Τα αστέρια γεννιούνται πραγματικά από το stardust, και επειδή τα αστέρια είναι τα εργοστάσια που παράγουν όλα τα βαριά στοιχεία, ο κόσμος μας και όλα σε αυτό προέρχονται επίσης από το stardust.
Σύννεφα από αυτά, αποτελούμενα κυρίως από μόρια αερίου υδρογόνου, επιπλέουν στην αδιανόητη ψυχρότητα του χώρου έως ότου η βαρύτητα τους αναγκάσει να καταρρεύσουν και να σχηματίσουν αστέρια.
Όλα τα αστέρια δημιουργούνται ίσα, αλλά όπως και οι άνθρωποι, έρχονται σε πολλές παραλλαγές. Ο πρωταρχικός καθοριστικός παράγοντας των χαρακτηριστικών ενός αστεριού είναι η ποσότητα της αστρόσκονης που εμπλέκεται στον σχηματισμό του.
Μερικά αστέρια είναι πολύ μεγάλα και έχουν σύντομες, εντυπωσιακές ζωές, ενώ άλλα είναι τόσο μικρά που μόλις είχαν αρκετή μάζα για να γίνουν ένα αστέρι στην πρώτη θέση, και αυτά έχουν εξαιρετικά μεγάλη διάρκεια ζωής. Ο κύκλος ζωής ενός αστεριού, όπως εξηγούν η NASA και άλλες διαστημικές αρχές, εξαρτάται σε μεγάλο βαθμό από τη μάζα.
Τα αστέρια περίπου το μέγεθος του ήλιου μας θεωρούνται μικρά αστέρια, αλλά δεν είναι τόσο μικρά όσο το κόκκινο νάνοι, οι οποίοι έχουν μάζα περίπου το μισό από τον ήλιο και είναι τόσο κοντά στο να είναι αιώνιοι όσο ένα αστέρι μπορεί παίρνω.
Ο κύκλος ζωής ενός αστεριού χαμηλής μάζας όπως ο ήλιος, ο οποίος ταξινομείται ως τύπος G, το κύριο αστέρι ακολουθίας (ή ένας κίτρινος νάνος), διαρκεί περίπου 10 δισεκατομμύρια χρόνια. Αν και αστέρια αυτού του μεγέθους δεν γίνονται σουπερνόβα, τελειώνουν τη ζωή τους με δραματικό τρόπο.
Ο σχηματισμός ενός πρωτοστάτου
Η βαρύτητα, αυτή η μυστηριώδης δύναμη που κρατά τα πόδια μας κολλημένα στο έδαφος και οι πλανήτες περιστρέφονται στις τροχιές τους, είναι υπεύθυνη για το σχηματισμό των αστεριών. Μέσα στα σύννεφα του διαστρικού αερίου και της σκόνης που αιωρούνται γύρω από το σύμπαν, η βαρύτητα συγκεντρώνει μόρια σε μικρές συστάδες, τα οποία απελευθερώνονται από τα γονικά τους σύννεφα για να γίνουν πρωτοστάτες. Μερικές φορές η κατάρρευση προκαλείται από ένα κοσμικό γεγονός, όπως ένα σουπερνόβα.
Λόγω της αυξημένης μάζας τους, τα πρωτότυπα είναι σε θέση να προσελκύσουν περισσότερη ασπίδα. Η διατήρηση της ορμής προκαλεί το υλικό που καταρρέει να σχηματίσει έναν περιστρεφόμενο δίσκο και τη θερμοκρασία αυξάνεται λόγω της αυξανόμενης πίεσης και της κινητικής ενέργειας που απελευθερώνεται από μόρια αερίου που έλκονται από το κέντρο.
