Εξέλιξή των άστρων (μέρος Α).

Η όλη διαδικασία της εξέλιξης ρυθμίζεται από τη βασική αντίθεση ανάμεσα στη βαρύτητα και
την πίεση. Η βαρύτητα λειτουργεί πάντοτε, ενώ για να λειτουργήσει η πίεση αποτελεσματικά χρειάζεται παραγωγή ενέργειας από θερμοπυρηνικές αντιδράσεις.  ́Οταν λειτουργεί κάποιος τέτοιος μηχανισμός το αστέρι σταθεροποιείται προσωρινά, διαφορετικά η δομή του αλλάζει με γρήγορο ρυθμό.
Tα αστέρια σχηματίζονται από συμπυκνώσεις μεσοαστρικού υλικού, αερίων και σκόνης.
Ως αποτέλεσμα της συμπύκνωσης αυξάνει η θερμοκρασία στο εσωτερικό τους και, όταν αυτή γίνει αρκετά μεγάλη ώστε να ξεκινήσουν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις καύσης του υδρογόνου, αρχίζει μια σχετικά μεγάλη περίοδος σταθερότητας. Το αστέρι βρίσκεται πλέον στην κύρια ακολουθία και θα παραμείνει εκεί μέχρι την εξάντληση του υδρογόνου.  ́Οταν συμβεί αυτό, η εσωτερική του δομή αναδιατάσσεται: ο πυρήναςτου συμπυκνώνεται και το περίβλημά του διαστέλλεται, έτσι ώστε το αστέρι μετατρέπεται σε κόκκινο γίγαντα. Η συστολή του πυρήνα μπορεί να αυξήσει τη θερμοκρασία σε βαθμό που να ξεκινήσει η καύση του ήλιου σε άνθρακα και το αστέρι περνά μια δεύτερη φάση σταθερότητας, μικρότερης όμως διάρκειας από τη φάση της κύριας ακολουθίας.  ́Οταν εξαντληθεί και το ήλιο, επαναλαμβάνεται το προηγούμενο σενάριο συστολής του πυρήνα και διαστολής του περιβλήματος, μέχρι να εξαντληθούν οι πηγές καυσίμων.  ́Οταν συμβεί αυτό το αστέρι καταλήγει σε ένα αδρανές, από την άποψη της αστρικής εξέλιξης, αντικείμενο: σε ένα λευκό νάνο, ένα αστέρι νετρονίων ή μια μαύρη τρύπα.

Γένηση.

Τα άστρα δημιουργούνται από τη μεσοαστρική ύλη που υπάρχει στους γαλαξίες και η οποία αποτελείται κατά κύριο λόγο από υδρογόνο, ήλιο, και "σκόνη" (συνθετότερα μόρια). Η ύλη αυτή συχνά σχηματίζει τεράστια νέφη, τα οποία έχουν παρατηρηθεί στον γαλαξία μας καθώς επίσης και σε άλλους γαλαξίες. Οι διαστάσεις τους είναι πάρα πολύ μεγαλύτερες από το ηλιακό μας σύστημα αλλά η πυκνότητά τους πολύ χαμηλή. Αυτά τα νέφη λόγω της πολύ μεγάλης μάζας τους έχουν και την αντίστοιχη βαρύτητα η οποία όμως, λόγω της χαμηλής πυκνότητας, δεν είναι ικανή να υπερνικήσει τις θερμικές κινήσεις των μορίων και να προκαλέσει τη βαρυτική συστολή και συμπύκνωση.

Μεσοαστρική ύλη, νεφελώματα.

