ΠΑΥΛΟΣ ΒΟΥΛΟΥΒΟΥΤΗΣ «Αστρα γέννηση εξέλιξη θάνατος.»

 Εισαγωγή

    Μια καθαρή νύχτα χωρίς φεγγάρι και μακριά απ’ τα φώτα της πόλης, ένας φυσιολογικός άνθρωπος, οπλισμένος με αρκετή υπομονή, θα μπορούσε να μετρήσει 6000 άστρα. Με ένα μικρό τηλεσκόπιο ο αριθμός αυτός θα ανέβαινε στις 300000 περίπου. Υπολογίζεται ότι υπάρχουν 100-200 δισεκατομμύρια άστρα στον Γαλαξία μας και 100-200 δισεκατομμύρια γαλαξίες στο ορατό Σύμπαν. Καταλαβαίνουμε λοιπόν, ότι  τα άστρα δεν είναι μόνο πάρα πολλά, αλλά είναι πολύ περισσότερα απ’ όσο μπορούμε να φανταστούμε. Ωστόσο οι αριθμοί που αναφέραμε δεν απέχουν και πολύ από την αλήθεια.

    Είναι φυσικό, εφ’ όσον μέχρι την εποχή της εισαγωγής του τηλεσκοπίου ήταν ορατά μόνο λίγα άστρα, η αστρονομία, σ’ αυτή την εμβρυϊκή της ηλικία, να ασχοληθεί με αυτά και μόνο, κάνοντας υποθέσεις επί υποθέσεων. Ακόμη και σήμερα, που οι γνώσεις μας έχουν πολλαπλασιασθεί, ένα μεγάλο μέρος των αστρονόμων ασχολείται με τη μελέτη και ταξινόμηση των αστέρων, βελτιώνοντας θεωρίες και προσθέτοντας καινούργιες. Άλλωστε η λέξη που αφορά το χόμπι μας, προέρχεται από την προσπάθεια ανακάλυψης των νόμων των άστρων.

Ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία

   Η μόνη πληροφορία, που μπορεί να μας έρθει από αστρικά σώματα, γαλαξίες και γενικότερα το Σύμπαν, είναι ηλεκτρομαγνητικής φύσεως. Φυσικά εννοούμε το φως και μάλιστα είτε ορατό είτε αόρατο φως. Ξέρουμε ήδη, ότι λαμβάνοντας το φως σαν κύμα, το φάσμα εκτείνεται από το μήκος κύματος των χιλιομέτρων σ’ αυτό των πικομέτρων. Σήμερα αναλύοντας και παρατηρώντας αυτό το φως σε όλα τα μήκη κύματος, μπορούμε να πάρουμε πάρα πολλές πληροφορίες και ενδεικτικά θα αναφέρουμε μερικές.

1) Τη θερμοκρασία ενός άστρου, 2) τη χημική του σύσταση ποιοτικά και ποσοτικά (ή ακριβέστερα τη σύσταση της ατμόσφαιράς του), 3) την ακτινική του ταχύτητα, 4) το ρυθμό περιστροφής του, 5) την ύπαρξη και ισχύ του μαγνητικού του πεδίου. 6) το μέγεθός του,7) τη φωτεινότητά του και άλλα στοιχεία.

    Απ’ όλα αυτά γνωρίζουμε, ότι υπάρχουν άστρα θερμοκρασίας από λίγους βαθμούς Kelvin έως 50000⁰ Κ ή πιθανόν και 1000000⁰ Κ. Άστρα μεγέθους μικρότερου της Γης, έως και μεγα-λύτερου του Ηλιακού συστήματος. Άστρα με φωτεινότητα 1000000 φορές αυτής του ΄Ηλιου, άστρα κόκκινα σα μισοσβυσμένα κάρβουνα και ιώδη. Ανακαλύψαμε ότι ο Betelguese αυξο-μειώνει την ακτίνα του κατά 270 εκατομμ. Km. Και βρήκαμε άστρα, ένα κουταλάκι από την ύλη των οποίων, μπορεί να ζυγίζει 1 δισεκατομμ. τόνους. Και αυτά είναι μόνο μερικά ελάχιστα, απ’ όσα μας έχει αποκαλύψει το φως που έρχεται απ’ τα άστρα.