Πιστεύεται ότι υπάρχουν αρκετά πρωτότυπα στο Νεφέλωμα του Ωρίωνα, μεταξύ άλλων. Πολύ νεαροί είναι πολύ διάχυτοι για να είναι ορατοί, αλλά τελικά γίνονται αδιαφανείς καθώς ενώνονται. Καθώς αυτό συμβαίνει, η συσσώρευση ύλης παγιδεύει την υπέρυθρη ακτινοβολία στον πυρήνα, η οποία αυξάνει περαιτέρω τη θερμοκρασία και την πίεση, εμποδίζοντας τελικά περισσότερη ύλη να πέσει στον πυρήνα.
Ο φάκελος του αστεριού συνεχίζει να προσελκύει την ύλη και να μεγαλώνει, ωστόσο, μέχρι να συμβεί κάτι απίστευτο.
Ο θερμοπυρηνικός σπινθήρας της ζωής
Είναι δύσκολο να πιστέψουμε ότι η βαρύτητα, η οποία είναι μια συγκριτικά ασθενής δύναμη, θα μπορούσε να προκαλέσει αλυσίδα γεγονότων που οδηγεί σε θερμοπυρηνική αντίδραση, αλλά αυτό συμβαίνει. Καθώς το πρωτόκολλο συνεχίζει να συσσωρεύει την ύλη, η πίεση στον πυρήνα γίνεται τόσο έντονη που το υδρογόνο αρχίζει να συντήκεται στο ήλιο και το πρωτόστρωμα γίνεται αστέρι.
Η έλευση της θερμοπυρηνικής δραστηριότητας δημιουργεί έναν έντονο άνεμο που παλμούς από το αστέρι κατά μήκος του άξονα περιστροφής. Υλικό που κυκλοφορεί γύρω από την περίμετρο του αστεριού εκτοξεύεται από αυτόν τον άνεμο. Αυτή είναι η φάση T-Tauri του σχηματισμού του άστρου, η οποία χαρακτηρίζεται από έντονη επιφανειακή δραστηριότητα, συμπεριλαμβανομένων εκρήξεων και εκρήξεων. Το αστέρι μπορεί να χάσει έως και το 50 τοις εκατό της μάζας του κατά τη διάρκεια αυτής της φάσης, το οποίο για ένα αστέρι το μέγεθος του ήλιου, διαρκεί για μερικά εκατομμύρια χρόνια.
Τελικά, το υλικό γύρω από την περίμετρο του αστεριού αρχίζει να διαλύεται και αυτό που μένει συγκεντρώνεται σε πλανήτες. Ο ηλιακός άνεμος υποχωρεί και το αστέρι καταλήγει σε μια περίοδο σταθερότητας στην κύρια ακολουθία. Κατά τη διάρκεια αυτής της περιόδου, η εξωτερική δύναμη που δημιουργείται από την αντίδραση σύντηξης του υδρογόνου στο ήλιο που συμβαίνει στον πυρήνα εξισορροπεί την εσωτερική έλξη της βαρύτητας και το αστέρι ούτε χάνει ούτε κερδίζει ύλη.
Κύκλος ζωής μικρού αστεριού: Κύρια ακολουθία
Τα περισσότερα από τα αστέρια στον νυχτερινό ουρανό είναι τα κύρια αστέρια ακολουθίας, επειδή αυτή η περίοδος είναι η μακρύτερη μακράν στη διάρκεια ζωής οποιουδήποτε αστεριού. Ενώ βρίσκεται στην κύρια ακολουθία, ένα αστέρι συγχωνεύει το υδρογόνο με ήλιο και συνεχίζει να το κάνει μέχρι να εξαντληθεί το καύσιμο υδρογόνου.
Η αντίδραση σύντηξης συμβαίνει πιο γρήγορα σε τεράστια αστέρια από ό, τι σε μικρότερα, έτσι τα τεράστια αστέρια καίγονται πιο ζεστά, με λευκό ή μπλε φως και καίγονται για μικρότερο χρονικό διάστημα. Ενώ ένα αστέρι το μέγεθος του ήλιου θα διαρκέσει για 10 δισεκατομμύρια χρόνια, ένας εξαιρετικά μεγάλος μπλε γίγαντας θα μπορούσε να διαρκέσει μόνο για 20 εκατομμύρια.
