Περιεχόμενο
Τα αστέρια αποτελούνται πρωτίστως από αέρια υδρογόνου και ηλίου. Διαφέρουν δραματικά σε μέγεθος, φωτεινότητα και θερμοκρασία και ζουν για δισεκατομμύρια χρόνια, μεταβαίνοντας σε διάφορα στάδια. Ο δικός μας ήλιος είναι ένα τυπικό αστέρι, ένα από τα εκατοντάδες δισεκατομμύρια που απορρίπτει τον Γαλαξία.
Γέννηση
Τα αστέρια γεννιούνται σε μεγάλα γαλαξιακά "φυτώρια" που ονομάζονται νεφελώματα, μια λατινική λέξη που σημαίνει σύννεφο. Τα Νεφέλαι είναι πυκνά σύννεφα σκόνης και αερίου που μπορούν να δημιουργήσουν εκατοντάδες αστέρια. Σε ορισμένες περιοχές ενός νεφελώματος, το φυσικό αέριο και η σκόνη θα συγκεντρωθούν σαν συστάδες. Ένα νέο αστέρι αναδύεται όταν μία από αυτές τις συστάδες συσσωρεύει τόσο πολλή μάζα που καταρρέει κάτω από τη δύναμη της δικής της βαρύτητας. Η αυξημένη πυκνότητα του νέφους συμπύκνωσης προκαλεί σημαντική αύξηση της θερμοκρασίας του. Τελικά, η θερμοκρασία γίνεται τόσο υψηλή ώστε να συμβαίνει η πυρηνική σύντηξη, σχηματίζοντας ένα αστέρι "νηπίου" που ονομάζεται πρωτόσταρ.
Κύρια αστέρια ακολουθίας
Μόλις ένας πρωτόσταρ έχει συγκεντρώσει αρκετή μάζα από τα γύρω σύννεφα φυσικού αερίου και σκόνης, γίνεται ένα αστέρι κύριας ακολουθίας. Η κύρια αλληλουχία αστέρια ασφάλειες άτομα υδρογόνου μαζί για να δημιουργήσει ήλιο σε μια διαδικασία γνωστή ως πυρηνική σύντηξη. Τα αστέρια μπορούν να υπάρχουν σε αυτό το στάδιο για δισεκατομμύρια χρόνια. Ο ήλιος μας βρίσκεται αυτή τη στιγμή στη φάση της κύριας ακολουθίας του.
Η φωτεινότητα ενός άστρου εξαρτάται σε μεγάλο βαθμό από τη μάζα του. Όσο πιο μαζικός είναι ο αστέρας της κύριας αλληλουχίας, τόσο μεγαλύτερη φωτεινότητα θα επιδείξει. Το χρώμα ενός αστέρα κύριας ακολουθίας αποτελεί ένδειξη της θερμοκρασίας του αστεριού. Τα ζεστά αστέρια θα εμφανιστούν μπλε ή άσπρα και τα πιο δροσερά αστέρια θα εμφανιστούν κόκκινο ή πορτοκαλί. Η μάζα ενός αστεριού θα επηρεάσει επίσης τη διάρκεια ζωής του. Όσο περισσότερη μάζα έχει ένα αστέρι, τόσο μικρότερη είναι η διάρκεια ζωής του.
Κόκκινοι Γίγαντες
Μετά από καύση για δισεκατομμύρια χρόνια, ένα αστέρι κύριας ακολουθίας θα εξαντλήσει τελικά την παροχή καυσίμου καθώς η πλειοψηφία του υδρογόνου μετατρέπεται σε ήλιο μέσω πυρηνικής σύντηξης. Η περίσσεια ηλίου θα προκαλέσει τότε αύξηση της θερμοκρασίας του αστεριού. Όταν συμβεί αυτό, το αστέρι θα επεκταθεί για να γίνει ένας κόκκινος γίγαντας.
Οι κόκκινοι γίγαντες έχουν έντονο κόκκινο χρώμα. Είναι επίσης μεγαλύτερα και πολύ φωτεινότερα από τα αστέρια της κύριας ακολουθίας. Καθώς ο πυρήνας του κόκκινου γιγάντου συνεχίζει να καταρρέει κάτω από τη δύναμη της βαρύτητας, θα γίνει αρκετά πυκνό ώστε να μετατρέψει την παραμένουσα παροχή ηλίου σε άνθρακα. Αυτό συμβαίνει σε μια περίοδο περίπου 100 εκατομμυρίων ετών, μέχρι να έρθει η ώρα για να πεθάνει το αστέρι. Ακριβώς όπως η μάζα υπαγορεύει τη φωτεινότητα ενός άστρου, θα καθορίσει επίσης τον τρόπο του θανάτου ενός αστεριού.
Λευκοί νάνοι
Τα κύρια αστέρια ακολουθίας που έχουν χαμηλότερες μάζες τελικά γίνονται λευκοί νάνοι. Μόλις ένας κόκκινος γίγαντας καίει μέσα από την παροχή ηλίου του, το αστέρι θα χάσει τη μάζα. Ο υπολειπόμενος πυρήνας του άνθρακα θα συνεχίσει να ψύχεται και θα μειώνεται στη φωτεινότητα για δισεκατομμύρια χρόνια μέχρι να γίνει λευκός νάνος. Τελικά, το άσπρο νάνο αστέρι θα παύσει να παράγει ενέργεια εντελώς και να σκουραίνει για να γίνει μαύρος νάνος. Τα άσπρα νάνοι αστέρια είναι μικρότερα, πιο πυκνά και λιγότερο φωτεινά από τα κόκκινα γιγαντιαία αστέρια. Η πυκνότητα των αστέγων των νάνων είναι τόσο μεγάλη που μια απλή κουτάλα λευκού νάνου υλικού θα ζυγίζει αρκετούς τόνους.
Supernovas
Τα κύρια αστέρια της αλληλουχίας που έχουν υψηλότερη μάζα προορίζονται να πεθάνουν σε δραματικές και βίαιες εκρήξεις που ονομάζονται σουπερνόβες. Μόλις αυτά τα αστέρια έχουν καεί μέσω της προμήθειας ηλίου τους, ο εναπομείναντος πυρήνας άνθρακα μετατρέπεται τελικά σε σίδηρο. Αυτός ο πυρήνας του σιδήρου θα καταρρεύσει έπειτα κάτω από το δικό του βάρος μέχρι να φτάσει σε ένα σημείο όπου η ύλη αρχίζει να αναπηδά από την επιφάνεια του. Όταν συμβαίνει αυτό, εμφανίζεται μια τεράστια έκρηξη που θα δημιουργήσει ένα λαμπρό φως φωτός που ισούται με τη φωτεινότητα ενός ολόκληρου γαλαξία των αστεριών. Κατά τη διάρκεια ορισμένων εκρήξεων σουπερνόβα, τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια θα συνδυαστούν για να σχηματίσουν νετρόνια. Αυτό με τη σειρά του οδηγεί στο σχηματισμό εξαιρετικά πυκνών αστεριών που ονομάζονται αστέρια νετρονίων.