Ταξινόμηση

    Φυσική λοιπόν είναι η προσπάθεια των αστρονόμων να κατηγοριοποιήσουν τα άστρα. Αυτή η ταξινόμηση μπήκε σε γερές βάσεις από την εποχή της ανακάλυψης του τηλεσκοπίου και εμπλουτίσθηκε, καθώς εισήχθη στην έρευνα το φασματοσκόπιο, και εμπλουτίζεται με πολύ ταχύτερους ρυθμούς σήμερα, με μελέτες που γίνονται σε όλο το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα από επίγεια και τροχιακά τηλεσκόπια.

    Μπορούμε ίσως ν’ αρχίσουμε από το 1864 όταν ο William Huggins ανακοίνωσε ότι «τα άστρα, όσο κι αν διαφέρουν μεταξύ τους, αποτελούνται από τα ίδια υλικά που υπάρχουν στο Ηλιακό μας σύστημα και είναι κατασκευασμένα πάνω στο σχέδιο του Ήλιου μας». Το 1868 ο πατήρ Angelo Secchi χώρισε τα άστρα σε 4 κατηγορίες ανάλογα με το φάσμα τους. Έτσι υπήρχαν η Ι κατηγορία με κυανόλευκα άστρα (Σείριος) και ισχυρές γραμμές υδρογόνου, η ΙΙ με κιτρινοπορτοκαλί άστρα (Ήλιος)  και γραμμές μετάλλων (Fe κλπ), η ΙΙΙ με φαρδιές λωρίδες στο φάσμα και πορτοκαλοκόκκινο χρώμα και η IV με βαθύ κόκκινο χρώμα και φαρδιές λωρίδες άνθρακα.

    Το 1890 ο Edward Pickering με τη Williamina Fleming ταξινόμησε τα άστρα με τα πρώτα 13 γράμματα του αγγλικού αλφαβήτου παραλείποντας τα I και J για αποφυγή συγχύσεων, ενώ το 1897 η Antonia Maury τα ταξινόμησε σε 22 ομάδες με λατινικούς αριθμούς και όρισε υποομάδες χρησιμοποιώντας τα γράμματα a, b και c. Γύρω στο 1900 η Annie Jump Cannon ταξινόμησε τα άστρα στις ομάδες O,B,A,F,G,K,M κατά φθίνουσα επιφανειακή θερμοκρασία από 50000 έως 3000⁰Κ και σε υποομάδες από το 1 ως το 9. Π.Χ. ο Ήλιος είναι ένας G2 αστέρας. Αργότερα προστέθηκαν οι τύποι R και Ν. Η ταξινόμηση αυτή έμεινε στην ιστορία ως «ταξινόμηση κατά Henry Draper», από τον κατάλογο των 225300 αστέρων που δημοσίευσε σε 9 τόμους ο τελευταίος κατά το 1918. Αργότερα προστέθηκαν άλλα 130000 άστρα ενώ σήμερα είναι καταλογογραφημένα πολλά εκατομμύρια αστέρων. Γενικά το σύστημα της Cannon ακολουθείται και σήμερα με την προσθήκη κατηγοριών αστέρων με εξωτικά ονόματα όπως Κηφείδες, T Tauri, RR Lyrae κλπ. 

 Το 1905 ο Δανός Ejnar Herzprung υπέθεσε ότι τα ερυθρά άστρα είναι και τα πιο αμυδρά. Έβαλε τα άστρα, που είχαν ταξινομηθεί, σε ένα διάγραμμα με συντεταγμένες το χρώμα και το απόλυτο μέγεθός τους και βρήκε ότι τα περισ-σότερα πέφτουν σε μια στενή λωρίδα που ονόμασε «κύρια ακολουθία» (ΚΑ). Υπήρχε ακόμα μια ομάδα στο επάνω δεξιά τμήμα του διαγράμματος που ονομάστηκαν «ερυθροί γίγαντες». Την ίδια εποχή ο Henry Russel έφτασε ανεξάρτητα στο ίδιο διάγραμμα και βλέποντας ότι άστρα ίδιας επιφανειακής θερμοκρασίας είχαν κατά πολύ διαφορετική λαμπρότητα, δέχθηκε ότι οι διαφορές στη λαμπρότητα οφείλονται στις διαφορετικές διαστάσεις των άστρων. Το διάγραμμα που δημοσιεύθηκε από τους δυο αστρονόμους χωριστά έχει μείνει στην ιστορία ως «διάγραμμα H-R» και αποτελεί τη βάση της ταξινόμησης των αστέρων σήμερα.