Για να αρχίσει η συστολή απαιτείται ένας αρχικός μηχανισμός συμπίεσης. Η φύση προσφέρει διάφορους τέτοιους μηχανισμούς ικανούς να ξεκινήσουν την αρχική συμπύκνωση. Ένας τρόπος είναι όταν δύο ή περισσότερα νέφη συγκρούονται μεταξύ τους. Τότε, λόγω της σύγκρουσης τα νέφη συμπιέζονται και η πυκνότητά τους αυξάνει. Άλλος τρόπος είναι όταν κοντά σε κάποιο ή κάποια νέφη γίνεται έκρηξη ενός υπερκαινοφανούς αστέρα (supernova). Οι supernova είναι τεράστιες εκρήξεις αστεριών που βρίσκονται στα τελευταία στάδια της ζωής τους. Σε μία τέτοια έκρηξη το μεγαλύτερο μέρος ενός αστεριού (ή και ολόκληρο το αστέρι) διαλύεται και η ύλη του εκσφενδονίζεται βίαια στο διάστημα. Το ωστικό κύμα αυτής της έκρηξης συμπιέζει τα γειτονικά νέφη και δίνει το έναυσμα για τη βαρυτική συστολή. Ένας τρίτος τρόπος είναι όταν στην περιοχή των νεφών έχουν ήδη σχηματισθεί νέα μεγάλα αστέρια. Αυτά τα αστέρια εκπέμπουν τεράστια ποσά ακτινοβολίας, η πίεση της οποίας πάνω στην ύλη των γειτονικών νεφών μπορεί να τα συμπιέσει. Αυτοί οι τρεις τρόποι είναι μερικοί από τους πολλούς που έχουν προταθεί για την αρχική συμπίεση των νεφών.

Ο σπειροειδής γαλαξίας M66.

Ο σημαντικότερος όμως τρόπος σχηματισμού αστεριών στο γαλαξία μας είναι τα "σπειροειδή κύματα πυκνότητας". Αυτά είναι κύματα πίεσης τα οποία ξεκινούν από τον πυρήνα του γαλαξία και ξετυλίγονται προς τα έξω σπειροειδώς στον δίσκο του γαλαξία. Καθώς αυτά τα κύματα περιφέρονται δια μέσου της μεσοαστρικής ύλης με διαφορετική γωνιακή ταχύτητα από αυτή, συμπιέζουν όσα νέφη συναντούν και προκαλούν τη δημιουργία αστεριών. Σ' αυτού του είδους τα κύματα οφείλεται η μορφολογία των σπειροειδών γαλαξιών όπως είναι και ο δικός μας γαλαξίας.

Οι Πλειάδες.

Ο λόγος για τον οποίο χρειάζεται η αρχική συμπίεση ενός νέφους είναι, όπως είπαμε προηγουμένως, για να υπερνικηθούν οι τυχαίες θερμικές κινήσεις των μορίων. Αυτό γίνεται όταν η πυκνότητα του νέφους ξεπεράσει κάποιο όριο που ονομάζεται όριο του Jeans. Όταν η πυκνότητα λόγω της αρχικής συμπίεσης γίνει μεγαλύτερη από την κρίσιμη πυκνότητα Jeans, τότε η βαρύτητα του νέφους γίνεται αρκετά ισχυρή και έλκει τα μόρια προς το κέντρο με συνέπεια το νέφος να αρχίσει να συστέλλεται. Τότε λέμε ότι το νέφος βρίσκεται σε βαρυτική αστάθεια, διότι όσο αυτό συστέλλεται τόσο η βαρύτητά του γίνεται ισχυρότερη, με αποτέλεσμα η συστολή να επιταχύνεται συνέχεια. Η συστολή αυτή έχει για συνέπεια την αύξηση της πυκνότητας, καθώς ο όγκος του νέφους όλο και μικραίνει. Αυτό συνεχίζεται μέχρις ότου η πυκνότητα να αυξηθεί τόσο, ώστε να πλησιάζει την πυκνότητα των αστεριών. Τα σωματίδια του νέφους βρίσκονται πολύ κοντά το ένα με το άλλο και συγκρούονται συνεχώς μεταξύ τους με μεγάλες ταχύτητες, με αποτέλεσμα την αύξηση της θερμοκρασίας και της πίεσης. Το νέφος έχει γίνει πια πολύ μικρό σε σύγκριση με τον αρχικό του όγκο και αρχίζει να ακτινοβολεί. Σ' αυτό το στάδιο ένα πρωτο-άστρο έχει δημιουργηθεί.

