Η εξέλιξη των άστρων και η μάζα τους

Φαίνεται ότι το πιο σημαντικό στοιχείο για τη ζωή και την εξέλιξη ενός άστρου είναι η ποσότητα των υλικών που περιλαμβάνει. Ακόμη και  η εμφάνιση των άστρων στον ουρανό εξαρτάται από την ποσότητα της ύλης που περιλαμβάνουν τη στιγμή που γεννιούνται. Μερικά άστρα γεννιούνται με λιγοστό υδρογόνο, λάμπουν αμυδρά μ’ ένα αδύνατο φως, έχουν μια κοκκινωπή φαιά απόχρωση και επιφανειακή θερμοκρασία 3.000 βαθμών Κελσίου.

 

Άστρα σαν τον ήλιο μας έχουν περισσότερα υλικά, είναι θερμότερα και λάμπουν στους 6.000 βαθμούς μ’ ένα έντονο κιτρινωπό φως. Μερικά άλλα πάλι, έχουν πολλαπλάσια υλικά απ’ ό,τι ο ήλιος, είναι κυανόλευκα με θερμοκρασία 20.000 βαθμών και λάμπουν με την ένταση ενός εκατομμυρίου ήλιων. 

 

Όσο κι αν ψάξουμε δεν πρόκειται να βρούμε άστρα με μάζα μικρότερη από το ένα δέκατο, περίπου, των υλικών που έχει ο ήλιος μας. Γιατί απαιτείται μια ελάχιστη ποσότητα αρχικών αέριων υλικών τα οποία όταν συμπυκνωθούν, δημιουργώντας ένα πρωτοάστρο, θα πρέπει να έχουν αρκετά ισχυρή βαρυτική δύναμη. Η δύναμη αυτή απαιτείται για να δημιουργήσει την απαραίτητη αύξηση της θερμοκρασίας που θα ξεκινήσει τις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις, τη μετατροπή δηλαδή του υδρογόνου σε ήλιο, στον πυρήνα του νέου άστρου. Τα άστρα αυτά καταλήγουν ως «φαιοί νάνοι» και στο τέλος ως «μελανοί νάνοι».

 

Ούτε πρόκειται όμως να βρούμε και άστρα με μάζα μεγαλύτερη από περίπου 50 φορές τη μάζα του ήλιου, για τον ακριβώς αντίθετο λόγο. Η βαρυτική δηλαδή δύναμη των συμπυκνωμένων αερίων του πρωτοάστρου 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.

 

Θεωρητικά, ένα άστρο μπορεί να έχει μάζα μέχρι 70-80 φορές τη μάζα του Ηλίου. Το ανώτερο αυτό όριο επιβάλλεται από την οριακή «λαμπρότητα Eddington». Ο Eddington υπολόγισε ότι άστρα με μεγαλύτερη από αυτήν την οριακή μάζα θα εξέπεμπαν τόσο έντονη ακτινοβολία, που η πίεσή της επί της ύλης θα έδιωχνε μακριά τα εξωτερικά στρώματα του αστεριού υπό μορφή ανέμου σωματιδίων. Έτσι, η τελική μάζα του σχηματιζόμενου αστεριού θα ήταν εντός των επιτρεπόμενων ορίων.

 

Υπάρχουν φυσικά και οι εξαιρέσεις σε ορισμένες ειδικές περιπτώσεις. 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. 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.

 

Η μάζα πάντως του κάθε άστρου δεν καθορίζει μόνο την εμφάνιση που έχει, όταν γεννηθεί. 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.

 

Ένα άστρο ενηλικιώνεται όταν η πίεση της βαρύτητας των εξωτερικών του στρωμάτων εξισορροπείται από την πίεση της ακτινοβολίας και ενέργειας που παράγεται στον πυρήνα του από τις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις που μετατρέπουν το υδρογόνο σε ήλιο. Έτσι το άστρο αυτό παραμένει σε ισορροπία όσο καιρό η καύση του υδρογόνου είναι η μοναδική θερμοπυρηνική αντίδραση που εκτελείται στον πυρήνα του.

 

Κύρια Ακολουθία των άστρων

Η περίοδος αυτή της ωριμότητας ενός άστρου αποτελεί το μεγαλύτερο μέρος της ζωής του, και ονομάζεται από τους αστρονόμους Κύρια Ακολουθία.