Καιόμενες σφαίρες

    Ένα άλλο ερώτημα, που απασχολούσε τους επιστήμονες, ήταν η προέλευση της ενέργειας που εκπέμπεται από τον Ήλιο και τα υπόλοιπα άστρα. Επί παραδείγματι, αν ο Ήλιος ήταν μια σφαίρα από κάρβουνο που καίγεται, η ακτινοβολία του μόλις που θα επαρκούσε για 10000 χρόνια. Ακόμη αν ακτινοβολούσε συρρικνωνόμενος, μετατρέποντας βαρυτική ενέργεια σε φως, θα έλαμπε για μερικές δεκάδες εκατομμύρια χρόνια, ενώ η Γη θα ήταν σαφώς αρχαιότερη. Στην αυγή του 20_ου αιώνα η ηλικία της Γης προσδιοριζόταν στο 1 δισεκατομμ. χρόνια (σήμερα 4,6 δισεκατομμ. χρόνια) και αυτό δημιουργούσε μια αντίφαση.

    Μόνο με την εισαγωγή της κβαντικής μηχανικής στην επιστημονική σκέψη, μπορέσαμε να διερευνήσουμε τη δομή του ατομικού πυρήνα και να καταλήξουμε στο συμπέρασμα, ότι η ενέργεια των άστρων προέρχεται από αντιδράσεις βαθειά στο εσωτερικό τους, οι οποίες μετατρέπουν μάζα απ’ ευθείας σε ενέργεια, σύμφωνα με την εξίσωση E=mc². Πρωτεργάτες σ’ αυτή την προσέγγιση ήταν οι Fritz Houtermans και Robert Atkinson του πανεπιστημίου του Goetingen, οι οποίοι το 1929 έδειξαν, ότι σε πολύ υψηλές θερμοκρασίες (εκατομμυρίων βαθμών Kelvin), το υδρογόνο θα μπορούσε να συντηχθεί στο βαρύτερο ήλιο απελευθερώνοντας τεράστιες ποσότητες ενέργειας.

     Σήμερα γνωρίζουμε ότι υπάρχουν τουλάχιστο 3 πυρηνικοί μηχανισμοί που μπορούν να απελευθερώσουν σε συνθήκες υψηλής θερμοκρασίας και πίεσης που επικρατούν στους πυρήνες των άστρων.

 Ι. Η αντίδραση πρωτονίου – πρωτονίου¹.

ΙΙ. Ο κύκλος του άνθρακα².

ΙΙΙ. Η τριπλή αντίδραση άλφα³.

Η πρώτη αντίδραση επισυμ-βαίνει σε κέντρα αστέρων «χαμηλής» θερμοκρασίας έως 15 εκατομμ. βαθμούς Kelvin, η δεύτερη από 15 έως 100 εκατομμ. και η τρίτη άνω των 100 εκατομμ. βαθμών. Το ποσοστό της μάζας που μετατρέπεται σε ενέργεια είναι 0,7% και είναι αρκετό για να κάνει τα άστρα να λάμ-πουν για δισεκατομμύρια χρόνια και, όπως θα δούμε παρακάτω, όσο περισσότερο υλικό έχει ένα άστρο (υδρο-γόνο και ήλιο) τόσο λιγότερο ζει, αντίθετα με τη φυσική μας διαίσθηση.

