Ζωή στην κύρια ακολουθία: Πώς εξελίσσονται τα αστέρια

Τα αστέρια είναι μερικά από τα θεμελιώδη δομικά στοιχεία του σύμπαντος. Δεν δημιουργούν μόνο γαλαξίες, αλλά πολλοί επίσης φιλοξενούν πλανητικά συστήματα. Έτσι, η κατανόηση του σχηματισμού και της εξέλιξής τους δίνει σημαντικές ενδείξεις για την κατανόηση των γαλαξιών και των πλανητών.

Ο ήλιος μας δίνει ένα παράδειγμα πρώτης τάξης για να μελετήσουμε, εδώ στο δικό μας ηλιακό σύστημα. Είναι μόνο οκτώ λεπτά φωτός μακριά, οπότε δεν χρειάζεται να περιμένουμε πολύ για να δούμε χαρακτηριστικά στην επιφάνεια του. Οι αστρονόμοι έχουν αρκετούς δορυφόρους που μελετούν τον Ήλιο και γνωρίζουν εδώ και πολύ καιρό τα βασικά στοιχεία της ζωής του. Για ένα πράγμα, είναι μεσήλικας, και στη μέση της περιόδου της ζωής του ονομάζεται "κύρια ακολουθία". Κατά τη διάρκεια αυτού του χρόνου, συγχωνεύει το υδρογόνο στον πυρήνα του για να κάνει ήλιο.

Σε ολόκληρη την ιστορία της, ο Ήλιος φαινόταν σχεδόν το ίδιο. Για εμάς, ήταν πάντα αυτό το λαμπερό, κιτρινωπό-λευκό αντικείμενο στον ουρανό. Δεν φαίνεται να αλλάζει, τουλάχιστον για εμάς. Αυτό συμβαίνει επειδή ζει σε ένα πολύ διαφορετικό χρονικό διάστημα από ό, τι οι άνθρωποι κάνουν. Ωστόσο, αλλάζει, αλλά με πολύ αργό τρόπο σε σύγκριση με την ταχύτητα στην οποία ζούμε τη σύντομη, γρήγορη ζωή μας. Αν κοιτάξουμε τη ζωή ενός αστεριού στην κλίμακα της ηλικίας του σύμπαντος (περίπου 13,7 δισεκατομμύρια χρόνια), τότε ο Ήλιος και άλλοι αστέρες ζουν αρκετά φυσιολογικές ζωές. Δηλαδή, γεννιούνται, ζουν, εξελίσσονται και στη συνέχεια πεθαίνουν για δεκάδες εκατομμύρια ή δισεκατομμύρια χρόνια.

Για να κατανοήσουμε πώς εξελίσσονται τα αστέρια, οι αστρονόμοι πρέπει να γνωρίζουν ποιες αστέρες υπάρχουν και γιατί διαφέρουν σημαντικά μεταξύ τους. Ένα βήμα είναι να "ταξινομήσετε" τα αστέρια σε διαφορετικούς κάδους, ακριβώς όπως οι άνθρωποι μπορούν να ταξινομήσουν νομίσματα ή μάρμαρα. Ονομάζεται "αστρική ταξινόμηση" και παίζει τεράστιο ρόλο στην κατανόηση του τρόπου λειτουργίας των αστεριών.

Οι αστρονόμοι ταξινομούν τα αστέρια σε μια σειρά "κάδων" που χρησιμοποιούν αυτά τα χαρακτηριστικά: θερμοκρασία, μάζα, χημική σύνθεση κ.ο.κ. Με βάση τη θερμοκρασία, τη φωτεινότητα (φωτεινότητα), τη μάζα και τη χημεία, ο Ήλιος χαρακτηρίζεται ως μεσήλικας αστέρι που είναι σε μια περίοδο της ζωής του που ονομάζεται "κύρια ακολουθία".

