουν σε όλο το σύμπαν, υπό την επίδραση βαρυτικών δυνάμεων, τα νεφελώματα συμπυκνώνονται και στο κέντρο τους δημιουργείται ο πρωταστέρας.
• Από τον πρωταστέρα γεννώνται κατά ομάδες αστέρες που απομακρύνονται από το κέντρο.

Κύρια ακολουθία
• Μετά το σχηματισμό του αστέρα, παράγεται στο κέντρο του (που είναι καυτό και πυκνό) ενέργεια μέσω της πυρηνικής σύντηξης ατόμων υδρογόνου (H ) σε Ήλιο (He).
• Η φάση αυτή ονομάζεται Κύρια Ακολουθία, ξεκινά από την ηλικία 0 και σε αυτήν ο αστέρας θα παραμείνει για το 90% της ζωής του( αστέρια νάνοι)
• Το πόσο θα μείνει το άστρο στην Κύρια Ακολουθία εξαρτάται από την αρχική του μάζα και φωτεινότητα (το ποσό του καυσίμου και το ρυθμό με τον οποίο αυτό καταναλώνεται).

Μετά την Κύρια Ακολουθία
• Τα αστέρια μεγάλης μάζας, καίνε γρήγορα το καύσιμο τους και ζουν μερικές εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια.
• Τα μικρότερα αστέρια, καίνε αργά το καύσιμο τους και ζουν δισεκατομμύρια χρόνια.
• Τα μικρά αστέρια , καθώς εξαντλούν το υδρογόνο στον πυρήνα τους, γίνονται Ερυθροί γίγαντες και καίνε το Ήλιο τους. Απομακρύνουν τα εξωτερικά τους στρώματα και σχηματίζουν έτσι τα πλανητικά νεφελώματα. Αυτό που μένει θα είναι ένας Λευκός Νάνος που θα εξασθενίσουν σε Μαύρους Νάνους.
• Τα μεγάλα αστέρια, θα γίνουν Κόκκινοι Υπεργίγαντες. Ο πυρήνας τους (από σίδηρο) θα καταρρεύσει και θα προκαλέσει έκρηξη Υπερκαινοφαινούς Αστέρας (Super Nova). Η διασκορπισμένη ύλη του θα σχηματίσει Νεφελώματα και ό,τι μείνει θα είναι ένας Αστέρας Νετρονίων (πάλσαρ) ή μια Μαύρη Τρύπα.

Ο Ήλιος μας

Ο ήλιος μας βρίσκεται σήμερα στο στάδιο της κύριας ακολουθίας και θα παραμείνει εκεί, καίγοντας σταθερά το υδρογόνο του για δισεκατομμύρια χρόνια. Τελικά, το υδρογόνο στον πυρήνα θα εξαντληθεί, προκαλώντας συστολή του πυρήνα. Καθώς ο πυρήνας συστέλλεται, η εξωτερική ατμόσφαιρα του ήλιου θα διασταλεί σχηματίζοντας ένα κόκκινο γιγαντιαίο αστέρι περίπου 100 φορές μεγαλύτερο από το σημερινό μέγεθος του Ήλιου και θα παραμείνει σε αυτό το στάδιο για πολλά εκατομμύρια χρόνια.

Ο πυρήνας του τελικά θα καταρρεύσει και θα γίνει ένα λευκό νάνο αστέρι, περίπου στο μέγεθος της Γης μας. Η εξωτερική ατμόσφαιρα στη συνέχεια θα απελευθερωθεί στο διάστημα ως ένα νεφέλωμα αερίου και σκόνης. Στη συνέχεια, μετά από αρκετά εκατομμύρια χρόνια, ο πυρήνας θα ψυχθεί εντελώς καθιστώντας τον μαύρο νάνο αστέρι.

Πηγές: NASA, Wikipedia

About the author

Δ.Μ.

Share