Η δημιουργία των Άστρων

Το αρχέγονο υλικό από το οποίο σχηματίστηκαν τα άστρα ήταν το μεσοαστρικό αέριο και οι κόκκοι σκόνης. Το μεσοαστρικό αέριο αποτελούνταν από ¹₁H (74%), He (24%) και άλλα βαρύτερα στοιχεία (2%)*

*(Θεοδοσίου και Δανέζης, Το Σύμπαν που αγάπησα, σ. 208).

Το μεσοαστρικό νέφος λόγω της έλξης μεταξύ των σωματιδίων που το απάρτιζαν συστάλθηκε και αυξήθηκε η πυκνότητά του. Ακολούθησε βαρυτική κατάρρευση προς το κέντρο μάζας του άστρου με ταυτόχρονη περιστροφή του νέφους. Υπήρχε όμως η πιθανότητα το αρχικό νέφος να διασπαστεί σε μικρότερα κομμάτια, τα οποία εξακολουθούσαν να υπόκεινται σε βαρυτική κατάρρευση ανεξάρτητα το ένα από το άλλο. Ο πυρήνας του κάθε νέφους συμπυκνώθηκε και σχηματίστηκε μια τεράστια σε διαστάσεις ασταθής σφαίρα αερίου (Θεοδοσίου και Δανέζης, Το Σύμπαν που αγάπησα, σ. 209) κατάλληλης θερμοκρασίας που ακτινοβολούσε φως στο διάστημα. Ο σχηματισμός αυτός ονομάστηκε προωτοαστέρας. Οι περιβάλλουσες αέριες περιοχές του συνέχιζαν να συστέλλονται και η πυκνότητά του μειωνόταν συνεχώς. Συνεπώς, η πίεση και η θερμοκρασία στο εσωτερικό του αυξανόταν και μόλις η θερμοκρασία έγινε Τ = 5 × 105 Κ ξεκίνησαν οι πυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης στο εσωτερικό του, μετατρέποντας το ¹₁H σε ⁴₂He.

Αν επιδρούσε όμως μόνο η δύναμη της βαρύτητας, ο πρωτοαστέρας θα κατέρρεε. Ο λόγος είναι ότι η ενέργεια που απελευθερώνεται από τις πυρηνικές αντιδράσεις στο εσωτερικό του πρωτοαστέρα, ασκεί δύναμη (ανά μονάδα επιφάνειας) με φορά από το εσωτερικό προς το εξωτερικό του. Με τον τρόπο αυτό η πίεση αντισταθμίζει τη βαρυτική δύναμη και επέρχεται δυναμική και υδροστατική ισορροπία στο σύστημα, οπότε ο πρωτοαστέρας εξελίσσεται σε αστέρα.

Κατά το μεγαλύτερο μέρος της ζωής των άστρων, το οποίο καλείται Κύρια Ακολουθία, συμβαίνουν πυρηνικές αντιδράσεις, κατά τις οποίες από ελαφρά στοιχεία όπως το ¹₁H προκύπτουν βαρύτερα, όπως τα ⁴₂He, ¹²₆C, ¹⁵₇N, ¹⁶₈O, ²⁰₁₀Ne κλπ. μέχρι να σχηματιστεί ένας πιο σταθερός αστρικός πυρήνας. Το άστρο πλέον περιέχει χημικά στοιχεία, τα οποία δημιουργούνται μόνο σε αστέρες μεγάλης μάζας. Οι πυρηνικές αντιδράσεις όμως δεν σταματούν. Συνεχίζουν να πραγματοποιούνται από το εσωτερικό του άστρου (πυρήνας) και βαθμιαία φτάνουν μέχρι τα εξωτερικά στρώματά του, μέχρι να καούν όλα τα πυρηνικά του αποθέματα.

Η δημιουργία χημικών στοιχείων μέσω πυρηνικών αντιδράσεων στα άστρα

Η σημασία των άστρων αλλά και αντικειμένων πολύ μεγάλης μάζας όπως τα quasars, είναι θεμελιώδους σημασίας για την επιστήμη όχι μόνο της Φυσικής, αλλά και της Χημείας, καθώς στους πυρήνες τους δημιουργούνται τα χημικά στοιχεία που αποτελούν τους θεμέλιους λίθους της ζωής. Οι πυρηνικές αντιδράσεις που πραγματοποιούνται για κάθε χημικό στοιχείο είναι οι εξής:

Α) Καύση υδρογόνου ( 1H ): Τα στοιχεία ²₁D, ⁷₃Li, ⁹₄Be, ¹¹₅B μετατρέπονται σε ⁴₂He , ανεβαίνει η θερμοκρασία του πυρήνα και παράγονται μεγάλες ποσότητες ενέργειας με τη μορφή φωτονίων. Οι πυρηνικές αντιδράσεις είναι:

α) Κύκλος ή αλυσίδα πρωτονίου-πρωτονίου (pp chain): Το υδρογόνο μετατρέπεται σε He σταδιακά μέσω τριών διαδοχικών φάσεων (Hans Bethe και Ch. Critchfield, 1938). Προκύπτουν νετρίνα (ν) τα οποία μελετούμε ακόμη και σήμερα προκειμένου να υπολογίσουμε την αφθονία των χημικών στοιχείων που προέρχονται από τα άστρα.