Η συστολή συνεχίζεται με αργότερους ρυθμούς, διότι η αυξανόμενη πίεση στο εσωτερικό αρχίζει να αντιστέκεται στη βαρύτητα. Όταν η πίεση και η θερμοκρασία στο κέντρο του πρωτο-άστρου γίνουν συγκρίσιμες με αυτές στο κέντρο των αστεριών, τότε κάτω από αυτές τις συνθήκες αρχίζουν οι πυρηνικές αντιδράσεις κατά τις οποίες πυρήνες υδρογόνου ενώνονται μεταξύ τους και σχηματίζουν πυρήνες ηλίου. Αυτές οι πυρηνικές αντιδράσεις απελευθερώνουν τεράστια ποσά ενέργειας προς τα έξω, που αντισταθμίζουν την βαρύτητα η οποία ενεργεί προς τα μέσα, με αποτέλεσμα να έχουμε μία κατάσταση υδροστατικής ισορροπίας. Ένα αστέρι έχει πια γεννηθεί. Τα μεγάλα νέφη μεσοαστρικής ύλης συνήθως δημιουργούν περισσότερα από ένα αστέρια, ανάλογα με τη μάζα τους. Τότε, μετά την αρχική συμπίεση, δημιουργούνται επί μέρους συμπυκνώσεις που ονομάζονται σφαιροειδείς σχηματισμοί (globules). Ακολούθως, αυτοί οι σχηματισμοί συστέλλονται βαρυτικά και σχηματίζουν ξεχωριστά αστέρια. Έτσι, πολλά αστέρια βρίσκονται σε ομάδες. Οι μεγαλύτεροι από αυτούς τους σχηματισμούς ονομάζονται σμήνη και έχουν παρατηρηθεί στον γαλαξία μας και σε άλλους γαλαξίες. Τα μεγαλύτερα από αυτά τα σμήνη είναι δυνατόν να περιέχουν εκατοντάδες χιλιάδες αστέρια. 

Κύρια ακολουθία.

Στη διάρκεια όλης της παραπάνω διαδικασίας αυξάνει συνεχώς η θερμοκρασία στον πυρήνα του αστεριού και όταν φτάσει περίπου στους 10 στη εβδόμη Κ ξεκινά η καύση του υδρογόνου. Με την έναρξη της καύσης του υδρογόνου η λαμπρότητα και η ενεργός θερμοκρασία σταθεροποιούνται και το αστέρι βρίσκεται στην κύρια ακολουθία. Σ ́ αυτή την κατάσταση θα παραμείνει όσο διαρκούν τα αποθέματα του υδρογόνου.  Ο γεωμετρικός τόπος των σημείων, πάνω στο διάγραμμα H-R, όπου βρίσκονται τα αστέρια όταν ξεκινά η καύση του υδρογόνου ονομάζεται κύρια ακολουθία μηδενικής ηλικίας (zero age main sequence, ZAMS).

