Αν και τα αστέρια είναι άψυχα αντικείμενα, τείνουμε να περιγράφουμε τα στάδια της εξέλιξής τους σαν να ήταν ζωντανά. Όπως κι εμείς, γεννιούνται, ζουν και στη συνέχεια πεθαίνουν. Φυσικά, οι διάρκειες ζωής τους είναι πολύ μεγαλύτερες από τις δικές μας και μπορούν να ‘ζουν’ για δισεκατομμύρια χρόνια. Και κατά τη διάρκεια της ζωής τους, τα αστέρια παράγουν τεράστιες ποσότητες ενέργειας μέσω πυρηνικών διεργασιών στο εσωτερικό τους, δίνοντάς τους τη χαρακτηριστική τους λάμψη. Ας ξεκινήσουμε λοιπόν από την αρχή. Από πού προέρχονται τα αστέρια;

Η ύλη δεν κατανέμεται ομοιόμορφα στο διάστημα. Ανάμεσα στα κενά της αδειότητας, υπάρχουν περιοχές από νέφη αερίου και σκόνης, που ονομάζονται διαστρικό μέσο, οι οποίες είναι πυκνότερες από το περιβάλλον τους. Συνήθως, η κινητική ενέργεια των σωματιδίων των νεφών εξισορροπείται από τη βαρυτική δύναμη του νέφους. Ωστόσο, αν το νέφος διαταραχθεί, ίσως από μια κοντινή υπερκαινοφανή έκρηξη, η ισορροπία διασπάται και το νέφος μπορεί να γίνει πυκνότερο σε ορισμένες περιοχές.

Όταν φτάσουν σε μια ορισμένη κρίσιμη μάζα, τα πυκνότερα τμήματα του νέφους μπορούν να συσταλούν υπό την επίδραση της ίδιας τους της βαρυτικής έλξης, προκαλώντας τον κατακερματισμό του νέφους σε μικρότερα και πυκνότερα τμήματα. Αυτή η διαδικασία διαρκεί μερικά εκατομμύρια χρόνια. Καθώς το νέφος συστέλλεται, η θερμοκρασία και η πυκνότητα αυξάνονται. Τελικά, το νέο αντικείμενο αποκτά σφαιρικό σχήμα και γίνεται αυτό που ονομάζεται πρωτοαστέρας. Λόγω της βαρυτικής του έλξης, ύλη από το νέφος συνεχίζει να πέφτει πάνω του, αυξάνοντας συνεχώς τη θερμοκρασία και την πυκνότητα μέχρι να γίνουν τόσο μεγάλες ώστε να αρχίσουν πυρηνικές αντιδράσεις, όπου το υδρογόνο συντήκεται για να σχηματίσει ήλιο. Ένα νέο αστέρι γεννιέται.

Στο κέντρο αυτού του νέφους αερίου και σκόνης που ονομάζεται Νεφέλωμα Ωμέγα σχηματίζονται συνεχώς νέα αστέρια. Πηγή: NASA

Τα περισσότερα αστέρια γεννιούνται μέσα στους βραχίονες ενός σπειροειδούς γαλαξία, όπου υπάρχει περισσότερο αέριο και σκόνη. Μερικές φορές, πολλά αστέρια μπορούν να σχηματιστούν μέσα στο ίδιο μοριακό νέφος, οπότε έχουμε αυτό που είναι γνωστό ως αστρικό σμήνος. Υπάρχουν δύο τύποι σμηνών: τα ανοικτά σμήνη, που τείνουν να περιέχουν μερικές εκατοντάδες σχετικά νεαρά, θερμά αστέρια που είναι αρκετά αραιά κατανεμημένα, και τα σφαιρωτά σμήνη, που τείνουν να περιέχουν χιλιάδες πολύ γηραιότερα αστέρια, συγκεντρωμένα πολύ πυκνότερα.

Με εξαίρεση τον Ήλιο, τα περισσότερα αστέρια βρίσκονται σε εξαιρετικά μεγάλες αποστάσεις. Το πλησιέστερο αστέρι, ο Proxima Centauri, απέχει 4,24 έτη φωτός. Αυτό σημαίνει ότι όταν οι αστρονόμοι παρατηρούν αστέρια, είναι δύσκολο να δουν ακριβώς τι συμβαίνει. Κυρίως παρατηρούν δύο πράγματα: τη λαμπρότητα του αστεριού και το χρώμα του.