Γενικά, δύο τύποι θερμοπυρηνικών αντιδράσεων εμφανίζονται σε αστέρια κύριας ακολουθίας, αλλά σε μικρότερα αστέρια, όπως ο ήλιος, εμφανίζεται μόνο ένας τύπος: η αλυσίδα πρωτονίων-πρωτονίων.
Τα πρωτόνια είναι πυρήνες υδρογόνου και στον πυρήνα ενός αστεριού, ταξιδεύουν αρκετά γρήγορα για να ξεπεράσουν την ηλεκτροστατική απώθηση και συγκρούονται για να σχηματίσουν πυρήνες ηλίου-2, απελευθερώνοντας β-neutrino και ένα ποζιτρόνιο στη διαδικασία. Όταν ένα άλλο πρωτόνιο συγκρούεται με έναν νέο πυρήνα ηλίου-2, συντήκονται στο ήλιο-3 και απελευθερώνουν ένα γάμμα φωτόνιο. Τέλος, δύο πυρήνες ηλίου-3 συγκρούονται για να δημιουργήσουν έναν πυρήνα ήλιου-4 και δύο ακόμη πρωτόνια, τα οποία συνεχίζουν να συνεχίζουν την αλυσιδωτή αντίδραση, έτσι, συνολικά, η αντίδραση πρωτονίων-πρωτονίων καταναλώνει τέσσερα πρωτόνια.
Μία υπο-αλυσίδα που εμφανίζεται στην κύρια αντίδραση παράγει βηρύλλιο-7 και λίθιο-7, αλλά αυτά είναι μεταβατικά στοιχεία που συνδυάζουν, μετά από σύγκρουση με ένα ποζιτρόνιο, για να δημιουργήσουν δύο πυρήνες ηλίου-4. Μια άλλη υπο-αλυσίδα παράγει βηρύλλιο-8, το οποίο είναι ασταθές και χωρίζεται αυθόρμητα σε δύο πυρήνες ηλίου-4. Αυτές οι υποεπεξεργασίες αντιπροσωπεύουν περίπου το 15% της συνολικής παραγωγής ενέργειας.
Post-Main Sequence - Τα Χρυσά Χρόνια
Τα χρυσά χρόνια στον κύκλο ζωής ενός ανθρώπου είναι εκείνα στα οποία η ενέργεια αρχίζει να εξασθενεί και το ίδιο ισχύει για ένα αστέρι. Τα χρυσά χρόνια για ένα αστέρι χαμηλής μάζας συμβαίνουν όταν το αστέρι έχει καταναλώσει όλο το καύσιμο υδρογόνου στον πυρήνα του, και αυτή η περίοδος είναι επίσης γνωστή ως μετα-κύρια ακολουθία. Η αντίδραση σύντηξης στον πυρήνα σταματά και το εξωτερικό κέλυφος ηλίου καταρρέει, δημιουργώντας θερμική ενέργεια καθώς η δυνητική ενέργεια στο κέλυφος που καταρρέει μετατρέπεται σε κινητική ενέργεια.
Η επιπλέον θερμότητα αναγκάζει το υδρογόνο στο κέλυφος να αρχίσει να συντήκεται ξανά, αλλά αυτή τη φορά, η αντίδραση παράγει περισσότερη θερμότητα από ό, τι όταν συνέβη μόνο στον πυρήνα.
Η σύντηξη του στρώματος κελύφους υδρογόνου ωθεί τις άκρες του αστεριού προς τα έξω και η εξωτερική ατμόσφαιρα διαστέλλεται και ψύχεται, μετατρέποντας το αστέρι σε έναν κόκκινο γίγαντα. Όταν αυτό συμβαίνει στον ήλιο σε περίπου 5 δισεκατομμύρια χρόνια, θα επεκτείνει τη μισή απόσταση από τη Γη.
