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. 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.
Αυτό το στάδιο διαρκεί κατά προσέγγιση 50 εκατομμύρια χρόνια.
Η δημιουργία του πρωτοάστρου
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.
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.
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.
Πηγές: NASA, Wikipedia, Ιστοσελίδα Ινστιτούτου Αστρονομίας και Αστροφυσικής