Όταν οι αστρονόμοι μιλούν για τη λαμπρότητα ενός αστεριού, αυτό που εννοούν είναι το απόλυτο μέγεθος, δηλαδή την πραγματική φωτεινότητα ενός αστεριού και όχι τη φαινόμενη φωτεινότητα που εξαρτάται από το πόσο μακριά βρίσκεται από εμάς. Αυτό κανονικά μετριέται σε λογαριθμική κλίμακα ως προς τον Ήλιό μας: για παράδειγμα, αν ένα αστέρι έχει λαμπρότητα 1, τότε έχει την ίδια φωτεινότητα με τον Ήλιό μας. Το χρώμα ενός αστεριού σχετίζεται με τη θερμοκρασία της επιφάνειάς του: τα πιο ‘θερμά’ αστέρια φαίνονται πιο γαλάζια από τα ψυχρότερα, τα οποία είναι ερυθρά.

Μπορεί κανείς να δημιουργήσει ένα διδιάστατο διάγραμμα με τις θερμοκρασίες επιφάνειας των αστεριών ως προς τη λαμπρότητά τους. Το διάγραμμα θα μπορούσε να μοιάζει με αυτό που φαίνεται εδώ στα δεξιά.

Αυτό είναι ίσως το σημαντικότερο διάγραμμα στην αστρονομία, το διάγραμμα Hertzsprung-Russell, που πήρε το όνομά του από τους δύο αστρονόμους που το σχεδίασαν πρώτοι. Στον οριζόντιο άξονα βρίσκεται η θερμοκρασία επιφάνειας, η οποία αυξάνεται από τα δεξιά προς τα αριστερά, και στον κατακόρυφο άξονα βρίσκεται η εκπεμπόμενη ενέργεια ή λαμπρότητα του αστεριού.

Ενδιαφέρον είναι ότι τα αστέρια στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell δεν κατανέμονται ομοιόμορφα. Αντίθετα, σχηματίζουν ένα πολύ χαρακτηριστικό πρότυπο. Τα περισσότερα από τα αστέρια βρίσκονται πάνω σε μια ζώνη από το πάνω αριστερό μέρος του διαγράμματος (μεγάλα, λαμπρά, θερμά αστέρια) έως το κάτω δεξί (μικρά, αμυδρά, ψυχρά αστέρια). Αυτό ονομάζεται Κύρια Ακολουθία. Στο πάνω δεξί μέρος του διαγράμματος βρίσκονται πολύ μεγάλα, λαμπρά αλλά ψυχρά αστέρια, τα οποία ονομάζουμε Ερυθρούς Γίγαντες, και στο κάτω αριστερό άκρο βρίσκονται οι Λευκοί Νάνοι, μικρά, αμυδρά αλλά εξαιρετικά θερμά αστέρια.

Για περίπου το 90% της ζωής ενός αστεριού, το αστέρι θα είναι σχετικά σταθερό και θα έχει περίπου την ίδια λαμπρότητα, θερμοκρασία επιφάνειας και μέγεθος. Σε αυτό το σημείο της εξέλιξής του, το αστέρι βρίσκεται σε υδροστατική ισορροπία. Επομένως, η θέση του στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell δεν αλλάζει. Σε αυτή την κατάσταση, το αστέρι είναι ένα αστέρι Κύριας Ακολουθίας: ο Ήλιός μας είναι χαρακτηριστικό παράδειγμα. Κυμαίνονται από θερμά και λαμπρά αστέρια στο πάνω αριστερό μέρος του διαγράμματος Hertzsprung-Russell έως ψυχρότερα και αμυδρότερα στο κάτω δεξί. Τα αστέρια μπορούν να παραμένουν σε αυτή τη φάση για πολύ μεγάλο χρονικό διάστημα. Ωστόσο, οι χρονικές κλίμακες των αστεριών δεν είναι όλες ίδιες. Τα μεγαλύτερα αστέρια τείνουν να καίνε το καύσιμό τους πολύ γρηγορότερα και, επομένως, το εξαντλούν πολύ πιο σύντομα. Τα μικρότερα αστέρια δεν χρειάζεται να χρησιμοποιούν τόση ενέργεια για να εξισορροπούν τη βαρύτητά τους, και συνεπώς έχουν μεγαλύτερη διάρκεια ζωής.

