Στον Ήλιο οφείλουμε όλη μας την ύπαρξη. Λοιπόν, αυτό και τα άλλα αστέρια που ήρθαν πριν. Καθώς πέθαναν, δώρησαν τα βαρύτερα στοιχεία που χρειαζόμαστε για τη ζωή. Πώς σχηματίστηκαν όμως;
Τα αστέρια ξεκινούν ως τεράστια σύννεφα ψυχρού μοριακού υδρογόνου και ηλίου που έχουν απομείνει από τη Μεγάλη Έκρηξη. Αυτά τα τεράστια σύννεφα μπορεί να έχουν διάμετρο εκατοντάδων ετών φωτός και να περιέχουν την πρώτη ύλη για χιλιάδες ή και εκατομμύρια φορές τη μάζα του Ήλιου μας. Εκτός από το υδρογόνο, αυτά τα σύννεφα είναι σπαρμένα με βαρύτερα στοιχεία από τα αστέρια που έζησαν και πέθαναν πριν από πολύ καιρό. Διατηρούνται σε ισορροπία μεταξύ της εσωτερικής τους δύναμης βαρύτητας και της εξωτερικής πίεσης των μορίων. Τελικά κάποιο λάκτισμα ξεπερνά αυτή την ισορροπία και προκαλεί το σύννεφο να αρχίσει να καταρρέει.
Αυτό το λάκτισμα θα μπορούσε να προέλθει από μια κοντινή έκρηξη σουπερνόβα, από σύγκρουση με άλλο σύννεφο αερίου ή από το κύμα πίεσης των σπειροειδών βραχιόνων ενός γαλαξία που διέρχεται από την περιοχή. Καθώς αυτό το σύννεφο καταρρέει, σπάει σε όλο και μικρότερες συστάδες, μέχρι να σχηματιστούν κόμβοι με περίπου τη μάζα ενός αστεριού. Καθώς αυτές οι περιοχές θερμαίνονται, εμποδίζουν την πτώση περαιτέρω υλικού προς τα μέσα.
Στο κέντρο αυτών των συστάδων, το υλικό αρχίζει να αυξάνεται σε θερμότητα και πυκνότητα. Όταν η εξωτερική πίεση εξισορροπηθεί έναντι της δύναμης της βαρύτητας που την έλκει προς τα μέσα, σχηματίζεται ένα πρωτοάστρο. Το τι θα συμβεί στη συνέχεια εξαρτάται από την ποσότητα του υλικού.
Ορισμένα αντικείμενα δεν συσσωρεύουν αρκετή μάζα για αστρική ανάφλεξη και γίνονται καφέ νάνοι - υποαστρικά αντικείμενα που δεν μοιάζουν με έναν πραγματικά μεγάλο Δία, ο οποίος ψύχεται αργά σε δισεκατομμύρια χρόνια.
Εάν ένα αστέρι έχει αρκετό υλικό, μπορεί να δημιουργήσει αρκετή πίεση και θερμοκρασία στον πυρήνα του για να ξεκινήσει η σύντηξη δευτερίου - ένα βαρύτερο ισότοπο υδρογόνου. Αυτό επιβραδύνει την κατάρρευση και προετοιμάζει το αστέρι να εισέλθει στην πραγματική φάση της κύριας ακολουθίας. Αυτό είναι το στάδιο στο οποίο βρίσκεται ο δικός μας Ήλιος και ξεκινά όταν αρχίζει η σύντηξη υδρογόνου.
Εάν ένα πρωτοάστρο περιέχει τη μάζα του Ήλιου μας, ή λιγότερο, υφίσταται μια αλυσιδωτή αντίδραση πρωτονίου-πρωτονίου για να μετατρέψει το υδρογόνο σε ήλιο. Αλλά αν το αστέρι έχει περίπου 1,3 φορές τη μάζα του Ήλιου, υφίσταται έναν κύκλο άνθρακα-αζώτου-οξυγόνου για να μετατρέψει το υδρογόνο σε ήλιο. Το πόσο θα διαρκέσει αυτό το νεοσύστατο αστέρι εξαρτάται από τη μάζα του και από το πόσο γρήγορα καταναλώνει υδρογόνο. Οι μικροί κόκκινοι νάνοι αστέρες μπορούν να διαρκέσουν εκατοντάδες δισεκατομμύρια χρόνια, ενώ οι μεγάλοι υπεργίγαντες μπορούν να καταναλώσουν το υδρογόνο τους μέσα σε λίγα εκατομμύρια χρόνια και να εκραγούν ως σουπερνόβα. Πώς όμως εκρήγνυνται τα αστέρια και σπέρνουν τα στοιχεία τους γύρω από το Σύμπαν; Αυτό είναι άλλο επεισόδιο.
Έχουμε γράψει πολλά άρθρα σχετικά με το σχηματισμό άστρων στο Universe Today. Εδώ είναι ένα άρθρο για σχηματισμός αστεριών στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου , και εδώ είναι ένα άλλο σχετικά σχηματισμός αστεριών στο NGC 3576 .
Θέλετε περισσότερες πληροφορίες για τα αστέρια; Εδώ είναι Ειδήσεις του Hubblesite για τα αστέρια , και περισσότερες πληροφορίες από Η NASA φαντάζεται το Σύμπαν .
Έχουμε ηχογραφήσει αρκετά επεισόδια του Astronomy Cast για αστέρια. Εδώ είναι δύο που μπορεί να σας φανούν χρήσιμες: Επεισόδιο 12: Από πού προέρχονται τα αστέρια των μωρών , και Επεισόδιο 13: Πού πάνε τα αστέρια όταν πεθαίνουν ?
Πηγή: NASA
Podcast (ήχος): Κατεβάστε (Διάρκεια: 3:03 — 2,8 MB)
Εγγραφείτε: Apple Podcasts | RSS
Podcast (βίντεο): Κατεβάστε (50,5 MB)
Εγγραφείτε: Apple Podcasts | RSS