Η επέκταση συνοδεύεται από αυξημένες θερμοκρασίες στον πυρήνα καθώς περισσότερο ήλιο απορρίπτεται από τις αντιδράσεις σύντηξης υδρογόνου που συμβαίνουν στο κέλυφος. Ζεσταίνεται τόσο πολύ που η σύντηξη ηλίου αρχίζει στον πυρήνα, παράγοντας βηρύλλιο, άνθρακα και οξυγόνο, και μόλις ξεκινήσει αυτή η αντίδραση (που ονομάζεται φλας ήλιο), εξαπλώνεται γρήγορα.
Αφού εξαντληθεί το ήλιο στο κέλυφος, ο πυρήνας ενός μικρού αστεριού δεν μπορεί να παράγει αρκετή θερμότητα για να συντήξει τα βαρύτερα στοιχεία που έχουν δημιουργηθεί και το κέλυφος που περιβάλλει τον πυρήνα καταρρέει ξανά. Αυτή η κατάρρευση δημιουργεί σημαντική ποσότητα θερμότητας - αρκετή για να ξεκινήσει η σύντηξη ηλίου στο κέλυφος - και η νέα Η αντίδραση ξεκινά μια νέα περίοδο επέκτασης κατά την οποία η ακτίνα του αστεριού αυξάνεται έως και 100 φορές την αρχική της ακτίνα κύκλου.
Όταν ο ήλιος μας φτάσει σε αυτό το στάδιο, θα επεκταθεί πέρα από την τροχιά του Άρη.
Τα αστέρια με ηλιακό μέγεθος επεκτείνονται για να γίνουν πλανητικοί νεφελώματα
Οποιαδήποτε ιστορία του κύκλου ζωής ενός αστεριού για παιδιά πρέπει να περιλαμβάνει μια εξήγηση των πλανητικών νεφελωμάτων, επειδή είναι μερικά από τα πιο εντυπωσιακά φαινόμενα στο σύμπαν. Ο όρος πλανητικό νεφέλωμα είναι εσφαλμένο, επειδή δεν έχει καμία σχέση με τους πλανήτες.
Είναι το φαινόμενο που είναι υπεύθυνο για τις δραματικές εικόνες του Μάτι του Θεού (το Νεφέλωμα της Έλικας) και άλλων παρόμοιων εικόνων που ζουν στο Διαδίκτυο. Αντί να είναι πλανητικός στη φύση, ένα πλανητικό νεφέλωμα είναι η υπογραφή του θανάτου ενός μικρού αστεριού.
Καθώς το αστέρι επεκτείνεται στη δεύτερη κόκκινη γιγαντιαία φάση, ο πυρήνας καταρρέει ταυτόχρονα σε ένα εξαιρετικά ζεστό λευκό νάνος, που είναι ένα πυκνό κατάλοιπο που έχει το μεγαλύτερο μέρος της μάζας του αρχικού αστεριού συσκευασμένο σε μέγεθος Γης σφαίρα. Ο λευκός νάνος εκπέμπει υπεριώδη ακτινοβολία που ιονίζει το αέριο στο αναπτυσσόμενο κέλυφος, παράγοντας δραματικά χρώματα και σχήματα.
Αυτό που μένει είναι ένας Λευκός Νάνος
Τα πλανητικά νεφελώματα δεν έχουν μεγάλη διάρκεια, εξαφανίζονται σε περίπου 20.000 χρόνια. Το αστέρι του λευκού νάνου που παραμένει μετά την εξάλειψη ενός πλανητικού νεφελώματος, ωστόσο, έχει πολύ μεγάλη διάρκεια. Είναι βασικά ένα κομμάτι άνθρακα και οξυγόνου αναμεμιγμένο με ηλεκτρόνια που συσκευάζονται τόσο σφιχτά που λέγεται ότι είναι εκφυλισμένα. Σύμφωνα με τους νόμους της κβαντικής μηχανικής, δεν μπορούν να συμπιεστούν περισσότερο. Το αστέρι είναι ένα εκατομμύριο φορές πιο πυκνό από το νερό.
