Οφείλουμε ολόκληρη την ύπαρξή μας στον Ήλιο. Αλλά πώς σχηματίστηκαν;
Τα αστέρια ξεκινούν καθώς τεράστια σύννεφα κρύου μοριακού υδρογόνου και ηλίου απομένουν από τη Μεγάλη Έκρηξη. Αυτά τα απέραντα σύννεφα μπορούν να έχουν εκατοντάδες έτη 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 σπέρνονται με βαρύτερα στοιχεία από τα αστέρια που έζησαν και πέθαναν πολύ καιρό. Κρατούνται σε ισορροπία μεταξύ της εσωτερικής τους δύναμης βαρύτητας και της εξωτερικής πίεσης των μορίων. Τελικά κάποιο λάκτισμα ξεπερνά αυτήν την ισορροπία και προκαλεί το σύννεφο να αρχίσει να καταρρέει.
Αυτό το λάκτισμα θα μπορούσε να προέλθει από μια κοντινή έκρηξη σουπερνόβα, σύγκρουση με άλλο σύννεφο αερίου ή το κύμα πίεσης των σπειροειδών βραχιόνων ενός γαλαξία που διέρχονται από την περιοχή. Καθώς αυτό το σύννεφο καταρρέει, σπάει σε μικρότερες και μικρότερες συστάδες, έως ότου υπάρχουν κόμβοι με περίπου τη μάζα ενός άστρου Καθώς αυτές οι περιοχές θερμαίνονται, εμποδίζουν την περαιτέρω πτώση του υλικού.
Στο κέντρο αυτών των συστάδων, το υλικό αρχίζει να αυξάνεται στη θερμότητα και την πυκνότητα. Όταν η εξωτερική πίεση ισορροπεί με τη δύναμη της βαρύτητας που την τραβάει, σχηματίζεται ένα πρωτόστρο. Αυτό που θα συμβεί στη συνέχεια εξαρτάται από την ποσότητα του υλικού.
Ορισμένα αντικείμενα δεν συσσωρεύουν αρκετή μάζα για αστρική ανάφλεξη και γίνονται καφέ νάνοι - υποθαλάσσια αντικείμενα σε αντίθεση με έναν πραγματικά μεγάλο Δία, που κρυώνει αργά για 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 για να εισέλθει στην πραγματική φάση της κύριας ακολουθίας. Αυτό είναι το στάδιο στο οποίο βρίσκεται ο Ήλιος μας και ξεκινά όταν ξεκινά η σύντηξη υδρογόνου.
Εάν ένα πρωτόστρωμα περιέχει τη μάζα του Ήλιου μας, ή λιγότερο, υφίσταται αλυσιδωτή αντίδραση πρωτονίων-πρωτονίων για τη μετατροπή υδρογόνου σε ήλιο. Αλλά εάν το αστέρι έχει περίπου 1,3 φορές τη μάζα του Ήλιου, υφίσταται έναν κύκλο άνθρακα-αζώτου-οξυγόνου για τη μετατροπή του υδρογόνου σε ήλιο. Το πόσο διαρκεί αυτό το νεοσυσταθέν αστέρι εξαρτάται από τη μάζα του και πόσο γρήγορα καταναλώνει υδρογόνο. Τα μικρά κόκκινα αστέρια νάνων μπορούν να διαρκέσουν εκατοντάδες δισεκατομμύρια χρόνια, ενώ τα μεγάλα υπεργέρματα μπορούν να καταναλώσουν το υδρογόνο τους μέσα σε λίγα εκατομμύρια χρόνια και να εκραγούν ως σουπερνόβα. Αλλά πώς τα αστέρια εκρήγνυνται και σπέρνουν τα στοιχεία τους γύρω από το Σύμπαν; Αυτό είναι ένα άλλο επεισόδιο.
Έχουμε γράψει πολλά άρθρα σχετικά με το σχηματισμό αστεριών στο Space Magazine. Ακολουθεί ένα άρθρο σχετικά με τον σχηματισμό αστεριών στο Μεγάλο Σύννεφο Magellanic και εδώ είναι ένα άλλο για τον σχηματισμό αστεριών στο NGC 3576.
Θέλετε περισσότερες πληροφορίες για τα αστέρια; Ακολουθούν οι ειδήσεις του Hubblesite για τα αστέρια και περισσότερες πληροφορίες από τη NASA's Imagine the Universe.
Έχουμε ηχογραφήσει αρκετά επεισόδια του Astronomy Cast για αστέρια. Εδώ είναι δύο που μπορεί να σας φανούν χρήσιμα: Επεισόδιο 12: Από πού προέρχονται τα αστέρια μωρών και επεισόδιο 13: Πού πηγαίνουν τα αστέρια όταν πεθαίνουν;
Πηγή: NASA
Podcast (ήχος): Λήψη (Διάρκεια: 3:03 - 2,8MB)
Εγγραφείτε: Apple Podcasts | Android | RSS
Podcast (βίντεο): Λήψη (50,5MB)
Εγγραφείτε: Apple Podcasts | Android | RSS