Σχεδόν όλα τα αστέρια ξοδεύουν το μεγαλύτερο μέρος της ζωής τους σε αυτή την κύρια ακολουθία μέχρι να πεθάνουν. μερικές φορές ήπια, μερικές φορές βίαια.

Ο βασικός ορισμός του τι κάνει ένα αστέρι κύριας ακολουθίας είναι αυτό: είναι ένα αστέρι που συνδέει το υδρογόνο με το ήλιο στον πυρήνα του. Το υδρογόνο είναι το βασικό δομικό στοιχείο των αστεριών. Τότε το χρησιμοποιούν για να δημιουργήσουν άλλα στοιχεία.

Όταν σχηματίζεται ένα αστέρι, το κάνει επειδή ένα νέφος αερίου υδρογόνου αρχίζει να συστέλλεται (τραβάει μαζί) κάτω από τη δύναμη της βαρύτητας. Αυτό δημιουργεί ένα πυκνό, ζεστό protostar στο κέντρο του σύννεφου. Αυτό γίνεται ο πυρήνας του αστεριού.

Η πυκνότητα στον πυρήνα φθάνει σε ένα σημείο όπου η θερμοκρασία είναι τουλάχιστον 8 έως 10 εκατομμύρια βαθμούς Κελσίου. Τα εξωτερικά στρώματα του πρωτοστατρίου πιέζονται στον πυρήνα. Αυτός ο συνδυασμός θερμοκρασίας και πίεσης ξεκινά μια διαδικασία που ονομάζεται πυρηνική σύντηξη. Αυτό είναι το σημείο που γεννιέται ένα αστέρι. Το αστέρι σταθεροποιείται και φθάνει σε μια κατάσταση που ονομάζεται "υδροστατική ισορροπία", η οποία είναι όταν η εξωτερική ακτινοβολία η πίεση από τον πυρήνα εξισορροπείται από τις τεράστιες βαρυτικές δυνάμεις του αστέρα που προσπαθούν να καταρρεύσουν εαυτό. Όταν πληρούνται όλες αυτές οι συνθήκες, το αστέρι είναι "στην κύρια ακολουθία" και πηγαίνει γύρω από τη ζωή του κάνοντας βίαια το υδρογόνο στο ήλιο στον πυρήνα του.

Η μάζα διαδραματίζει σημαντικό ρόλο στον προσδιορισμό των φυσικών χαρακτηριστικών ενός δεδομένου αστεριού. Δίνει επίσης ενδείξεις για το πόσο χρόνο θα ζει το αστέρι και πώς θα πεθάνει. Όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα του αστεριού, τόσο μεγαλύτερη είναι η βαρυτική πίεση που προσπαθεί να καταρρεύσει το αστέρι. Προκειμένου να καταπολεμηθεί αυτή η μεγαλύτερη πίεση, το άστρο χρειάζεται ένα υψηλό ποσοστό σύντηξης. Όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα του αστέρα, τόσο μεγαλύτερη είναι η πίεση στον πυρήνα, τόσο μεγαλύτερη είναι η θερμοκρασία και επομένως ο ρυθμός σύντηξης είναι μεγαλύτερος. Αυτό καθορίζει πόσο γρήγορα ένα αστέρι θα χρησιμοποιήσει τα καύσιμα του.

Ένα τεράστιο αστέρι θα συντηρήσει τα αποθέματα υδρογόνου ταχύτερα. Αυτό το βγάζει από την κύρια ακολουθία πιο γρήγορα από ένα αστέρι χαμηλής μάζας, το οποίο χρησιμοποιεί το καύσιμο του πιο αργά.