Δεν παρατηρούνται αντιδράσεις σύντηξης μέσα σε έναν λευκό νάνο, αλλά παραμένει ζεστό λόγω της μικρής επιφάνειας, που περιορίζει την ποσότητα ενέργειας που εκπέμπει. Θα κρυώσει τελικά για να γίνει ένα μαύρο, αδρανές κομμάτι άνθρακα και εκφυλισμένα ηλεκτρόνια, αλλά αυτό θα διαρκέσει 10 έως 100 δισεκατομμύρια χρόνια. Το σύμπαν δεν είναι αρκετά παλιό για να έχει συμβεί αυτό.
Η μάζα επηρεάζει τον κύκλο ζωής
Ένα αστέρι το μέγεθος του ήλιου θα γίνει λευκός νάνος όταν καταναλώνει καύσιμο υδρογόνου, αλλά ένα με μάζα στον πυρήνα του 1,4 φορές το μέγεθος του ήλιου βιώνει μια διαφορετική μοίρα.
Τα αστέρια με αυτήν τη μάζα, η οποία είναι γνωστή ως το όριο Chandrasekhar, συνεχίζουν να καταρρέουν, επειδή η δύναμη της βαρύτητας είναι αρκετή για να ξεπεράσει την εξωτερική αντίσταση του εκφυλισμού ηλεκτρονίων. Αντί να γίνουν λευκοί νάνοι, γίνονται αστέρια νετρονίων.
Δεδομένου ότι το όριο μάζας Chandrasekhar ισχύει για τον πυρήνα αφού το αστέρι ακτινοβολήσει μεγάλο μέρος της μάζας του μακριά, και αφού η χαμένη μάζα είναι σημαντικό, το αστέρι πρέπει να έχει περίπου οκτώ φορές τη μάζα του ήλιου πριν εισέλθει στην κόκκινη γιγαντιαία φάση για να γίνει ένα αστέρι νετρονίων.
Τα κόκκινα αστέρια νάνων είναι εκείνα με μάζα από μισό έως τρία τέταρτα μιας ηλιακής μάζας. Είναι τα πιο δροσερά από όλα τα αστέρια και δεν συσσωρεύουν τόσο πολύ ήλιο στους πυρήνες τους. Κατά συνέπεια, δεν επεκτείνονται για να γίνουν κόκκινοι γίγαντες όταν έχουν εξαντλήσει τα πυρηνικά τους καύσιμα. Αντ 'αυτού, συστέλλονται απευθείας σε λευκούς νάνους χωρίς την παραγωγή πλανητικού νεφελώματος. Επειδή αυτά τα αστέρια καίγονται τόσο αργά, ωστόσο, θα χρειαστεί πολύς χρόνος - ίσως έως και 100 δισεκατομμύρια χρόνια - προτού ένα από αυτά υποστεί αυτήν τη διαδικασία.
Αστέρια με μάζα μικρότερη από 0,5 ηλιακές μάζες είναι γνωστά ως καφέ νάνοι. Δεν είναι πραγματικά αστέρια καθόλου, γιατί όταν σχηματίστηκαν, δεν είχαν αρκετή μάζα για να ξεκινήσουν τη σύντηξη υδρογόνου. Οι δυνάμεις συμπίεσης της βαρύτητας παράγουν αρκετή ενέργεια για να ακτινοβολήσουν τέτοια αστέρια, αλλά είναι με ένα μόλις αντιληπτό φως στο πολύ κόκκινο άκρο του φάσματος.
Επειδή δεν υπάρχει κατανάλωση καυσίμου, δεν υπάρχει τίποτα που να εμποδίζει ένα τέτοιο αστέρι να μείνει ακριβώς όπως είναι όσο διαρκεί το σύμπαν. Θα μπορούσε να υπάρχει ένα ή πολλά από αυτά στην άμεση γειτονιά του ηλιακού συστήματος, και επειδή λάμπουν τόσο αμυδρά, δεν θα ξέραμε ποτέ ότι ήταν εκεί.