Τα νέφη του Μαγγελάνου

Σε μια μικροσκοπική περιοχή του Σύμπαντος, όπως είναι η Τοπική μας Ομάδα που αποτελείται από 30 περίπου γαλαξίες, ο Γαλαξίας μας μοιάζει με μεγαλούπολη όταν συγκρίνεται με τα υπόλοιπα μέλη της Ομάδας. Φυσικά δεν είναι η μόνη μεγαλούπολη, αφού στο φθινοπωρινό ουρανό μπορούμε να διακρίνουμε άνετα με γυμνό μάτι και άλλον έναν εξίσου μεγάλο γαλαξία τον Μ31, αν και βρίσκεται σε απόσταση 2.200.000 ετών φωτός. Πρόκειται για τον γαλαξία της Ανδρομέδας, που έχει πάρει την ονομασία αυτή λόγω της τοποθεσίας του στον ομώνυμο αστερισμό.
Άλλοι δύο σχετικά μικροί ανώμαλοι γαλαξίες είναι κοντινοί γείτονες (δορυφόροι) του Γαλαξία μας, αρκετά νεότεροι από το δικό μας. Είναι και αυτοί ορατοί με γυμνό μάτι γιατί βρίσκονται 13 φορές πιο κοντά σε μας από ό,τι η Ανδρομέδα. Βρίσκονται κοντά στο νότιο ουράνιο πόλο και γι’ αυτό δεν φαίνονται ποτέ στον ελληνικό ή τον ευρωπαϊκό ουρανό, αλλά είναι ορατά μόνο από σημεία της Γης που βρίσκονται πιο νότια από βόρειο πλάτος περίπου 20''. Πρόκειται για τα δυο φωτεινά νέφη του Μαγγελάνου, που για πρώτη φορά περιγράφτηκαν το 1521 από το χρονικογράφο που ακολούθησε το φημισμένο Πορτογάλο ναυτικό Φερδινάνδο Μαγγελάνο στο ταξίδι του γύρω από τη Γη. Ωστόσο, αρκετούς αιώνες πριν από τον Μαγγελάνο, τον 10ο αιώνα, ο Πέρσης αστρονόμος Αλ Σούφι ανέφερε τα Νέφη στο «Βιβλίο των Απλανών» (τα αναφέρει ως Al BaKr, το Λευκό Βόδι) και τονίζει ότι είναι ορατά από τη βόρεια Αραβία και τη Βαγδάτη, ενώ γίνονται ορατά από τα στενά του Bab el Mandeb, που βρίσκονται μόνο 12'' βόρεια του ισημερινού.
Τα Νέφη του Μαγγελάνου, παρά το όνομά τους, δεν είναι νέφη ή νεφελώματα αλλά γαλαξίες. Πρόκειται για νάνους γαλαξίες, που έχουν πολύ μικρότερο αριθμό άστρων από το δικό μας Γαλαξία, απέχουν μεταξύ τους 75.000 έτη φωτός κι έχουν παραμορφωθεί από την επίδραση της βαρύτητας της ύλης τους. Επιπλέον, βρίσκονται τόσο κοντά στο Γαλαξία μας, ώστε το σχήμα τους παραμορφώνεται συνεχώς και από τη βαρυτική επίδραση της μάζας του, καθώς περιφέρονται γύρω από αυτόν σαν δορυφόροι του. Μελετήθηκαν με λεπτομέρεια για πρώτη φορά το 1834, από τον Τζον Χέρσελ στο αστεροσκοπείο του ακρωτηρίου της Καλής Ελπίδας, ενώ στις αρχές του 20ου αιώνα βοήθησαν στη δημιουργία μιας νέας μεθόδου μέτρησης των αστρονομικών αποστάσεων. Σήμερα το Νέφη του Μαγγελάνου παρουσιάζονται σε όλη τους τη μεγαλοπρέπεια, 30 με 45 λεπτά μετά τη δύση του Ήλιου και δίνουν την εντύπωση δύο αστρικών κομματιών που ξεκόλλησαν από τη γαλαξιακή μας ζώνη. Όπως και ο Γαλαξίας μας, έχουν και οι δύο άλω και συνδέονται με ένα κοινό περίβλημα ουδέτερου υδρογόνου. Οι δύο γαλαξίες έχουν πολύ μεγαλύτερη περιεκτικότητα σε μεσοαστρικό αέριο από ό,τι ο Γαλαξίας μας, είναι φτωχότεροι σε βαριά στοιχεία, ενώ έχουν μεγαλύτερο ποσοστό από νεαρούς αστέρες κι από γαλάζιους υπεργίγαντες, που ζουν πολύ λιγότερο από τον Ήλιο.