Αστέρια με μεγάλη μάζα έχουν μεγάλη βαρύτητα και, άρα, μεγάλη πίεση και θερμοκρασία στον πυρήνα τους. Έτσι οι συγκρούσεις μεταξύ των πυρήνων υδρογόνου είναι συχνότερες και πιο ενεργητικές, με αποτέλεσμα ο ρυθμός μεταστοιχείωσης του υδρογόνου να είναι μεγάλος. Επομένως η παραγωγή και η ακτινοβολία ενέργειας είναι επίσης μεγάλες, έτσι ώστε τα αστέρια με μεγάλη μάζα να έχουν μεγάλη επιφανειακή θερμοκρασία και λαμπρότητα και να βρίσκονται στο επάνω αριστερά μέρος της κύριας ακολουθίας. Αντιθέτως, αστέρια με μικρή μάζα ακτινοβολούν λιγότερο και βρίσκονται στο κάτω δεξιά μέρος του διαγράμματος Η-R, όπου έχουμε χαμηλότερες θερμοκρασίες και λαμπρότητες. Οι μάζες των αστεριών ποικίλουν αλλά εντός συγκεκριμένων ορίων. Υπάρχουν αστέρια με μάζα δεκάδες φορές μεγαλύτερη από τη μάζα του Ηλίου. Θεωρητικά, ένα αστέρι μπορεί να έχει μάζα μέχρι 70-80 φορές τη μάζα του Ηλίου. Το ανώτερο αυτό όριο επιβάλλεται από την οριακή "λαμπρότητα Eddington". Ο Eddington υπολόγισε ότι αστέρια με μεγαλύτερη από αυτήν την οριακή μάζα θα εξέπεμπαν τόσο έντονη ακτινοβολία, που η πίεσή της επί της ύλης θα έδιωχνε μακριά τα εξωτερικά στρώματα του αστεριού υπό μορφή ανέμου σωματιδίων. Έτσι, η τελική μάζα του σχηματιζόμενου αστεριού θα ήταν εντός των επιτρεπόμενων ορίων. Στο αντίθετο άκρο, η μικρότερη επιτρεπόμενη αστρική μάζα είναι γύρω στο ένα δέκατο με ένα εικοστό της μάζας του Ηλίου. Αστέρια με μικρότερη μάζα δεν μπορούν να αποκτήσουν αρκετή θερμοκρασία και πίεση στο κέντρο τους για να ξεκινήσουν πυρηνικές αντιδράσεις και καταλήγουν ως "φαιοί νάνοι" και στο τέλος ως "μελανοί νάνοι".

Η εξέλιξη αστεριών με διαφορετικές μάζες.

Η μάζα ενός αστεριού δεν καθορίζει μόνο τη θέση του επί της κύριας ακολουθίας, αλλά και την μετέπειτα εξέλιξή του καθώς επίσης και τη διάρκεια της ζωής του και το τέλος του. Λεπτομερείς υπολογισμοί (κατά χρονική ακολουθία) της δομής αστεριών με διαφορετικές μάζες μας δίνουν την εξέλιξή τους στο διάγραμμα H-R. Σε γενικές γραμμές η εξέλιξη ενός αστεριού έχει ως ακολούθως:
Στην αρχή το άστρο "καίει" με πυρηνικές αντιδράσεις το υδρογόνο στον πυρήνα του και το μετατρέπει σε ήλιο. Αυτή η διαδικασία χαρακτηρίζει το μεγαλύτερο μέρος της ζωής του και διαρκεί εκατομμύρια ή και δισεκατομμύρια χρόνια. Στο τέλος αυτής της περιόδου το υδρογόνο του πυρήνα εξαντλείται διότι έχει σχεδόν εξ ολοκλήρου μετατραπεί σε ήλιο. Με την εξάντληση των αποθεμάτων υδρογόνου στον πυρήνα, ο ρυθμός των πυρηνικών αντιδράσεων ελαττώνεται συνεχώς, όπως και η απελευθέρωση θερμοπυρηνικής ενέργειας. Σαν συνέπεια η βαρύτητα, που είναι συνεχώς παρούσα, αρχίζει πάλι να υπερνικά την εσωτερική πίεση, με αποτέλεσμα τη σταδιακή συστολή του πυρήνα. Εξ'αιτίας αυτής της βαρυτικής συστολής, το γειτονικό προς τον πυρήνα στρώμα του αστεριού πλησιάζει προς τα μέσα σε περιοχές υψηλότερης θερμοκρασίας, με συνέπεια οι πυρηνικές καύσεις υδρογόνου να συνεχίζονται σ' αυτόν τον φλοιό που περιβάλλει τον πυρήνα ο οποίος πια αποτελείται από ήλιο και συνεχίζει να συστέλλεται. Όσο συστέλλεται ο πυρήνας, τόσο η παραγωγή ενέργειας στον φλοιό επιταχύνεται και τα εξωτερικά στρώματα διαστέλλονται με αντίστοιχη ελάττωση της θερμοκρασίας στην εξωτερική επιφάνεια του αστεριού.