 

Στο παρακάτω διάγραμμα αποτυπώνεται όλη η πολυπλοκότητα των διαφόρων ειδών άστρων. Στον οριζόντιο άξονα βρίσκεται η θερμοκρασία του άστρου και η φωτεινότητα του βρίσκεται στην κατακόρυφο. Το διάγραμμα Hertzsprung-Russell ή H-R όπως λέγεται αποκαλύπτει τρεις σημαντικούς σχηματισμούς αστεριών. Ο πιο εντυπωσιακός είναι η ευρεία ζώνη που ξεκινάει από άνω αριστερά (θερμό και φωτεινό άστρο) έως χαμηλά δεξιά (ψυχρό και αμυδρό άστρο). Αυτή η ζώνη, που περιλαμβάνει και τον ήλιο μας, είναι η κύρια ακολουθία και περιλαμβάνει τα αστέρια που παράγουν την ενέργειά τους με τη σύντηξη του υδρογόνου σε ήλιο. Τα αστέρια στην ανώτερη δεξιά γωνία (ψυχρά και φωτεινά) είναι οι ερυθροί γίγαντες.

Τα αστέρια (θερμά και αμυδρά) λέγονται λευκοί νάνοι. Αυτά τα αστέρια δεν κάνουν πλέον συντήξεις και λάμπουν μόνο επειδή ψύχονται αργά. Είναι κάτι σαν αστρικές στάχτες.

 

Ουσιαστικά όλα τα άστρα περιέρχονται σε μια από αυτές τις τρεις κατηγορίες στο διάγραμμα H-R. Μέσα δε στην κύρια ακολουθία, τα θερμότερα αστέρια είναι φωτεινότερα από τα πιο ψυχρά.

 

Η διάρκεια ζωής των άστρων

Απ’ όλα όμως τα άστρα οι τεράστιοι γαλάζιοι γίγαντες είναι άστρα πλούσια σε υλικά και γι’ αυτό είναι ιδιαίτερα σπάταλα. Οι θερμοπυρηνικές τους αντιδράσεις εκτελούνται μ’ έναν ταχύτατο ρυθμό, με αποτέλεσμα να ακτινοβολούν τεράστιες ποσότητες ενέργειας μέσα σε λίγο χρόνο. Γι’ αυτό άλλωστε και η ζωή τους δεν πρόκειται να διαρκέσει πολύ.

.

Ένα άστρο με υλικά 25 ηλιακών μαζών, για παράδειγμα, τα σπαταλάει γρήγορα λάμποντας 80.000 φορές πιο έντονα απ’ ό,τι ο ήλιος, με μια θερμοκρασία 35.000 βαθμών Κελσίου. Γι’ αυτό η ζωή ενός τέτοιου άστρου στην Κύρια Ακολουθία (στην περίοδο δηλαδή της ωριμότητας του) δεν διαρκεί περισσότερο από 3 εκατομμύρια χρόνια. Στην άλλη άκρη, ένα άστρο με το 1/2 της μάζας του ήλιου είναι πολύ πιο συντηρητικό και δαπανά το «καύσιμο» υδρογόνο που έχει με μεγάλη «τσιγκουνιά», με αποτέλεσμα να λάμπει 40 φορές λιγότερο έντονα απ' ό,τι ο ήλιος και να έχει επιφανειακή θερμοκρασία 4.000 Βαθμών Κελσίου. Ένα τέτοιο άστρο θα ζήσει σταθερά στην Κύρια Ακολουθία επί 200 δισεκατομμύρια χρόνια.

 

Σε άστρα με ακόμη μεγαλύτερη μάζα, και με την ίδια διαδικασία της σύντηξης, οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στο κέντρο τους συνεχίζονται, με αποτέλεσμα την επανάληψη του ίδιου κύκλου: καύσης, συστολής του πυρήνα λόγω βαρύτητας, αύξησης της θερμοκρασίας, σύντηξης των υλικών του πυρήνα – και πάλι από την αρχή. Μ' αυτό τον τρόπο το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο, το ήλιο σε βηρύλλιο και άνθρακα κ.ο.κ. σε οξυγόνο, νέον, μαγνήσιο, πυρίτιο, φωσφόρο, αργό, ασβέστιο, και μέχρι το 26ο χημικό στοιχείο, το σίδηρο. Στη συνεχή τους δηλαδή πάλη ενάντια στη βαρύτητα, τ' άστρα «καίνε» διαδοχικά τη «στάχτη» τους, τα προϊόντα δηλαδή της καύσης, των προηγούμενων θερμοπυρηνικών αντιδράσεων. Πρόκειται όμως για μια πάλη που αργά ή γρήγορα θα χάσουν. Γιατί όλα τ’ άστρα κάποια μέρα θα πεθάνουν, θα πεθάνουν ακριβώς επειδή λάμπουν.