Τα στάδια της ζωής ενός αστεριού καθορίζονται από το πόσο και τι είδους καύσιμο διαθέτει το αστέρι. Κατά τη διάρκεια της Κύριας Ακολουθίας, τα αστέρια χρησιμοποιούν το υδρογόνο ως καύσιμό τους. Όταν το υδρογόνο αρχίζει να εξαντλείται, το αστέρι παράγει λιγότερη ενέργεια για να στηρίξει το βάρος του και ο πυρήνας αρχίζει να συστέλλεται. Αυτό αυξάνει τη θερμοκρασία και την πυκνότητα στον πυρήνα και ως αποτέλεσμα αυξάνεται η λαμπρότητα του αστεριού. Λόγω της αυξημένης θερμότητας που εκλύεται, η ακτίνα του αστεριού αυξάνεται κατά 100 έως 1000 φορές σε σχέση με το αρχικό του μέγεθος, αλλά με περισσότερη επιφάνεια να πρέπει να θερμανθεί και λιγότερο καύσιμο για να γίνει αυτό, η θερμοκρασία επιφάνειας μπορεί να μειωθεί έως και κατά 50%, και το αστέρι γίνεται πιο ερυθρό. Τέτοια αστέρια ονομάζονται Ερυθροί Γίγαντες. Στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell βρίσκονται στην πάνω δεξιά γωνία.

Για μικρά αστέρια (δηλαδή με μάζα μικρότερη από 8 φορές τη μάζα του Ήλιου), στο τέλος της φάσης του Ερυθρού Γίγαντα, το αστέρι δεν μπορεί να συσταλεί αρκετά ώστε να δημιουργήσει τις θερμοκρασίες που απαιτούνται για περαιτέρω πυρηνική σύντηξη. Χωρίς πυρηνικές διεργασίες να το τροφοδοτούν, τα εξωτερικά στρώματα του αστεριού γίνονται ασταθή και ο αστρικός άνεμος που παράγεται από το αστέρι τα απομακρύνει. Από τη Γη, το βλέπουμε αυτό ως τεράστια πολύχρωμα νέφη που κινούνται γρήγορα μακριά από το αστέρι, αφήνοντας πίσω μόνο τον αστρικό πυρήνα. Αυτό το νέφος που απομακρύνεται από το αστέρι ονομάζεται πλανητικό νεφέλωμα.

Το Νεφέλωμα της Έλικας είναι ένα παράδειγμα πλανητικού νεφελώματος που εκτινάχθηκε από τον Λευκό Νάνο που έμεινε πίσω και είναι ακόμη ορατός στο ακριβές κέντρο της φωτογραφίας (Πηγή εικόνας: NASA). Ένα πλανητικό νεφέλωμα ονομάζεται έτσι όχι επειδή έχει οποιαδήποτε σχέση με πλανήτες αλλά επειδή οι αστρονόμοι παλαιότερων εποχών δεν μπορούσαν να το παρατηρήσουν πολύ καλά και έμοιαζε με θολή σφαίρα - λίγο σαν πλανήτης.

Ο εναπομείνας πυρήνας είναι μικρός αλλά πολύ πυκνός και θερμός. Ονομάζονται Λευκοί Νάνοι λόγω του μικρού τους μεγέθους αλλά και της λευκοπύρινης επιφάνειάς τους. Είναι τόσο πυκνοί ώστε μόνο ένα κουταλάκι του γλυκού από το υλικό τους θα ζύγιζε όσο ένας ελέφαντας στη Γη. Οι Λευκοί Νάνοι βρίσκονται στην κάτω αριστερή γωνία του διαγράμματος Hertzsprung-Russell. Για μικρά αστέρια όπως ο Ήλιός μας, ο εναπομείνας πυρήνας θα αποτελείται από άνθρακα (και λίγο οξυγόνο), αλλά για μεγαλύτερα αστέρια, θα μπορούσε να αποτελείται από νέον.