Η ζωή των άστρων  Γέννηση

 

      Ανάμεσα στα άστρα των γαλαξιών, μετρώντας εκατοντάδες έτη φωτός σε διάμετρο, υπάρχουν νέφη μοριακού υδρογόνου κυρίως, με προσμίξεις ηλίου και ελάχιστες ποσότητες «μετάλλων», υπό μορφή σκόνης με διάμετρο κόκκων μερικά μικρά (1 μικρό= 1 εκατομμυριοστό του μέτρου). Τα νέφη αυτά κινούνται γύρω από τα κέντρα των γαλαξιών, όπως και τα άστρα, και μπορούν να περιέχουν μάζα ίση με χιλιάδες ως και εκατομμύρια φορές αυτή; του Ήλιου. Η θερμοκρασία τους είναι περίπου 30⁰ Kelvin.

      Κάποια στιγμή όμως τα νέφη αυτά μπορεί να «καταρρεύσουν» εξ αιτίας κάποιου εξωτερικού παράγοντα. Η «κατάρρευση» αυτή νοείται σα συμπύκνωση των αερίων, που προαναφέραμε, σε τεράστιες μπάλες ψυχρών αερίων, μέχρι το κέντρο τους να φθάσει σε μια κρίσιμη πυκνότητα. Άπαξ και επιτευχθεί η πυκνότητα αυτή, η κατάρρευση συνεχίζεται υπό την επίδραση της ιδιοβαρύτητας της σφαίρας. Δηλαδή ο πυρήνας της σφαίρας με την κρίσιμη πυκνότητα αρχίζει να απορροφά αέριο από το περιβάλλον καθιστάμενος πυκνότερος και βαρύτερος. Εξωτερικά αίτια τα οποία συμπιέζουν τα νέφη αυτά, θα μπορούσαν να είναι εκρήξεις supernovae,των οποίων η πίεση ακτινοβολίας θα μπορούσαν να συμπιέσουν ένα νέφος μέχρι του σημείου της κρίσιμης πυκνότητας. Ένα άλλο αίτιο που προτείνεται είναι η διαδοχική συμπίεση, που υφίστανται τα νέφη, ενώ διασχίζουν τους σπειροειδείς βραχίονες των γαλαξιών κατά την περιστροφή τους γύρω από τα γαλαξιακά κέντρα. Πράγματι, φαίνεται πως δυναμικές γραμμές που ξεκινούν από τα κέντρα των γαλαξιών και διασχίζουν τους βραχίονες, κάνουν τα νέφη (και τα άστρα) να χάνουν ταχύτητα και να συμπιέζονται, μέχρι να περάσουν την περιοχή αυτής της διαταραχής.

     Όποιο κι αν είναι το αίτιο, από τη στιγμή που θα δημιουργηθούν οι πυρήνες της κρίσιμης πυκνότητας, θα απορροφούν συνεχώς υλικό από το μητρικό νέφος, θα συστέλλονται ανεβάζοντας τη θερμοκρασία τους και την πίεσή τους και θα γίνονται όλο και βαρύτεροι. Έχουμε μια θετική ανάδραση με τα παραπάνω χαρακτηριστικά⁴. Ο πυρήνας ενός «πρωτοαστέρα» που συμπυκνώ-νεται μόνο από τη δύναμη της ιδιοβαρύτητάς του, θα φαίνεται σαν ένα σκοτεινό σφαιρίδιο (σφαιρίδιο του Bock) στα οπτικά μήκη κύματος και σαν φωτεινό σφαιρίδιο στα υπέρυθρα μήκη λόγω της αυξημένης κεντρικής θερμοκρασίας. Σε μερικές δεκάδες εκατομμύρια χρόνια η θερμοκρασία του πυρήνα ανεβαίνει στα 15 εκατομμ. βαθμούςKelvin, που είναι αρκετή για να αρχίσει η πυρηνική αντίδραση πρωτονίου – πρωτονίου και η παραγόμενη ακτινοβολία την περαιτέρω συστολή του άστρου, ενώ ταυτόχρονα «φυσά» μακριά τα υπολείμματα του αρχικού νέφους και σκόνης. Ο αστέρας αρχίζει να λάμπει στο στερέωμα και εισέρχεται στην ΚΑ όπου θα περάσει ένα μεγάλο ή μικρό μέρος της υπόλοιπης ζωής του.