 

Άστρα με πέντε ηλιακές μάζες και πάνω καταναλώνουν το καύσιμο υδρογόνο τους φτάνοντας στο στάδιο του κόκκινου γίγαντα μέσα σε μερικές δεκάδες εκατομμύρια χρόνια. Τα άστρα αυτά εξογκώνονται σε πραγματικούς κόκκινους υπεργίγαντες με διάμετρο 500-1.000 φορές τη σημερινή διάμετρο του ήλιου. Στο εσωτερικό ενός τέτοιου κόκκινου υπεργίγαντα οι διεργασίες που συμβαίνουν είναι τέτοιες ώστε όταν φτάσει η στιγμή ν’ αρχίσει η συστολή του, δεν μπορεί να μετατραπεί σε άσπρο νάνο με την απλή εκτόξευση των εξωτερικών του στρωμάτων.

 

Η σουπερνόβα, η μορφή του λείψανου που αφήνει μετά το θάνατο του ένα άστρο εξαρτάται από την ποσότητα των υλικών που περιλαμβάνει όταν γεννηθεί

 

Τέτοιου είδους άστρα αναγκάζονται να εκραγούν με μια τεράστια έκρηξη, που είναι ένα από τα πιο βίαια φαινόμενα στο Σύμπαν. Η έκρηξη αυτή ονομάζεται σουπερνοβα και έχει αποτέλεσμα την κυριολεκτική διάλυση του άστρου που την προκάλεσε. Μια τέτοια έκρηξη παρατηρήθηκε στην Κίνα πριν από περίπου 950 χρόνια κι ήταν η επιθανάτια έκρηξη ενός τεράστιου γέρικου άστρου, που στα τελευταία στάδια της ζωής του μετατράπηκε σε σουπερνοβα. Το άστρο αυτό βρισκόταν σε απόσταση 6.300 ετών φωτός και στη μεγαλύτερη του ένταση έλαμπε με την ισχύ 500 εκατομμυρίων ήλιων. Από τη Γη ο Κινέζος αστρονόμος παρακολούθησε ένα γεγονός που είχε συμβεί πριν από 6.300 χρόνια, γύρω στο 5.200 π.Χ., όταν οι Σουμέριοι εγκαταστάθηκαν στη Μεσοποταμία Στο σημείο εκείνης της έκρηξης τα σύγχρονα τηλεσκόπια μας έχουν αποκαλύψει ένα φωτεινό νεφέλωμα που μοιάζει με κάβουρα και γι’ αυτό ονομάστηκε Νεφέλωμα Καρκίνος και αποτελεί τα υπολείμματα του κατεστραμμένου εκείνου άστρου, που παρ’ όλ’ αυτά λάμπει ακόμη και σήμερα με τη φωτεινότητα 30.000 ήλιων.

 

Ανάλογα με την ποσότητα των υλικών που έχει ένα άστρο τόσο μεγαλύτερη είναι και η έκρηξη που συνοδεύει το θάνατο του, αλλά και τόσο μικρότερη η διάρκεια της ζωής του. Σ’ ένα άστρο με υλικά 25 ηλιακών μαζών, για παράδειγμα, τα αποθέματα του υδρογόνου στον πυρήνα του εξαντλούνται μέσα σε 3 εκατομμύρια χρόνια και το καύσιμο ήλιο σε μερικές χιλιάδες χρόνια. Από εκεί κι έπειτα τα πάντα γίνονται σχεδόν αστραπιαία σε σύγκριση με την όλη διάρκεια της ζωής του. Ο άνθρακας εξαντλείται σε 200 χρόνια, το νέον σ’ ένα χρόνο και μερικοί μόνο μήνες είναι αρκετοί για να «καεί» το οξυγόνο σχηματίζοντας πυρίτιο και θείο. Τελικά το πυρίτιο, μέσα σε μία μόνο ημέρα μεταστοιχειώνεται σε σίδηρο. Σ' αυτό το σημείο η ήρεμη ζωή του άστρου σταματάει και η διαδικασία της μετατροπής του σε σουπερνοβα αρχίζει.