β) Κύκλος άνθρακα-αζώτου-οξυγόνου (CNO): Δημιουργούνται πυρήνες ⁴₂He σε 6 στάδια (Hans Bethe και C. Weizsacker, 1938). Ο άνθρακας ¹²₆C δρα καταλυτικά σε αυτό τον κύκλο των αντιδράσεων, ώστε H σε 1 ένα άτομο 4 φωτονίων (4 ¹₁Hà ⁴₂He + 2e+ + 2v +γ (ενέργεια)).

Β) Καύση ηλίου (⁴₂He ): Όταν τα αποθέματα του πυρήνα του άστρου σε H εξαντληθούν, ο πυρήνας αποτελείται από ⁴₂He (σωμάτιο α) και αρχίζει η καύση του ¹₁H στα στρώματα που περιβάλλουν τον πυρή-να. Στον πυρήνα, εξαιτίας της παύσης των πυρηνικών αντιδράσεων, η πίεση μειώνεται και αρχίζει η βαρυτική κατάρρευση των εξωτερικών στρωμάτων στου άστρου. Η θερμοκρασία αυξάνεται και για θερμοκρασίες Τ > 10⁸ Κ ξεκινά η καύση του ⁴₂He χωρίς όμως να σταματά η καύση του ¹₁H στα εξωτερικά στρώματα του άστρου. Το ⁴₂He σύμφωνα με τις παρακάτω πυρηνικές αντιδράσεις (αντίδραση 3α, Τ = 2 × 10⁸ K) μετατρέπεται σε ¹²₆C:

⁴₂He + 95 KeV ⁸₄ Be + γ

⁸₄Be + He     ¹²₆C + γ + 7,4 ΜeV

Όσο αυξάνεται η θερμοκρασία του πυρήνα τόσο περισσότερα βαριά στοιχεία δημιουργούνται.

• Για θερμοκρασίες Τ > 2 x 10⁸ K, ο άνθρακας αντιδρά με ήλιο και δημιουργούνται οξυγόνο και νέο ( ¹²₆C + ⁴₂He ¹⁶₈O + γ και ¹⁶₈O + ⁴₂He Ne + γ).
• Για Τ > 10⁹ K δημιουργούνται τα στοιχεία ²⁴₁₂Mg, ²⁸₁₄Si, ³²₁₆S, ³⁶₁₈Ar, ⁴⁰₂₀Ca. Κάποια στοιχεία αντιδρούν με σωμάτια α (⁴₂He ) και παράγουν MeV βαρύτερα στοιχεία (αντιδράσεις-α / a-process).
• Για Τ > 3 × 10⁹ K πραγματοποιείται η αντίδραση e (equilibrium). Από την καύση ²⁸₁₄Si δημιουργείται ⁵⁶₂₆Fe και έτσι ο πυρήνας του άστρου είναι πια σταθερός.
• Για Τ > 5 × 10⁹ K ο πυρήνας ⁵⁶₂₆Fe μπορεί να φωτοδιασπαστεί κατά He + 3He → He + 21H + 12,85 MeV τη διάρκεια εκρήξεων υπερκαινοφανών. Ταυτόχρονα, παράγονται ισότοπα πλούσια σε νετρόνια και δημιουργούν βαρύτερα στοιχεία από τον ⁵⁶₂₆Fe , μέχρι και τα υπερουράνια στοιχεία (αντιδράσεις -s (slow) και -r (rapid)).

Τα αποθέματα του πυρήνα των άστρων σε χημικά στοιχεία κάποια στιγμή εξαντλούνται, ενώ συνεχίζουν να πραγματοποιούνται πυρηνικές αντιδράσεις στους εξωτερικούς φλοιούς.

Πηγή: “Από τη δημιουργία των χημικών στοιχείων στους αστρικούς πυρήνες,στη γέννηση της ζωής”, ΧΗΜΙΚΑ ΧΡΟΝΙΚΑ (τ. 3, τόμος 76)

Πάνου Ευαγγελία, Φυσικός Μ.Sc., Καθηγήτρια Β/θμιας Εκπαίδευσης, Υπ. Δρ. Ιστορίας και Φιλοσοφίας των Φυσικών Επιστημών ΕΚΠΑ

Καλαχάνης Κωνσταντίνος, Φιλόλογος M.Sc., Δρ. Φιλοσοφίας ΕΚΠΑ, Επιστημονικός Συνεργάτης Τμήματος Φυσικής ΕΚΠΑ