Άστρα σαν τον Ήλιο γεννιούνται μέσα σε γιγάντια μοριακά νέφη υδρογόνου, σε περιοχές όπου εξαιτίας της ελάχιστα μεγαλύτερης πυκνότητάς τους αρχίζουν να καταρρέουν κάτω από το ίδιο τους το βάρος.

Σύμφωνα μάλιστα με μια νέα θεωρία που δημοσιεύτηκε στο περιοδικό Nature τα μικρά αυτά άστρα παίζουν το ρόλο της «μαμής» προκειμένου να βοηθήσουν στη γένεση των πολύ σπανιότερων γιγάντιων άστρων, με μάζα πολλαπλάσια από αυτή του Ήλιου.

Η ύπαρξη των γιγάντιων αυτών άστρων, που η μάζα τους κυμαίνεται από 10 έως και 150 φορές αυτή του Ήλιου, έπαιξε καταλυτικό ρόλο στην ίδια την ύπαρξή μας αφού το μεγαλύτερο ποσοστό των βαρέων στοιχείων που υπάρχουν στους γαλαξίες του σύμπαντος σπέρνονται στο διάστημα όταν τα άστρα αυτά στο τέλος της ζωής τους εξαντλήσουν τα πυρηνικά τους καύσιμα και ανατιναχτούν σε κατακλυσμιαίες εκρήξεις υπερκαινοφανών.

Η ενέργεια που εκλύουν τα άστρα οφείλεται στις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης στον πυρήνα τους, οι οποίες μετατρέπουν αρχικά το υδρογόνο σε ήλιο και εν συνεχεία σε βαρύτερα στοιχεία, ακολουθώντας σε γενικές γραμμές τη σειρά με την οποία αυτά εμφανίζονται στον περιοδικό πίνακα των στοιχείων.

Πότε θα σταματήσουν οι πυρηνικές αυτές αντιδράσεις και σε τι είδους αστρικό υπόλειμμα θα οδηγήσει ο θάνατος του αρχικού άστρου εξαρτάται από την αρχική του μάζα.

Ο Ήλιος μας για παράδειγμα δεν είναι τίποτα άλλο από ένα κολοσσιαίο εργοστάσιο παραγωγής ενέργειας από τηn πυρηνική σύντηξη του υδρογόνου σε ήλιο. Όταν το υδρογόνο του πυρήνα του εξαντληθεί και ο Ήλιος μετατραπεί σε κόκκινο γίγαντα, το ήλιο που είχε σχηματιστεί από την πυρηνική καύση του υδρογόνου, αρχίζει πλέον να μετατρέπεται σε άνθρακα.

Δεν θα παραμείνει όμως το άστρο σ’ αυτήν τη φάση για πολύ. Σε λίγες εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια όλα τα ενεργειακά αποθέματα του Ήλιου θα έχουν πλέον εξαντληθεί, καθώς η θερμοκρασία του δεν θα αυξηθεί ποτέ στο σημείο που θα επέτρεπε να συνεχιστούν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις με την καύση του άνθρακα.

Αντιθέτως, άστρα με δεκαπλάσια περίπου μάζα από αυτή του Ήλιου ή και μεγαλύτερα, απελευθερώνουν ενέργεια μετατρέποντας αρχικά το υδρογόνο του πυρήνα τους σε ήλιο, το ήλιο σε άνθρακα κ.ο.κ. μέχρις ότου αρχίζει να σχηματίζεται στον πυρήνα τους σίδηρος.

Τότε και σταματούν αφού ενεργειακά δεν είναι δυνατό να συντηχθεί ο σίδηρος σε βαρύτερα στοιχεία. Σε αυτά τα τελευταία στάδια, η θερμοκρασία του αστρικού πυρήνα δεν είναι πλέον αρκετή ώστε να υποστηρίξει τα εξωτερικά τοιχώματα του άστρου ενάντια στην αδυσώπητη δύναμη της βαρύτητας που τείνει να το συνθλίψει.

