Τι είναι άστρο;

Τι είναι αυτό που καθορίζει ένα άστρο; Η απάντηση στο ερώτημα αυτό είναι πολύ πιο δύσκολη από ό,τι θα περίμενε κανείς.

 

Αυτή είναι μια εικόνα του Ήλιου που λήφθηκε βράδυ. Χρησιμοποιώντας νετρίνα!

Με μια πολύ ευρεία έννοια, ένα αστέρι είναι απλώς ένα από εκείνα τα φωτεινά σημεία που βλέπουμε να λαμπυρίζουν στον νυχτερινό ουρανό. Αλλά αυτός ο ορισμός δεν είναι ικανοποιητικός ούτε από φιλολογική ούτε από φυσική άποψη. Εξάλλου, γνωρίζουμε επίσης ότι ο Ήλιος είναι άστρο – αλλά … δεν τον βλέπουμε ποτέ στον νυχτερινό ουρανό της Γης, και σίγουρα δεν είναι μια κουκκίδα (εκτός αν βρίσκεστε στον Πλούτωνα).

Μετά από αιώνες επιστημονικών παρατηρήσεων και εξέλιξης της θεωρητικής φυσικής, γνωρίζουμε πλέον ότι τα άστρα είναι ογκώδη, (υπερ)θερμά και σχεδόν σφαιρικά. Συγκρατούνται από τη δική τους βαρύτητα και αποτελούνται από πλάσμα (αέριο που θερμαίνεται τόσο πολύ ώστε τα άτομα να απογυμνώνονται από τα ηλεκτρόνιά τους). Και βέβαια, είναι φωτεινά. Λάμπουν, κι αυτό είναι ίσως το βασικότερό τους χαρακτηριστικό. Αλλά κι αυτό είναι ασφαλώς περιγραφικό, χωρίς και πάλι να μας λέει πραγματικά τι είναι άστρο. Τι είναι αυτό που το κάνει κάτι να διαφέρει ας πούμε, από έναν πλανήτη; Πόσο μικρότερο ή πόσο μεγαλύτερο μπορεί να είναι ένα άστρο;

Για να απαντήσουμε εύλογα σε τέτοιες ερωτήσεις, πρέπει να κατανοήσουμε πρώτα απ’ όλα τον μηχανισμό που κάνει ένα άστρο φωτεινό. Τότε μπορούμε να χρησιμοποιήσουμε αυτή τη γνώση για να προσδιορίσουμε καλύτερα τι είναι ή τι δεν είναι άστρο.

Ιστορικά, οι αστρονόμοι είχαν μαύρα μεσάνυχτα σχετικά με τι συμβαίνει στο εσωτερικό των άστρων, για αρκετό καιρό. Kάποτε πίστευαν ότι ο Ήλιος θερμαίνεται εξαιτίας της πτώσης μετεωριτών ή αστεροειδών στο εσωτερικό του, η βαρυτική ενέργεια των οποίων μετατρέπεται σε κινητική και στην συνέχεια σε θερμική, ή και από την δυναμική ενέργεια του πρωτοπλανητικού νεφελώματος. Ήταν λογικά επιχειρήματα, αλλά τα νούμερα δεν έβγαιναν. Επιπλέον, προς το τέλος του 19ου αιώνα αστρονομικές φασματοσκοπικές παρατηρήσεις είχαν ήδη ανακαλύψει το στοιχείο ήλιο στην χρωμόσφαιρα του Ήλιου (που δεν είχε βρεθεί μέχρι τότε στη Γη). Παρά τους έξυπνους μηχανισμούς που προτάθηκαν, έπρεπε να φτάσουμε μόλις στις αρχές του 20ου αιώνα και στην διατύπωση της Κβαντομηχανικής και την γέννηση της Πυρηνικής Φυσικής που μας εισήγαγε στην έννοια της πυρηνικής σύντηξης. Σε αυτή τη διαδικασία, υποατομικά σωματίδια όπως τα πρωτόνια και τα νετρόνια – ακόμα και ολόκληροι ατομικοί πυρήνες – θα μπορούσαν να συντηχθούν για να σχηματίσουν βαρύτερους πυρήνες, απελευθερώνοντας μια τεράστια ποσότητα ενέργειας. Έτσι, από την Αστρονομία και την Πυρηνική Φυσική γεννήθηκε η Πυρηνική Αστροφυσική, η οποία εκτός του ότι μας έδειξε πώς τα άστρα παράγουν ενέργεια, εξήγησε και την προέλευση των στοιχείων στο σύμπαν μας.

