Πλήρης κύκλος ζωής ενός αστεριού

Τα αστέρια αποτελούνται κυρίως από αέρια υδρογόνου και ηλίου. Διαφέρουν δραματικά σε μέγεθος, φωτεινότητα και θερμοκρασία και ζουν για δισεκατομμύρια χρόνια, μεταβαίνοντας σε διάφορα στάδια. Ο ήλιος μας είναι ένα τυπικό αστέρι, ένα από τα εκατοντάδες δισεκατομμύρια που απορρίπτει τον Γαλαξία μας.

Ο κύκλος ζωής ενός αστεριού αποτελείται από μια σειρά καλά καθορισμένων σταδίων.

Τα αστέρια γεννιούνται σε μεγάλα γαλαξιακά «φυτώρια» που ονομάζονται νεφελώματα, μια λατινική λέξη που σημαίνει σύννεφο. Τα νεφελώματα είναι πυκνά σύννεφα σκόνης και αερίου που μπορούν να δημιουργήσουν εκατοντάδες αστέρια. Σε ορισμένες περιοχές ενός νεφελώματος, το αέριο και η σκόνη συγκεντρώνονται ως συσσωματώματα.

Ένα νέο αστέρι προκύπτει όταν μία από αυτές τις συστάδες συσσωρεύει τόσο μεγάλη μάζα που καταρρέει κάτω από τη δύναμη της δικής της βαρύτητας. Η αυξημένη πυκνότητα του συμπυκνωμένου νέφους αναγκάζει τη θερμοκρασία του να αυξηθεί σημαντικά. Τελικά, η θερμοκρασία γίνεται τόσο υψηλή που συμβαίνει η πυρηνική σύντηξη, σχηματίζοντας ένα «βρέφος» αστέρι που ονομάζεται πρωτόστατο.

Μόλις ένα πρωτόστρωμα συγκεντρώσει αρκετή μάζα από τα γύρω σύννεφα αερίου και σκόνης, γίνεται ένα βασικό αστέρι ακολουθίας. Τα κύρια αστέρια αλληλουχούν συνθέτουν άτομα υδρογόνου για να δημιουργήσουν ήλιο σε μια διαδικασία γνωστή ως πυρηνική σύντηξη. Τα αστέρια μπορούν να υπάρχουν σε αυτό το στάδιο για δισεκατομμύρια χρόνια. Ο ήλιος μας βρίσκεται επί του παρόντος στο κύριο στάδιο της ακολουθίας του.

Η φωτεινότητα ενός αστεριού εξαρτάται σε μεγάλο βαθμό από τη μάζα του. Όσο πιο μεγάλο είναι ένα κύριο αστέρι ακολουθίας, τόσο μεγαλύτερη φωτεινότητα θα επιδείξει. Το χρώμα ενός κύριου αστεριού ακολουθίας είναι μια ένδειξη της θερμοκρασίας του αστεριού. Τα θερμότερα αστέρια θα εμφανίζονται μπλε ή άσπρα και τα πιο δροσερά αστέρια εμφανίζονται κόκκινα ή πορτοκαλί. Η μάζα ενός αστεριού θα επηρεάσει επίσης τη διάρκεια ζωής του. Όσο μεγαλύτερη μάζα έχει ένα αστέρι, τόσο μικρότερη θα είναι η διάρκεια ζωής του.

Μετά από καύση για δισεκατομμύρια χρόνια, ένα κύριο αστέρι ακολουθίας θα εξαντλήσει τελικά την τροφοδοσία καυσίμου καθώς το μεγαλύτερο μέρος του υδρογόνου του μετατρέπεται σε ήλιο μέσω πυρηνικής σύντηξης. Σε αυτό το σημείο στον κύκλο ζωής ενός αστεριού, η περίσσεια ηλίου προκαλεί αύξηση της θερμοκρασίας του αστεριού. Όταν συμβεί αυτό, το αστέρι θα επεκταθεί για να γίνει ένας κόκκινος γίγαντας.

Οι κόκκινοι γίγαντες έχουν έντονο κόκκινο χρώμα. Είναι επίσης μεγαλύτερα και πολύ πιο φωτεινά από τα κύρια αστέρια ακολουθίας. Καθώς ο πυρήνας του κόκκινου γίγαντα συνεχίζει να καταρρέει κάτω από τη δύναμη της βαρύτητας, θα γίνει αρκετά πυκνό για να μετατρέψει την εναπομένουσα παροχή ηλίου σε άνθρακα. Αυτό συμβαίνει σε μια περίοδο περίπου 100 εκατομμυρίων ετών, έως ότου έρθει η ώρα να πεθάνει το αστέρι. Ακριβώς όπως η μάζα θα υπαγορεύσει τη φωτεινότητα ενός άστρου, θα καθορίσει επίσης τον τρόπο του θανάτου ενός άστρου.

Τα κύρια αστέρια ακολουθίας που έχουν χαμηλότερες μάζες τελικά γίνονται λευκοί νάνοι. Μόλις ένας κόκκινος γίγαντας έχει καεί μέσω της παροχής ηλίου, το αστέρι θα χάσει τη μάζα. Ο υπόλοιπος πυρήνας του άνθρακα θα συνεχίσει να ψύχεται και να μειώνεται στη φωτεινότητα για δισεκατομμύρια χρόνια έως ότου γίνει λευκός νάνος.

Τελικά, το λευκό νάνο αστέρι θα σταματήσει να παράγει ενέργεια εντελώς και να σκοτεινιάσει για να γίνει ένας μαύρος νάνος. Τα λευκά νάνοι αστέρια είναι μικρότερα, πυκνότερα και λιγότερο φωτεινά από τα κόκκινα γιγαντιαία αστέρια. Η πυκνότητα των λευκών νάνων είναι τόσο μεγάλη που ένα κουτάλι από λευκό νάνο θα ζυγίζει αρκετούς τόνους.

Τα κύρια αστέρια ακολουθίας που έχουν υψηλότερες μάζες προορίζονται να πεθάνουν σε δραματικές και βίαιες εκρήξεις που ονομάζονται σουπερνόβα. Μόλις αυτά τα αστέρια έχουν καεί μέσω της παροχής ηλίου, ο υπόλοιπος πυρήνας άνθρακα μετατρέπεται τελικά σε σίδηρο. Αυτός ο σίδηρος πυρήνας θα καταρρεύσει κάτω από το βάρος του μέχρι να φτάσει σε ένα σημείο όπου η ύλη αρχίζει να αναπηδά από την επιφάνειά της.

Όταν συμβαίνει αυτό, συμβαίνει μια τεράστια έκρηξη που θα δημιουργήσει μια λαμπρή λάμψη φωτός που μερικές φορές μπορεί να ισοδυναμεί με τη φωτεινότητα ενός ολόκληρου γαλαξία αστεριών. Κατά τη διάρκεια ορισμένων εκρήξεων σουπερνόβα, πρωτόνια και ηλεκτρόνια θα συνδυαστούν για να σχηματίσουν νετρόνια. Αυτό με τη σειρά του οδηγεί στο σχηματισμό εξαιρετικά πυκνών αστεριών που ονομάζονται αστέρια νετρονίων.