Παρατηρώντας από κοντά τον Ήλιο
Ο 'Ηλιος μπορεί να είναι το κέντρο του δικού μας κόσμου, αλλά δεν είναι ένα τυπικό άστρο. Τα άστρα δημιουργούνται από τεράστιες μάζες αερίων και σκόνης. Εξαιτίας διακυμάνσεων, διαμορφώνεται ένα κέντρο και τότε, εξαιτίας της βαρύτητας, συγκεντρώνεται σταδιακά όλο και περισσότερη ύλη μέχρι που δημιουργείται ένας πυρήνας, που έλκει ακόμα περισσότερα αέρια και σκόνη. Αυτός ο πυρήνας -το πρωτόαστρο- θα αρχίσει να θερμαίνεται. Κάτω από την επίδραση της βαρύτητας, το πρωτόαστρο θα συσταλεί και, εάν ο πυρήνας είναι αρκετά μεγάλος, πυρηνικές αντιδράσεις (σύντηξη) θα προκαλέσουν την ανάφλεξή του. 'Ετσι γεννιέται ένα αστέρι.
'Ετσι φανταζόμουν ότι δημιουργούνται τα άστρα. 'Οταν κοιτούσα ψηλά στον ουρανό, έβλεπα τον 'Ηλιο μας σαν ένα μοναχικό άστρο και τον ουρανό γεμάτο από μονήρη άστρα. Η ιδέα των δυαδικών αστρικών συστημάτων με δύο άστρα να περιστρέφονται το ένα γύρω από το άλλο φαινόταν πραγματικά περιττή. 'Ετσι ήταν σοκ για μένα όταν έμαθα ότι μόνο το 15% των άστρων είναι μόνα τους, ενώ το 65% είναι σε ζευγάρια και το υπόλοιπο 20% είναι σε συστήματα των τριών ή και περισσότερων. Αυτό φαινόταν να αντικρούει την ιδέα ενός μεγάλου νέφους αερίων και σκόνης που συμπυκνώνεται.
Για μένα, η εξήγηση βρέθηκε σε μια από τις πρώτες φωτογραφίες που ήρθαν από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble (δες την εικόνα δεξιά). 'Εδειχνε μια περιοχή δημιουργίας αστέρων με Φροϋδική πολυπλοκότητα που εξηγεί τη γέννηση πολλαπλών αστρικών συστημάτων. Είμαστε τυχεροί που το δικό μας άστρο είναι ένα από τα μοναχικά.
Όταν γεννήθηκε ο 'Ηλιος, περίπου 4.600 εκατομμύρια χρόνια πριν, η αέρια μάζα του αποτελούνταν από 72% υδρογόνο, 24% ήλιο και το υπόλοιπο αποτελούνταν από μία ποικιλία στοιχείων, που είχαν δημιουργηθεί σχεδόν εξ'ολοκλήρου σε εκρήξεις σουπερνόβα και κατόπιν εκτινάχθηκαν στο σύμπαν. Η μάζα του 'Ηλιου είναι 2 x 1027 τόνοι, ή 2.000 εκατομμύρια εκατομμύρια εκατομμύρια εκατομμύρια τόνοι. 'Οταν δημιουργείται ένα άστρο, η συστολή του το κάνει να περιστρέφεται γρηγορότερα (όπως ένας αθλητής του καλλιτεχνικού πατινάζ όταν μαζεύει τα χέρια του κοντά στον κορμό του). 'Ενα τέτοιο άστρο είναι εξαιρετικά λαμπρό για τη μάζα του. Παρ' όλα αυτά, καθώς περιστρέφεται γύρω από τον εαυτό του, αποβάλλει μάζα, χάνοντας έτσι περίπου 2.000 εκατομμύρια εκατομμύρια εκατομμύρια τόνους κάθε χρόνο. Σύντομα επιβραδύνεται, και σήμερα ο 'Ηλιος μας χάνει περίπου 20 εκατομμύρια εκατομμύρια τόνους το χρόνο (ή 700.000 τόνους το δευτερόλεπτο) με τη μορφή του ηλιακού ανέμου.