Στο εσωτερικό των άστρων όπως ο Ήλιος παράγεται ενέργεια από μια σειρά διαδοχικών πυρηνικών αντιδράσεων σύντηξης που ονομάζεται κύκλος πρωτονίου – πρωτονίου

Στον πυρήνα ενός άστρου, η σύντηξη απαιτεί την τρομακτική θερμοκρασία και πίεση που παρέχεται από τη συντριπτική βαρύτητα της υπερκείμενης μάζας του άστρου. Για να είναι ένα άστρο σχετικά σταθερό, η εξωτερική δύναμη της ενέργειας που παράγεται από την σύντηξη στον πυρήνα του πρέπει να εξισορροπείται από την βαρυτική έλξη προς το εσωτερικό του άστρου.

Υπάρχουν δύο διαφορετικοί δρόμοι για τη σύντηξη σε άστρα όπως ο ήλιος, αλλά στο τέλος και οι δύο αποδίδουν ουσιαστικά το ίδιο αποτέλεσμα: τέσσερις πυρήνες υδρογόνου (ο καθένας ένα πρωτόνιο) συγχωνεύονται για να σχηματίσουν έναν πυρήνα ηλίου και αυτή η διαδικασία παράγει τεράστια ακτινοβολία υψηλής ενέργειας ως υποπροϊόν. Στον ήλιο, αυτή η διαδικασία μετατρέπει περίπου 620 εκατομμύρια τόνους υδρογόνου σε ήλιο κάθε δευτερόλεπτο. Αυτό δημιουργεί αρκετή ενέργεια για να τροφοδοτήσει ένα άστρο.

 

Σε άστρα με μεγαλύτερη μάζα από τον Ήλιο, ο κύριος μηχανισμός σύντηξης του υδρογόνου προς ήλιο είναι ο «κύκλος CNO»

Μια κρίσιμη πτυχή εδώ είναι ότι από τη στιγμή που αυτές οι πυρηνικές αντιδράσεις ξεκινήσουν στον πυρήνα ενός άστρου, συνεχίζονται όσο υπάρχει αρκετό πυρηνικό καύσιμο για να τις τροφοδοτήσει. Κι ενώ η σύντηξη εκατοντάδων εκατομμυρίων τόνων ανά δευτερόλεπτο μας φαίνεται πάρα πολύ, για ένα άστρο, αυτό είναι ένα απειροελάχιστο κλάσμα της μάζας του, που του επιτρέπει να συνεχίσει να λάμπει για δισεκατομμύρια χρόνια.

Τώρα λοιπόν μπορούμε να πούμε με περισσότερη σιγουριά τι είναι ένα άστρο: μια τεράστια βαρυτικά δεσμευμένη μάζα φωτεινού πλάσματος στην οποία η ενέργεια που παράγεται από την διαρκή πυρηνική σύντηξη στον πυρήνα του εξισορροπείται από τη βαρύτητα.

Εκτός κι αν, υπάρχει ένα χαμηλότερο όριο στη θερμοκρασία και την πίεση που απαιτούνται για τη διατήρηση της σύντηξης. Για τα κανονικά άστρα, είναι περίπου 75 φορές η μάζα του Δία, ή το ένα δωδέκατο της μάζας του Ήλιου. Κάτω από αυτή τη μάζα, δεν υπάρχει αρκετή πίεση για να ξεκινήσει η διαδικασία σύντηξης. Αλλά μπορεί να παρατηρήσετε ότι κανείς δεν θεωρεί ένα αστρονομικό αντικείμενο που είναι μερικές δεκάδες φορές βαρύτερο από τον Δία ως «πλανήτη». Γενικά, τα μεσαία αντικείμενα που είναι πολύ μαζικά για να είναι πλανήτες, αλλά πολύ ελαφρά για να είναι άστρα, ονομάζονται καφέ νάνοι.