      Το άστρο που θα προκύψει απ’ αυτή τη διαδικασία θα περιστρέφεται γρήγορα ή αργά ανάλογα με τη στροφορμή της συγκεκριμένης περιοχής του αρχικού νέφους, θα έχει ασθενές ή ισχυρό μαγνητικό πεδίο ανάλογο αυτού του μητρικού νέφους και αντιστρόφως ανάλογα με τη μάζα του θα ζήσει πολλές δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια ή λίγες εκατοντάδες εκατομμύρια. Εδώ θα πρέπει να αναφερθεί, ότι η κατάρρευση του μεσοαστρικού νέφους γεννά άστρα σε σμήνη (μεγάλα ή μικρά), τα οποία με την πάροδο του χρόνου διαλύονται, και ότι τα άστρα γεννώνται σε διπλά ή πολλαπλά συστήματα συνήθως, δηλ. συστήματα 2 ή περισσοτέρων αστέρων βαρυτικά συνεζευγμένων μεταξύ τους. Τα 2/3 των ορατών αστέρων του Γαλαξία ανήκουν σε παρόμοια συστήματα.

Ζωή και θάνατος των αστέρων

       Η ζωή και το τέλος των άστρων είναι άμεση συνέπεια της μάζας που έχουν αυτά κατά τη στιγμή που μπαίνουν στην ΚΑ. Για το λόγο αυτό θα χωρίσουμε αυτή την ενότητα σε 5 υποενότητες.

1.      Άστρα πολύ μικρής μάζας < 10% του Ήλιου.

2.      Άστρα μάζας από 10% - 30% του Ήλιου.

3.      Άστρα μάζας από 30% έως 1 Ηλιακή.

4.      Άστρα μάζας από 2 – 5 Ηλιακές.

5.      Άστρα μάζας > από 5 Ηλιακές μάζες.

Άστρα μάζας < 10% του Ήλιου

      Δεν έχουμε πολλά να πούμε για τέτοιους τύπους αστέρων, επειδή τίποτε το πραγματικά ενδιαφέρον δε συμβαίνει σ’ αυτούς. Είναι άστρα πολύ μικρής μάζας με κεντρική θερμοκρασία έως 1000000⁰ Κ, αρκετούς για να συντηχθεί το υδρογόνο στα ισότοπά του αλλά όχι σε ήλιο, που είναι η κύρια πηγή παραγωγής ενέργειας του άστρου, όπως θα δούμε παρακάτω. Χωρίς αυτή την παραγωγή ενέργειας, το άστρο ακτινοβολεί σιγά σιγά τη θερμότητά του, μετατρεπόμενο από καφέ σε μαύρο νάνο, χωρίς να εισέρχεται στην ΚΑ. Σε τέτοιου είδους άστρα, το μέγιστο της ακτινοβολίας τους βρίσκεται στα υπέρυθρα μήκη κύματος και είναι τόσο αμυδρά, ώστε είναι πάρα πολύ δύσκολο να παρατηρηθούν από τηλεσκόπια. Ωστόσο οι αστρονόμοι υποπτεύονται ότι είναι τα πλέον πολυπληθή άστρα στους γαλαξίες, αποτελώντας έως και τη μισή από τη μάζα τους.

                                            Άστρα μάζας 10 – 30% του Ήλιου

Αυτά τα επίσης ελαφρά άστρα αρχίζουν τη ζωή τους καίγοντας υδρογόνο στα ισότοπά του και ακτινοβολώντας ενέργεια. Μετά από αρκετές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια η θερμοκρασία στον πυρήνα ανέρχεται στα 5 – 10 εκατομμ. ⁰Κ, οπότε αρχίζει η σύντηξη υδρογόνου σε ήλιο και το άστρο εισέρχεται στην ΚΑ. Επειδή η προαναφερθείσα αντίδραση χωρεί πολύ αργά στη θερμοκρασία αυτή, το άστρο θα παραμείνει στην ΚΑ για 30 και άνω δισεκατομμ. χρόνια ακτινο-βολώντας αμυδρά στο ερυθρό μέρος του φάσματος, έως ότου αναλωθεί ένα μεγάλο μέρος του υδρογόνου του, μετατρεπόμενου σε ήλιο. Λόγω της μικρής σχετικά μάζας του το παραγμένο ήλιο δεν μπορεί να συμπιεσθεί περαι-τέρω, ώστε να ανεβεί η θερμοκρασία του και να συντηχθεί σε βαρύτερα στοιχεία, οπότε το άστρο συστέλλεται και αρχίζει να κρυώνει αργά, μετατρεπόμενο σε καφέ και τέλος σε μαύρο νάνο. Η διαδικασία αυτή κρατά επίσης πολλές δεκάδες δισεκατομμ. χρόνια, αφήνοντας πίσω της μια κρύα μαύρη σφαίρα υδρογόνου και ηλίου.