Ο πυρήνας τότε καταρρέει και τα εξωτερικά στρώματα του άστρου εκρήγνυνται σε μιαν υπέρλαμπρη έκλαμψη, την οποία παρατηρούμε ως υπερκαινοφανή.

Ανάλογα με την αρχική μάζα του άστρου, η βαρυτική κατάρρευση του πυρήνα οδηγεί σε αστρικά υπολείμματα τα οποία μπορεί να είναι είτε αστέρες νετρονίων είτε μαύρες τρύπες.

Σύμφωνα λοιπόν με τη νέα θεωρία που πρότειναν πρόσφατα αστροφυσικοί ερευνητές των πανεπιστημίων της Καλιφόρνια, του Berkley και του Princeton, ο σχηματισμός σε ένα μοριακό νέφος έστω και μερικών άστρων με μικρή μάζα αρκεί προκειμένου να εμποδίσει το διαμελισμό του γιγάντιου μοριακού νέφους σε δεκάδες μικρότερα, γεγονός που θα οδηγούσε στον σχηματισμό άστρων με μικρή μάζα μόνο, με αποτέλεσμα, αρκετά αργότερα, το σχηματισμό και ενός τουλάχιστον γιγάντιου άστρου. Σύμφωνα με τους ερευνητές η αιτία που διακόπτει το διαμελισμό του μοριακού νέφους είναι η αύξηση της θερμοκρασίας του.

Τυπικά, οι θερμοκρασίες που επικρατούν στο εσωτερικό ενός γιγάντιου μοριακού νέφους δεν ξεπερνούν τους 10 με 20 βαθμούς Κελσίου πάνω από το απόλυτο μηδέν.

Με τη γένεση όμως των πρώτων μικρών άστρων η θερμοκρασία του νέφους αρχίζει να αυξάνει. Κάθε μικρό άστρο εντός του μοριακού νέφους αυξάνει τη θερμοκρασία, στην περιοχή που το περιβάλλει με αποτέλεσμα τα μόρια υδρογόνου και η σκόνη που υπάρχουν σε αυτήν να κινούνται με όλο και μεγαλύτερες ταχύτητες, γεγονός που εμποδίζει τη διάσπασή της σε μικρότερες.

Σε μοριακά νέφη μεγάλης πυκνότητας τα αέρια και τα μικρά άστρα που έχουν ήδη σχηματιστεί συσσωρεύονται όλο και πλησιέστερα μεταξύ τους. Σταδιακά, οι περιοχές επιρροής του κάθε άστρου αρχίζουν να επικαλύπτουν η μία με την άλλη καλύπτοντας εντέλει ολάκερο το μοριακό νέφος και εμποδίζοντάς το έτσι να διασπαστεί σε μικρότερα. Το αποτέλεσμα είναι η μελλοντική κατάρρευσή του σε ένα γιγάντιο άστρο με μάζα ακόμη και εκατονταπλάσια από αυτή του Ήλιου.

Στα μεγαλύτερα από τα μοριακά νέφη ειδικότερα, που εμπεριέχουν συνολική μάζα 1 εκατομμύριο και πλέον φορές μεγαλύτερη από αυτή του Ήλιου, όπως το μεγάλο Νεφέλωμα του Ωρίωνα στο Γαλαξία μας, είναι δυνατό να σχηματίζουν ταυτόχρονα πολλά γιγάντια άστρα.

Η πυκνότητα που απαιτείται για να συμβεί αυτό είναι περίπου 1 εκατομμύριο μόρια υδρογόνου ανά κυβικό εκατοστό. Συγκριτικά, η πυκνότητα στην ατμόσφαιρα της Γης είναι περίπου 10 τρισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερη. Παρόλο λοιπόν που αυτή η αναγκαία πυκνότητα δεν είναι για τα γήινα δεδομένα τίποτα περισσότερο από ένα σχεδόν τέλειο κενό, είναι εντούτοις αρκετά μεγάλη ώστε σε βάθος χρόνου μερικών εκατοντάδων χιλιάδων ετών να οδηγήσει στην κατάρρευση και το σχηματισμό των γιγάντιων άστρων.

π