Εδώ είναι που τα πράγματα γίνονται ασαφή – επειδή αποδεικνύεται ότι οι καφέ νάνοι μπορούν επίσης να διατηρήσουν ορισμένα είδη πυρηνικών αντιδράσεων σύντηξης. Για παράδειγμα, συντήκουν δευτέριο, ένα ισότοπο υδρογόνου με ένα επιπλέον νετρόνιο στον ατομικό του πυρήνα. Μερικοί μπορούν ακόμη και να συντήξουν λίθιο με πρωτόνια για να σχηματίσουν βηρύλλιο, ενώ και οι δύο αυτές διαδικασίες μπορούν να συμβούν σε χαμηλότερες θερμοκρασίες και πιέσεις από την κλασική σύντηξη υδρογόνου που αναφέρθηκε παραπάνω. Οι καφέ νάνοι μπορούν να διατηρήσουν τέτοιες συνθήκες στον πυρήνα τους, αλλά μόνο για μερικές δεκάδες εκατομμύρια χρόνια. Όμως το ερώτημα παραμένει: Είναι αυτά τα αντικείμενα άστρα;

Για λόγους απλότητας, οι αστρονόμοι θα προτιμούσαν να κρατούν τους καφέ νάνους στη δική τους κατηγορία και να μην τους αποκαλούν άστρα. (Ίσως θα μπορούσαμε να πούμε ότι περνούν από μια σύντομη «αστρική φάση» σύντηξης μετά τη γέννησή τους). Έτσι, οι περισσότεροι από εμάς θα λέγαμε ότι ένα άστρο πρέπει να έχει συνεχή σύντηξη υδρογόνου. Εξακολουθεί να είναι λίγο αυθαίρετο – σε τελική ανάλυση, ακόμη και αυτή η σύντηξη σταματάει τελικά, αν κι αυτό μπορεί να διαρκέσει έως και αρκετά τρισεκατομμύρια χρόνια για μερικά άστρα βραδείας καύσης. Αλλά ο καθορισμός αυτού του σαφούς ορίου έχει κάποιο νόημα.

Τα άστρα έχουν επίσης ένα ανώτερο όριο στη μάζα τους. Άστρα με μεγαλύτερη μάζα συμπιέζουν βαρυτικά τον πυρήνα τους ακόμη περισσότερο, γεγονός που μπορεί να αυξήσει κατά πολύ τον ρυθμό των αντιδράσεων σύντηξης. Αλλά αυτό, με τη σειρά του, αυξάνει σημαντικά την παραγωγή ενέργειας, καθιστώντας το άστρο θερμότερο και φωτεινότερο. Αν το άστρο γίνει πολύ μεγάλο, μπορεί να γίνει τόσο φωτεινό που κυριολεκτικά διαλύεται. Αυτό το όριο δεν είναι καλά καθορισμένο, αλλά κυμένεται κοντά στις 200 φορές τη μάζα του Ήλιου. Βλέπουμε άστρα κοντά σε αυτό το ανώτερο όριο, όπως το Ήτα Τρόπιδος, να είναι βιαίως ασταθή, με «αστρικούς σπασμούς» που εκτοξεύουν αέρια με τεράστιες εκρήξεις.

Τι συμβαίνει λοιπόν, όταν ένα άστρο εξαντλήσει το πυρηνικό του καύσιμο; Τελικά το υδρογόνο τελειώνει, αφήνοντας πίσω έναν πυρήνα από ήλιο. Αυτό μπορεί να γίνει πολύ περίπλοκο, αλλά μερικά τεράστια άστρα μπορούν στη συνέχεια να συντήξουν αυτό το ήλιο σε βαρύτερα στοιχεία και αυτά τα βαρύτερα στοιχεία σε ακόμα βαρύτερα. Για τα πραγματικά άστρα βαρέων βαρών – άστρα με μάζα μεγαλύτερη από οκτώ φορές μεγαλύτερη από τον ήλιο – το τέλος έρχεται ως μια καταστροφική έκρηξη σουπερνόβα που αφήνει πίσω του ένα άστρο νετρονίων ή μια μαύρη τρύπα. Τα μικρότερα άστρα που μοιάζουν με τον Ήλιο μας έχουν ένα πιο ήρεμο τέλος – εκτοξεύονται τα εξωτερικά τους στρώματα εκθέτοντας τον πυκνό, θερμό πυρήνα τους στο διάστημα. Αυτά τα αργής-ψύξης αστρικά πτώματα ονομάζονται λευκοί νάνοι.