Αυτά τα αστέρια δεν συντήκουν πλέον υλικό, οπότε με τον χρόνο θα χάσουν τη θερμότητά τους. Τελικά, θα εξασθενήσουν και θα γίνουν Καφέ Νάνοι.

Όπως είδαμε, υπάρχουν πολλοί διαφορετικοί τύποι αστεριών και μπορούν να διαφέρουν πολύ μεταξύ τους. Η πιο προφανής διαφορά ανάμεσά τους είναι το μέγεθος. Η παρακάτω εικόνα δείχνει μερικά αστέρια από τον γαλαξία μας. Υπάρχουν τρεις ερυθροί γίγαντες: ο Antares, ο Betelgeuse και ο Aldebaran. Ο Rigel είναι ένας γαλάζιος υπεργίγαντας. Ο Sirius είναι αστέρι κύριας ακολουθίας αλλά μεγαλύτερο από τον Ήλιό μας - φαίνεται ως μια μικρή κουκκίδα στο κάτω αριστερό μέρος, απειροελάχιστη σε σύγκριση με τα άλλα. Οι Λευκοί Νάνοι είναι τόσο μικροί που δεν μπορούν να παρουσιαστούν σε αυτή την εικόνα με την ίδια κλίμακα. Πηγή: NASA.

Για αστέρια με μάζα μεγαλύτερη από 8 φορές τη μάζα του Ήλιου μας, ο θάνατος σηματοδοτείται από μια γιγαντιαία έκρηξη: κατά το πρώτο δευτερόλεπτο μπορεί να είναι τόσο φωτεινή όσο ένας ολόκληρος γαλαξίας με εκατοντάδες δισεκατομμύρια αστέρια. Τέτοιες εκρήξεις ονομάζονται Υπερκαινοφανείς Τύπου-II.

Μετά από έναν υπερκαινοφανή, ανάλογα με τη μάζα του αρχικού αστεριού, υπάρχουν δύο πιθανά αποτελέσματα για τον πυρήνα του αστεριού. Για μικρότερα αστέρια, ο πυρήνας γίνεται Αστέρας Νετρονίων. Ωστόσο, αν ο πυρήνας του αστεριού έχει μάζα μεγαλύτερη από περίπου 2,5 φορές τη μάζα του Ήλιου, αυτό που απομένει είναι μια Μαύρη Τρύπα.

Το φωτεινό σημείο αυτής της φωτογραφίας είναι η έκρηξη του υπερκαινοφανούς του 1987 που έλαβε χώρα στο Νέφος του Μαγγελάνου σε απόσταση περίπου 156.000 ετών φωτός από εμάς.

Παρόλο που η αστρική έκρηξη συνέβη γύρω στο 166000 π.Χ., παρατηρήθηκε από εμάς στις 23 Φεβρουαρίου 1987. Ο SN 1987A ήταν μία από τις λαμπρότερες αστρικές εκρήξεις από την εφεύρεση του τηλεσκοπίου πριν από περισσότερα από 400 χρόνια. Πηγή: NASA/HUBBLE

Κατά τη διάρκεια ενός υπερκαινοφανούς, όλη η ύλη συστέλλεται στον πυρήνα του εκρηγνυόμενου αστεριού. Αυτό σημαίνει ότι τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια συμπιέζονται τόσο ισχυρά ώστε μετατρέπονται σε νετρόνια. Υπάρχει ένα όριο στο πόσο μπορούν να συμπιεστούν τα νετρόνια και έτσι τελικά ο πυρήνας σταματά να συστέλλεται και σχηματίζεται ένας Αστέρας Νετρονίων.