Αυτή η αστρική διάβρωση γίνεται ορατή κατά τη διάρκεια μια ολικής ηλιακής έκλειψης. Η ακτίνα του 'Ηλιου είναι περίπου 700.000 χιλιόμετρα, έτσι το εύκολα ορατό μέρος του ηλιακού ανέμου, που είναι ορατό κατά τη διάρκεια μιας έκλειψης, εκτείνεται έξω από την επιφάνεια για περισσότερο από ένα εκατομμύριο χιλιόμετρα. Κατά διαστήματα μπορεί να εμφανιστεί μια ηλιακή έκλαμψη.
Η μοίρα του πυρήνα ενός πρωτόαστρου εξαρτάται από τη μάζα του. Εάν το πρωτόαστρο έχει μάζα μικρότερη από 0.08 ηλιακές μάζες, η θερμοκρασία στον πυρήνα δεν είναι αρκετά υψηλή για να αρχίσουν οι πυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης και το πρωτόαστρο παραμένει ένας αδρανής Καφέ Νάνος.
Η ξαφνική κατάρρευση του πυρήνα γεννά ένα κρουστικό κύμα που συμπιέζει το άστρο νετρονίων ακόμα περισσότερο. Αυτό το κύμα ανακλάται και το κρουστικό κύμα που κινείται τώρα προς τα έξω χτυπάει το υπόλοιπο του άστρου, το οποίο στο μεταξύ δεν έχει κινηθεί σχεδόν καθόλου. Η έκρηξη εκτινάσσει και διαλύει το περίβλημα και αυτό αναφλέγεται για να δημιουργήσει το ορατό σουπερνόβα. Εάν το άστρο που δημιουργείται έτσι έχει ακόμα μάζα - 20-30 φορές περίπου τη μάζα του 'Ηλιου- τότε το άστρο νετρονίων μπορεί να καταρρεύσει περαιτέρω και να δώσει μία μαύρη τρύπα.
Η βασική αντίδραση που γίνεται αιτία να αρχίσει η δημιουργία ενός άστρου είναι η σύντηξη δύο πυρήνων υδρογόνου (πρωτονίων) που παράγουν δευτέριο, και ακολουθείται από την ένωση του δευτερίου με έναν ακόμα πυρήνα υδρογόνου για να δώσει ήλιο-3. Αυτό γίνεται πολύ γρήγορα - το δευτέριο υπάρχει μόνο για ένα δευτερόλεπτο προτού συντηχθεί με ένα πρωτόνιο. Θα μπορούσε να πει κανείς ότι το δευτέριο δρα ως καταλύτης, που μετατρέπει τρεις πυρήνες υδρογόνου σε ήλιο-3. Το ήλιο-3 μετατρέπεται τότε σε ένα σταθερό πυρήνα ηλίου-4 μέσα από διάφορες διαδικασίες. Το ήλιο-4 είναι πολύ σταθερό και γενικά αποτελεί το τέλος της αλυσίδας. Για να πάμε παραπέρα, χρειάζεται να συμβεί μια ασυνήθιστη αντίδραση ανάμεσα στο ήλιο-4 και να δώσει άνθρακα-12. Αυτό μπορεί να αντιδράσει περαιτέρω δίνοντας άζωτο και οξυγόνο. Αυτή η διαδικασία λέγεται κύκλος CNO (άνθρακα-αζώτου-οξυγόνου). Το επόμενο στοιχείο, το φθόριο, μπορεί μετά να δημιουργηθεί στον κύκλο NOF (αζώτου-οξυγόνου-φθορίου).