Εξέλιξη μετά την κύρια ακολουθία.

Ερυθρός γίγαντας.

Στα τελευταία στάδια αυτής της διαστολής, αέρια ρεύματα μεταφοράς αναπτύσσονται στο μεγαλύτερο μέρος του όγκου του αστεριού έξω από τον πυρήνα, τα οποία μεταφέρουν μεγαλύτερο ποσοστό της ενέργειας προς τα έξω στην επιφάνεια, με αποτέλεσμα την αύξηση της λαμπρότητας. Το αστέρι έχει γίνει πια ένας ερυθρός γίγαντας. Αυτό ισχύει για αστέρια με μάζα μέχρι 5-6 ηλιακές μάζες. Στη συνέχεια, με την περαιτέρω συστολή του πυρήνα, η θερμοκρασία αυξάνει τόσο πολύ ώστε το ήλιο στο κέντρο αρχίζει πυρηνικές αντιδράσεις μετατρεπόμενο σε άνθρακα και βαρύτερα στοιχεία. Αυτές οι αντιδράσεις παράγουν περισσότερη ενέργεια, με αποτέλεσμα το άστρο να γίνεται θερμότερο και λαμπρότερο. Σ' αυτό το στάδιο τα εξωτερικά στρώματα γίνονται αρκετά ασταθή και μπορούν να διαστέλλονται και να συστέλλονται διαδοχικά, με αποτέλεσμα η λαμπρότητα να αυξομειώνεται περιοδικά. Το αστέρι σ' αυτήν τη φάση είναι ένα παλλόμενο μεταβλητό αστέρι. Όταν το ήλιο εξαντληθεί στον πυρήνα, αστέρια με μάζα μεγαλύτερη από τρεις περίπου ηλιακές μάζες μπορούν να αρχίσουν καύση του ηλίου στον φλοιό αμέσως έξω από τον πυρήνα, με συνέπεια περαιτέρω διαστολή, και ενδεχομένως να γίνουν υπεργίγαντες.

Αστέρια με μάζα μεγαλύτερη από 9-10 ηλιακές μάζες μόλις φύγουν απ' την κύρια ακολουθία περνούν απευθείας στην κατηγορία των υπεργιγάντων, λόγω της μεγάλης λαμπρότητάς τους. Απεναντίας, αστέρια με μάζα μικρότερη από 3-4 ηλιακές μάζες δεν φθάνουν ποτέ στο στάδιο του υπεργίγαντα. Η διάρκεια της ζωής των αστεριών εξαρτάται άμεσα από τη μάζα τους. Ένα αστέρι σαν τον Ήλιο ζει περίπου 10 δισεκατομμύρια χρόνια στην κύρια ακολουθία και άλλο ένα περίπου δισεκατομμύριο χρόνια στο στάδιο του ερυθρού γίγαντα. Η ηλικία του δικού μας Ηλίου υπολογίζεται γύρω στα 5 δισεκατομμύρια χρόνια, πράγμα που σημαίνει ότι ο Ήλιος είναι περίπου στα μισά της ζωής του. Από την άλλη πλευρά, ένα αστέρι με μάζα δεκαπλάσια του Ηλίου ζει μόνο 20-30 εκατομμύρια χρόνια συνολικά διότι, λόγω της μεγαλύτερης βαρύτητας, οι πυρηνικές καύσεις γίνονται με πολύ γρηγορότερους ρυθμούς. Η μετέπειτα εξέλιξη των αστεριών, πέρα από τα στάδια που ήδη αναφέραμε, έχει και αυτή άμεση σχέση με τη μάζα τους αν και είναι πιο αβέβαιη.

Εξέλιξή των άστρων.

Στο επόμενο μέρος θα ασχοληθούμε με την βαρυτική κατάρρευση και γενικότερα της συνθήκες θανάτου των άστρων...

Πηγές:
ecourse.uoi.gr
merkopanas
physicsgg.me
astronomia.gr
youmagazine.gr
ebooks.edu.gr
astro.noa.gr