Οι Αστέρες Νετρονίων αποτελούνται μόνο από νετρόνια και έχουν ακτίνα μόλις περίπου 10 km. Ωστόσο, ένας Αστέρας Νετρονίων είναι τόσο πυκνός ώστε μόνο ένα κουταλάκι του γλυκού από το υλικό του έχει περίπου 20 φορές τη μάζα της Μεγάλης Πυραμίδας της Γκίζας. Στην πραγματικότητα, οι Αστέρες Νετρονίων είναι τα πυκνότερα αντικείμενα που γνωρίζουμε. Πολλοί αστέρες νετρονίων περιστρέφονται γρήγορα με περιόδους από μερικά χιλιοστά του δευτερολέπτου (1/1000 του δευτερολέπτου) έως δευτερόλεπτα. Αυτή η περιστροφή παράγει ραδιοκύματα που παρατηρούνται από τους ραδιοαστρονόμους ως απότομοι και κανονικοί παλμοί και ένας τέτοιος Αστέρας Νετρονίων ονομάζεται Πάλσαρ. Περισσότερα από 400 τέτοια Πάλσαρ έχουν βρεθεί από την πρώτη ανακάλυψη του πρώτου Αστέρα Νετρονίων το 1967.

Το πιο γνωστό Πάλσαρ βρίσκεται στο κέντρο του Νεφελώματος του Καρκίνου. Το Νεφέλωμα του Καρκίνου είναι ένα νέφος που δημιουργήθηκε σε έκρηξη υπερκαινοφανούς η οποία παρατηρήθηκε από Κινέζους αστρονόμους το 1054 μ.Χ. Το Νεφέλωμα του Καρκίνου διαστέλλεται από τότε συνεχώς. Στο κέντρο αυτού του νέφους υπάρχει ένα πάλσαρ, δηλαδή ένας Αστέρας Νετρονίων που περιστρέφεται περίπου 30 φορές το δευτερόλεπτο. Πηγή: NASA

Για να δημιουργηθεί μια Μαύρη Τρύπα, ο πυρήνας του αστεριού πρέπει να έχει μάζα μεγαλύτερη από 2,5 φορές εκείνη του Ήλιου. Σε τόσο μεγάλες μάζες, η βαρυτική δύναμη του πυρήνα είναι τόσο ισχυρή ώστε όταν το υλικό του αστεριού καταρρέει γρήγορα προς τα μέσα, η απωστική δύναμη μεταξύ των νετρονίων δεν μπορεί να την εξουδετερώσει. Η ύλη απλώς συνεχίζει να καταρρέει, δημιουργώντας ένα ολοένα πυκνότερο αντικείμενο, μέχρι που τελικά γίνεται Μαύρη Τρύπα.

Μια Μαύρη Τρύπα είναι ένα τμήμα του διαστήματος στο οποίο έχει συγκεντρωθεί τόση μάζα (και άρα βαρύτητα) ώστε τίποτε - ούτε καν το φως - δεν μπορεί να διαφύγει από αυτό. Αυτό είναι γνωστό ως ιδιομορφία επειδή όλη η ύλη είναι συγκεντρωμένη σε ένα και μόνο σημείο. Καθώς κανένα φως δεν μπορεί να διαφύγει, οι μαύρες τρύπες φαίνονται … μαύρες. Αυτό σημαίνει ότι οι αστρονόμοι δεν μπορούν να τις δουν. Ωστόσο, μπορούν να εντοπιστούν παρατηρώντας την αύξηση της θερμοκρασίας της γύρω ύλης όταν αυτή σπειροειδώς κατευθύνεται προς τη Μαύρη Τρύπα και καταβροχθίζεται από αυτήν. Αυτές οι Μαύρες Τρύπες συνήθως έχουν μάζες που κυμαίνονται από περίπου 4 έως 10 φορές τη μάζα του Ήλιου.

Ωστόσο, υπάρχουν και άλλοι τύποι Μαύρων Τρυπών. Οι αστρονόμοι έχουν επίσης ανακαλύψει Υπερμεγέθεις Μαύρες Τρύπες (SBH), οι οποίες έχουν μάζες εκατομμύρια φορές μεγαλύτερες από τον Ήλιό μας. Αυτές έχουν βρεθεί στο κέντρο των γαλαξιών. Υπάρχει μάλιστα μία και στο κέντρο του δικού μας γαλαξία. Ονομάζεται Sagittarius A* και η μάζα της είναι περίπου 4 εκατομμύρια φορές η μάζα του Ήλιου. Ορισμένες SBH δημιουργούν ισχυρούς πίδακες που ονομάζονται κβάζαρ.