Άστρα μάζας 30% - 1 ηλιακής

       Εισέρχονται στην Κ.Α. σχετικά γρήγορα (σε μερικές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια και παραμένουν εκεί για όχι περισσότερα από 10-50 δισεκατομμ. χρόνια ανάλογα με τη μάζα τους (με τα ελαφρότερα να είναι και μακροβιότερα). Σ’ αυτό το χρονικό διάστημα καταναλώνεται το υδρογόνο του πυρήνα τους παράγοντας ήλιο. Με την πάροδο του χρόνου ο πυρήνας του άστρου πληρούται με ήλιο και η καύση σταματά εκεί, ενώ συνεχίζεται σε μια στιβάδα υδρογόνου έξω από τον πυρήνα. Η ενέργεια της στιβάδας αυτής διογκώνει το άστρο μετατρέποντάς το σε ερυθρό γίγαντα για μερικές εκατοντάδες εκατομμ. χρόνια. Στο τέλος αυτής της περιόδου το ήλιο του πυρήνα θερμαίνεται σε τόσο υψηλή θερμοκρασία, που αρχίζει η αντίδραση τριπλού άλφα σε άνθρακα. Η αντίδραση αυτή είναι τόσο βίαιη που εν είδει έκλαμψης (helium flash) εκτινάσσει τις εξωτερικές στιβάδες του άστρου στο μεσοαστρικό διάστημα δημιουργώντας ένα «πλανητικό νεφέλωμα». Στο κέντρο του νεφελώματος παραμένει ο πυρήνας, πλούσιος σε άνθρακα αλλά όχι σε τόσο υψηλή θερμοκρασία ώστε να μπορεί να τον συντήξει περαιτέρω σε βαρύτερα στοιχεία. Η παραγωγή ενέργειας σταματά και το άστρο, ή μάλλον ο πυρήνας του, έχει μετατραπεί σε λευκό νάνο, επιφανειακής θερμοκρασίας 100000⁰Κ, που σιγά σιγά κρυώνει μετατρεπόμενος σε καφέ και τελικά σε μαύρο νάνο.

Άστρα 2-5 ηλιακών μαζών

      Τα άστρα αυτά έχουν θεαματικότερη γέννηση απ’ τον Ήλιο μας. Κατά την αρχή της εισόδου τους στην Κ.Α. δείχνουν ότι είναι γρήγοροι μεταβλητοί. Η μεταβλητότητά τους είναι αποτέλεσμα τεράστιων εκλάμψεων και ενός εντόνου αστρικού ανέμου (T Tauri). Λόγω των εκλάμψεων και του ανέμου, χάνουν ύλη από την επιφάνειά τους και εξ αιτίας αυτού του γεγονότος σταθεροποιούνται σε μικρότερες μάζες (γίνονται ελαφρύτερα). Μ’ αυτό τον τρόπο αποφεύγουν το θεαματικό θάνατο που θα συναντήσουμε στην επόμενη παράγραφο, ενώ η ζωή τους είναι κατά πολύ όμοια με αυτήν της προηγούμενης παραγράφου. Εξελίσσονται λοιπόν σε ερυθρούς γίγαντες, πλανητικά νεφελώματα, λευκούς και τελικά μαύρους νάνους.