Εκτός από τις μαύρες τρύπες – οι οποίες είναι τόσο ακραίες που αξίζουν μια δική τους αποκλειστική κατηγορία – οι αστρονόμοι τείνουν να αναφέρονται σε αυτά τα αστρικά υπολείμματα ως άστρα, αλλά η λεξικολογία εκεί είναι πιο θολή. Αυτά τα αντικείμενα ήταν μέρος ενός άστρου που κάποτε συντηρούσε τη σύντηξη αλλά όχι πια. Έτσι, ενώ μπορούμε να τα αποκαλούμε άστρα, γνωρίζουμε ότι διαφέρουν από τα «κανονικά» άστρα όπως ο Ήλιος. Είναι λίγο μπερδεμένο για μας, αλλά οι αστρονόμοι έχουν κάθε είδους ορολογίες και όρους που ξεκίνησαν με καλές προθέσεις, αλλά τώρα είναι ξεπερασμένοι ή θα έπρεπε να καταργηθούν.

Αυτό είναι λογικό. Τελικά, η κύρια αρχή της επιστήμης είναι ότι μαθαίνει. Συλλέγουμε περισσότερα δεδομένα κι αλλάζουμε γνώμη, αν και οι όροι που χρησιμοποιούμε μπορεί να αργήσουν να καλύψουν τη διαφορά. Προς το παρόν, έχουμε κολλήσει με κάποιες λέξεις που ίσως πάψουν να χρησιμοποιούνται στο μέλλον. Πλανήτες, δορυφόροι, άστρα: οι αστρονόμοι γνωρίζουν τις διαφορές τους, αλλά και τα ασαφή όρια στους ορισμούς αυτών των αντικειμένων και γνωρίζουν ότι στα άκρα, αυτοί οι όροι μπορεί να συμπλέκονται μεταξύ τους. Πέρα από τις οριακές ασάφειες των ορισμών η αναγνώριση των διαφορών μεταξύ των αστρονομικών αντικειμένων μας βοηθά να κατανοήσουμε το σύμπαν ακόμα καλύτερα.

To 1970 το βρετανικό ροκ συγκρότημα Van der Graaf Generator κυκλοφόρησε τον δεύτερο δίσκο του με τίτλο «Η tο Ηe, who am the only one». Το οπισθόφυλλο του δίσκου περιείχε μερικές πυρηνικές αντιδράσεις με το σχόλιο ότι η σύντηξη των πυρήνων Υδρογόνου (Η) προς τον σχηματισμό πυρήνων Ηλίου (Ηe), είναι οι βασική εξώθερμη αντίδραση στο εσωτερικό άστρων όπως ο ήλιος και συνεπώς είναι η πρωταρχική πηγή ενέργειας του σύμπαντος

1. Διαβάστε περισσότερες λεπτομέρειες στο άρθρο: What Defines a Star? By Phil Plait – https://www.scientificamerican.com/article/what-is-a-star/
2. Παρακολουθείστε την διάλεξη του Νίκου Πράντζου: Η πηγή ενέργειας του Ήλιου και των άστρων – https://physicsgg.me/2021/03/07/%ce%b7-%ce%b9%cf%83%cf%84%ce%bf%cf%81%ce%af%ce%b1-%cf%84%ce%b7%cf%82-%cf%80%cf%85%cf%81%ce%b7%ce%bd%ce%b9%ce%ba%ce%ae%cf%82-%ce%b1%cf%83%cf%84%cf%81%ce%bf%cf%86%cf%85%cf%83%ce%b9%ce%ba%ce%ae%cf%82/

 

https://physicsgg.me/2025/06/03/%cf%84%ce%b9-%ce%b5%ce%af%ce%bd%ce%b1%ce%b9-%ce%ac%cf%83%cf%84%cf%81%ce%bf/