Ο 'Ηλιος, που είναι ουσιαστικά πλάσμα χωρίς αυστηρή δομή, χρησιμοποιεί ως καύσιμο κυρίως το υδρογόνο του πυρήνα του, που βρίσκεται σε θερμοκρασία 15 εκατομμύρια βαθμούς Κελσίου. Η πυκνότητά του ελαττώνεται γρήγορα όσο απομακρυνόμαστε από τον πυρήνα, όπου είναι περίπου 150 γραμμάρια ανά κυβικό εκατοστό. Στην επιφάνεια, η πυκνότητα είναι μόνο ένα εκατομμυριοστό του γραμμαρίου ανά κυβικό εκατοστό και η θερμοκρασία είναι περίπου 5.500 βαθμοί Κελσίου.
Καθώς ο 'Ηλιος συνεχίζει να καίει, η θερμοκρασία θα αυξηθεί και ο πυρήνας θα συσταλεί, γεγονός που ανεβάζει τη θερμοκρασία ακόμα περισσότερο και κάνει το περίβλημα να διαστέλλεται. Τελικά ο 'Ηλιος θα γίνει ένας Κόκκινος Γίγαντας, και τότε το μεγαλύτερο μέρος του υδρογόνου του πυρήνα του θα έχει καεί.
Τότε ο πυρήνας θα συσταλεί ακόμα περισσότερο και θα γίνεται σταθερά όλο και θερμότερος μέχρι να φτάσει τους εκατό εκατομμύρια βαθμούς Κελσίου. Σε αυτό το σημείο το ήλιο-4 θα αναφλεγεί και θα δημιουργηθεί άνθρακας-12 σε μια θερμοπυρηνική έκρηξη. Για τα επόμενα 100 εκατομμύρια χρόνια το άστρο θα εξακολουθήσει να είναι πολύ λαμπρό.
Ο άνθρακας μπορεί να δώσει επιπλέον πυρήνες ηλίου-4 για να δημιουργηθεί οξυγόνο-16 και νέον-20, κ.τλ. (οι κύκλοι CNO και NOF δε θα συμβαίνουν πια γιατί το απαραίτητο υδρογόνο θα έχει ήδη καταναλωθεί). Κατόπιν, ο άνθρακας και το οξυγόνο θα καούν, αλλά ο θερμοπυρηνικός φούρνος θα σταματήσει τελικά και ο πυρήνας θα αδρανοποιηθεί.
Αλλά έξω από τον πυρήνα, το υπόλοιπο αέριο υδρογόνο και ήλιο θα συνεχίσουν να καίγονται για κάποιο χρόνο ακόμα. Αυτό θα απομακρύνει αρκετή από την αέρια μάζα του άστρου και τελικά το άστρο θα γίνει ένας 'Ασπρος Νάνος με μάζα περίπου τη μισή από την ηλιακή. Αυτό το θερμό άστρο θα είναι ορατό για δισεκατομμύρια χρόνια, αλλά στο τέλος θα ψυχραθεί και θα γίνει ένας αόρατος Μαύρος Νάνος.
'Οταν ο 'Ηλιος μας γίνει ένας Κόκκινος Γίγαντας, η έκτασή του θα καταπιεί πρώτα τον Ερμή (που βρίσκεται σε απόσταση 58 εκατομμύρια χιλιόμετρα από τον 'Ηλιο), θα απορροφήσει την Αφροδίτη (108 εκατομμύρια χιλιόμετρα μακριά), θα εγκολπώσει τη Γη (150 εκατομμύρια χιλιόμετρα μακριά), και τελικά θα πλησιάσει τον 'Αρη (228 εκατομμύρια χιλιόμετρα μακριά). Ευτυχώς για μας αυτή η μοίρα βρίσκεται σε απόσταση 5000 εκατομμυρίων ετών από μας. Ο 'Ηλιος είναι ένας ζωηρός ενήλικας που έχει ένα λαμπρό μέλλον μπροστά του.
Αποσπάσματα από την παρουσίαση σχετικά με τον Ήλιο που έκανε στο Παρίσι ο φυσικός του CERN DouglasR.O. Morrison.
Γεωδίφης