Καλλιτεχνική απεικόνιση ενός μακρινού κβάζαρ στο πρώιμο Σύμπαν. Το πυκνό περιβάλλον αερίου, σκόνης και ακόμη και άστρων παράγει τη λαμπρότητα του κβάζαρ όταν καταπίνονται από την SBH. Πηγή: NASA

Τα κβάζαρ μπορούν να εκπέμπουν την ενέργεια εκατοντάδων γαλαξιών από μια περιοχή που δεν είναι πολύ μεγαλύτερη από το ηλιακό μας σύστημα. Τα κβάζαρ βρίσκονται μόνο σε πολύ μεγάλες αποστάσεις και σχηματίστηκαν όταν το Σύμπαν ήταν πολύ νεότερο και η πυκνότητα της ύλης γύρω από την SBH ήταν πολύ μεγαλύτερη. Οι Μαύρες Τρύπες που απομένουν τώρα στα κέντρα των γαλαξιών έχουν ήδη καταπιεί το μεγαλύτερο μέρος της ύλης που τις περιέβαλλε και συνεπώς παράγουν πολύ λιγότερη ενέργεια.

Παραδόξως, η ιστορία δεν τελειώνει εδώ, οι αστρονόμοι έχουν βρει ακόμη έναν τύπο Μαύρης Τρύπας: την ενδιάμεση μαύρη τρύπα, με μάζες εκατοντάδες φορές μεγαλύτερες από τον Ήλιο μας. Πρόκειται για μια αρκετά πρόσφατη ανακάλυψη και οι αστρονόμοι δεν είναι απολύτως βέβαιοι πώς να την ερμηνεύσουν. Αν και οι μελέτες φαίνεται να αποδεικνύουν την ύπαρξή τους, κανείς δεν μπορεί να εξηγήσει πώς δημιουργούνται, καθώς φαίνονται υπερβολικά μεγάλες για να προέρχονται από αστέρια!

Τα περισσότερα αστέρια δεν είναι μεμονωμένα όπως ο Ήλιος μας, αλλά είναι τα λεγόμενα διπλά συστήματα που αποτελούνται από δύο αστέρια. Μπορεί να συμβεί τώρα το ένα από αυτά τα αστέρια να έχει ήδη γίνει Λευκός Νάνος, ενώ το άλλο να είναι ακόμη Ερυθρός Γίγαντας. Σε αυτή την περίπτωση προσπίπτει ύλη, δηλαδή μεταφέρεται συνεχώς από τον Ερυθρό Γίγαντα προς τον Λευκό Νάνο. Ανάλογα με τον ρυθμό εναπόθεσης της ύλης στην επιφάνεια του Λευκού Νάνου υπάρχουν δύο αποτελέσματα.

Η εναποτεθειμένη ύλη στην επιφάνεια των Λευκών Νάνων εκρήγνυται. Μια τέτοια έκρηξη ονομάζεται νόβα (στα λατινικά αυτό σημαίνει "νέα"), επειδή φαίνεται σαν να εμφανίστηκε ένα νέο αστέρι στον ουρανό. Κάθε χρόνο παρατηρούνται περίπου δεκάδες τέτοιες νόβες μόνο στον Γαλαξία μας. Το αστέρι είναι φωτεινό για μερικές ημέρες ή εβδομάδες προτού εξασθενήσει ξανά. Έχουν επίσης παρατηρηθεί επαναλαμβανόμενες νόβες, με διαστήματα επανάληψης ετών ή δεκαετιών.

Μακριά, ένα αστέρι εξερράγη ως υπερκαινοφανής τύπου-I. Είναι ορατό ως το φωτεινό σημείο κάτω αριστερά, και συνέβη στα εξώτερα τμήματα ενός γαλαξία (Πηγή εικόνας: NASA). Αυτή είναι η δεύτερη πιθανότητα: ο Λευκός Νάνος μπορεί να ανατιναχθεί σε μια γιγαντιαία έκρηξη, που ονομάζεται υπερκαινοφανής τύπου-I. Αυτοί οι υπερκαινοφανείς μπορούν να συμβαίνουν εξίσου συχνά και να είναι εξίσου φωτεινοί με τους υπερκαινοφανείς τύπου-II: μπορούν να έχουν τη φωτεινότητα εκατοντάδων δισεκατομμυρίων αστεριών.