Άστρα άνω των 5 ηλιακών μαζών

     Τα άστρα με τη θεαματικότερη ζωή και τον ακόμα πιο θεαματικό θάνατο είναι αυτά που θα εξετάσουμε τώρα. Είναι πάρα πολύ βαριά άστρα, τα οποία είναι επίσης και εξαιρετικά βραχύβια. Η ζωή τους διαρκεί μόλις 600-700 εκατομμ. χρόνια. Μπαίνουν στην Κ.Α. όπως και όλα τα προηγούμενα, καίγοντας υδρογόνο στον πυρήνα τους. Εν τούτοις, λόγω της μεγάλης θερμοκρασίας και πίεσης του πυρήνα, το υδρογόνο καταναλίσκεται γρήγορα αφήνοντας πίσω του το ήλιο σαν πυρηνική στάχτη. Το στοιχείο αυτό θερμαινόμενο άνω των 100 εκατομμ. βαθμών καίγεται σε άνθρακα. Το άστρο αρχίζει να διογκούται εξ αιτίας της αυξημένης παραγωγής ενέργειας και πολύ γρήγορα αφήνει την Κ.Α., για να μπει στον κλάδο των γιγάντων. Στη συνέχεια ο πυρήνας καίγεται προς νέο και μαγνήσιο, το οποίο μετατρέπεται περαιτέρω σε οξυγόνο και άλλα στοιχεία. Η διαδικασία αυτή κάνει το άστρο να συρρικνώνεται και να μεγαλώνει κάθε φορά σε μεγαλύτερο βαθμό, μετατρέ-ποντάς το τελικά σε ερυθρό υπεργίγαντα. Στον πυρήνα παράγονται όλο και βαρύ-τερα στοιχεία (πυρίτιο, θείο κλπ), με ύστατη πυρηνική στάχτη το σίδηρο. Κάθε πυ-ρηνική αντίδραση είναι και πιο γρήγορη και συμβαίνει σε στιβάδες διαφορετικής θερμοκρασίας με τα βαρύ-τερα στοιχεία να παράγονται βαθύτερα. Επί παραδείγματι η καύση του πυρήνα άνθρα-κα διαρκεί περίπου 1,7 δισε-κατομμ. δευτερόλεπτα, του νέου 10 εκατομμ., του οξυγόνου 15 εκατομμ. και του πυριτίου 1 μέρα.

     Όταν ο πυρήνας σιδήρου φθάσει σε μάζα ίση με 1,44 ηλιακές, καταρρέει από το ίδιο του το βάρος, με τα ηλεκτρόνια να ενσωματώνονται στους πυρήνες σιδήρου σχηματίζοντας ουδέτερα νετρόνια. Οπτικά θα μπορούσαμε να δούμε τον πυρήνα να μικραίνει σε μέγεθος με το 1/3 της ταχύτητας του φωτός και όλες τις υπερκείμενες στιβάδες να τον ακολουθούν σ’ αυτή την ενδόρρηξη. Ο πυρήνας φθάνοντας σ’ ένα ελάχιστο μέγεθος αναπηδά δημιουργώντας ένα ωστικό κύμα το οποίο διαλύει το άστρο με μια μεγαλόπρεπη έκρηξη. Αυτό που απομένει είναι ένας αστέρας νετρονίων συνήθως ή μια μαύρη τρύπα. Το διαστρικό κενό εμπλουτίζεται με στοιχεία, που δεν υπήρχαν, πριν δημιουργηθούν στον αστέρα που εξερράγη. Τα στοιχεία αυτά θα αποτελέσουν συστατικά για αστέρες 2^ης, 3^ης κλπ γενιάς.

     Εδώ θα πρέπει να πούμε ότι, φυσικά, δεν μπορούμε να δούμε τον πυρήνα αυτό, για τον απλούστατο λόγο ότι η θερμοκρασία έχει φθάσει στους 3 δισεκατομμ. ^οΚ. Σ’ αυτή τη θερμοκρασία μέρος του σιδήρου αποσυντίθεται σε σωματίδια άλφα και πλήθος νετρονίων⁵ , τα οποία σχηματίζουν όλα τα υπόλοιπα στοιχεία που γνωρίζουμε με τα ισότοπά τους. Επίσης πρέπει να ειπωθεί ότι η ενέργεια της έκρηξης, την οποία θα ονομάσουμε “supernova”, έχει διαφύγει κατά 99,5% κατά την αρχική φάση υπό τη μορφή νετρίνων που παράγονται κατά την ενσωμάτωση των ηλεκτρονίων στους ατομικούς πυρήνες. Το υπόλοιπο 0,5% είναι η ενέργεια που φθάνει στα μάτια και τηλεσκόπιά μας και είναι αρκετή, για να κάνει το φως ενός ολόκληρου γαλαξία να χλομιάσει.