Όταν τα αστέρια εξαντλούνται από το υδρογόνο, αρχίζουν να συντήκουν το ήλιο στους πυρήνες τους. Αυτό συμβαίνει όταν φεύγουν από την κύρια ακολουθία. Τα αστέρια μεγάλης μάζας γίνονται κόκκινο supergiants, και στη συνέχεια εξελίσσονται για να γίνουν μπλε supergiants. Είναι η τήξη ηλίου σε άνθρακα και οξυγόνο. Στη συνέχεια, αρχίζει να συγχωνεύει αυτούς σε νέον και ούτω καθεξής. Βασικά, το αστέρι γίνεται εργοστάσιο χημικής δημιουργίας, με σύντηξη που συμβαίνει όχι μόνο στον πυρήνα, αλλά σε στρώματα που περιβάλλουν τον πυρήνα.

Τελικά, ένα αστέρι πολύ μεγάλης μάζας προσπαθεί να συγχωνεύσει το σίδερο. Αυτό είναι το φιλί του θανάτου για το αστέρι. Γιατί; Επειδή η τήξη του σιδήρου απαιτεί περισσότερη ενέργεια από ό, τι διαθέτει το αστέρι. Σταματάει το εργοστάσιο σύντηξης στα νερά του. Όταν συμβεί αυτό, τα εξωτερικά στρώματα του αστέρα καταρρέουν στον πυρήνα. Αυτό συμβαίνει αρκετά γρήγορα. Οι εξωτερικές άκρες του πυρήνα πέφτουν πρώτα, με εκπληκτική ταχύτητα περίπου 70.000 μέτρων ανά δευτερόλεπτο. Όταν αυτό χτυπά τον πυρήνα σιδήρου, όλα αρχίζουν να αναπηδούν πίσω, και αυτό δημιουργεί ένα κύμα κλονισμού που σχίζει μέσα από το αστέρι σε λίγες ώρες. Στη διαδικασία, δημιουργούνται νέα, βαρύτερα στοιχεία καθώς το μέτωπο σοκ περνά μέσα από το υλικό του αστέρα.
Αυτό είναι που ονομάζεται «πυρήνα-κατάρρευση» σουπερνόβα. Τελικά, τα εξωτερικά στρώματα εκτοξεύονται στο διάστημα, και αυτό που έχει απομείνει είναι ο πυρήνας που κατέρρευσε, ο οποίος γίνεται α αστέρι νετρονίων ή μαύρη τρύπα.

Τα αστέρια με μάζες μεταξύ μιας μισής ηλιακής μάζας (δηλαδή της μισής μάζας του Ήλιου) και περίπου οκτώ ηλιακές μάζες θα συγχωνεύσουν το υδρογόνο στο ήλιο μέχρι να καταναλωθεί το καύσιμο. Σε αυτό το σημείο, το αστέρι γίνεται ένας κόκκινος γίγαντας. Το αστέρι αρχίζει να συντηρεί το ήλιο σε άνθρακα, και τα εξωτερικά στρώματα επεκτείνονται για να μετατρέψουν το αστέρι σε έναν κίτρινο παλλόμενο γίγαντα.

Όταν το μεγαλύτερο μέρος του ηλίου συντήκεται, το αστέρι γίνεται και πάλι ένας κόκκινος γίγαντας, ακόμα μεγαλύτερος από πριν. Τα εξωτερικά στρώματα του αστεριού επεκτείνονται στο διάστημα, δημιουργώντας ένα πλανητικό νεφέλωμα. Ο πυρήνας του άνθρακα και του οξυγόνου θα μείνει πίσω με τη μορφή α άσπρος νάνος.

Τα αστέρια μικρότερα από 0,5 ηλιακές μάζες θα σχηματίζουν επίσης λευκούς νάνους, αλλά δεν θα είναι σε θέση να συντήξουν ήλιο λόγω της έλλειψης πίεσης στον πυρήνα από το μικρό τους μέγεθος. Επομένως αυτά τα αστέρια είναι γνωστά ως λευκοί νάνοι του ηλίου. Όπως τα αστέρια νετρονίων, οι μαύρες τρύπες και τα υπερκείμενα, αυτά δεν ανήκουν πλέον στην κύρια ακολουθία.