Επίλογος

     Πέρα απ’ αυτά που είπαμε παραπάνω, υπάρχουν αρκετά σκοτεινά σημεία στη ζωή και εξέλιξη των αστέρων και ειδικά για άστρα πολλαπλών συστημάτων, άστρα με ισχυρό μαγνητικό πεδίο, ή άλλα με ανώμαλη περιεκτικότητα σε ορισμένα χημικά στοιχεία. Εδώ θα έπρεπε να αναφέ-ρουμε επίσης, ότι κατά τη δημιουρ-γία ενός αστέρα ένα μέρος των αε-ρίων και της σκό-νης καταρρέει γύ-ρω του, δημιουρ-γώντας ένα δίσκο. Στο δίσκο αυτό μπορούν στη συ-νέχεια να δημι-ουργηθούν συσ-σωματώματα με-σω της βαρύτητας και των συγκρού-σεων, τα οποία συνεχώς μεγαλώνουν. Αυτά στη συνέχεια αποτελούν ένα πλανητικό σύστημα με πλανήτες και δορυφόρους. Έχουν ανιχνευθεί αρκετά τέτοια συστήματα στο Γαλαξία μας και το παλιό γνωστό μας Ηλιακό Σύστημα είναι ένα απ’ αυτά .

 

                                                     Παράρτημα

1.      Αντίδραση πρωτονίου – πρωτονίου.

₁Η¹ + ₁Η¹ →  ₁Η² + ₁e⁰ + ₀ν⁰

₁Η² + ₁Η¹ →  ₂Ηe³ + ₀γ⁰

₂He³ + ₂He³ → ₂He⁴ + ₁H¹ + ₁H¹

2.  Κύκλος του άνθρακα.

 ₆C¹² + ₁H¹ → ₇N¹³ + ₀γ⁰

₇Ν¹³ → ₆C¹³ + ₁e⁰ + ₀ν⁰

₆C¹³ + ₁H¹ → ₇N¹⁴ + ₀γ⁰

₇N¹⁴ + ₁H¹ →₈Ο¹⁵ + ₀γ⁰

₈Ο¹⁵ → ₇N¹⁵ + ₁e⁰ + ₀ν⁰

₇N¹⁵ + ₁H¹ →  ₆C¹² + ₂He⁴

 

3.  Αντίδραση τριπλού άλφα

₂He⁴ + ₂He⁴ → ₄Be⁸ + ₀γ⁰

₄Be⁸ + ₂He⁴ → ₆C¹² + ₀γ⁰

4.  Όταν ένα αέριο καταρρέει λόγω της ιδιοβαρύτητάς του η πίεση και  θερμοκρασία στο κέντρο του αυξάνει. Η θερμότητα αυτή ακτινοβολείται στον περιβάλλοντα χώρο και οι κεντρικές περιοχές συνεχίζουν τη συστολή, την αύξηση της θερμοκρασίας και πίεσης. Τούτο συμβαίνει επειδή η θέρμανση λόγω συστολής είναι μεγαλύτερη από την ψύξη λόγω ακτινοβολίας. (Θεώρημα Virial).

5.  ₂₆Fe⁵⁴ → 13₂He⁴ + 2₀n¹

₂₆Fe⁵⁶ → 13₂He⁴ + 4₀n¹

₂He⁴ → 2₁H¹ + 2₀n¹

Βιβλιογραφία

1.      Αστροφυσική Ι&ΙΙ, Frank Shu, Παν/μιακές Εκδόσεις Κρήτης.

2.      Voyage Through The Universe, Time-Life.

3.      Μαύρες Τρύπες Και Στρεβλώσεις Του Χρόνου, Kip S. Thorne, Εκδόσεις Κάτοπτρο.

4.      Οι Μαύρες Τρύπες Και Το Σύμπαν, Igor Novikov, Εκδ. Κωσταράκη.