Το Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου βρίσκεται στον αστερισμό της Δοράδος, απέχει 169.000 έτη φωτός από μας και η φαινομενική του διάμετρος στον ουρανό είναι περίπου 24 φορές μεγαλύτερη από τη φαινομενική διάμετρο της Σελήνης, ενώ η πραγματική του διάμετρος φτάνει τα 34.000 έτη φωτός, όταν η διάμετρος του δικού μας γαλαξία ξεπερνάει τα 100.000 έτη φωτός. Το μικρό Νέφος του Μαγγελάνου βρίσκεται 20'' δυτικότερα στον αστερισμό Τουκάνα (Χήνα), σε απόσταση 180.000 ετών φωτός και με φαινομενική διάμετρο 8 φορές αυτήν της Σελήνης, ενώ η πραγματική του διάμετρος είναι μόνο 14.000 έτη φωτός.
Αν και τα Νέφη του Μαγγελάνου είναι πολύ μικρότερα από τον δικό μας Γαλαξία, περιλαμβάνουν μερικά από τα πιο θεαματικά αντικείμενα στο στερέωμα. Συνολικά 400 νεφελώματα αερίων και σκόνης έχουν ήδη καταγραφεί, από τα οποία το πιο θεαματικό ονομάζεται Ταραντούλα, λόγω του σχήματός του, που με λίγη φαντασία μοιάζει αρκετά με την αράχνη Ταραντούλα. Το νεφέλωμα Ταραντούλα (το πιο μεγάλο νεφέλωμα που έχουμε ανακαλύψει στο Σύμπαν) έχει διάμετρο περίπου 1.000 έτη φωτός, ενώ συγκριτικά το Μεγάλο Νεφέλωμα του Ωρίωνα, του Γαλαξία μας, δεν υπερβαίνει σε διάμετρο τα 25 έτη φωτός. Αν το νεφέλωμα Ταραντούλα βρισκόταν στην ίδια απόσταση που βρίσκεται το νεφέλωμα του Ωρίωνα θα κάλυπτε το μισό ουρανό και θα μετέτρεπε τη νύχτα σε μέρα.
Το νεφέλωμα Ταραντούλα είναι κυριολεκτικά ένα εργοστάσιο παραγωγής νεογέννητων άστρων. Στην καρδιά του βρίσκεται ένα αστρικό σμήνος με την ονομασία R136 σε απόσταση 163.000 ετών φωτός από μας και εκτείνεται σε μια περιοχή μόνον 25 ετών φωτός. Το σμήνος αυτό περιλαμβάνει ένα μεγάλο αριθμό τεράστιων σε μάζα άστρων, από τα οποία 39 ανήκουν σε μια σπάνια φασματική κατηγορία, τα μέλη της οποίας είναι τα μεγαλύτερα και θερμότερα άστρα στο Σύμπαν. Σύμφωνα με πρόσφατες μελέτες, το σμήνος R136 διαθέτει περισσότερα άστρα αυτής της κατηγορίας από όσα είναι γνωστά σε ολόκληρο το υπόλοιπο Σύμπαν. Από τα άστρα αυτά 12 είναι τόσο γιγάντια, ώστε περιλαμβάνουν πάνω από 100 ηλιακές μάζες το καθένα, ενώ το μεγαλύτερο από αυτά περιέχει 150 ηλιακές μάζες υλικών και εκπέμπει 10.000.000 φορές περισσότερή ενέργεια από τον Ήλιο.
Άλλο ένα τεραστίων διαστάσεων νεφέλωμα στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου, γνωστό με την ονομασία N11, εκτείνεται σε μια περιοχή που καλύπτει κι αυτό πάνω από 1000 έτη φωτός. Πρόκειται για ένα ιδιαίτερα σύνθετο δακτύλιο μικρότερων νεφελωμάτων, στον οποίο βρίσκουμε διάφορα ενδιαφέροντα αντικείμενα, όπως για παράδειγμα το ανοικτό αστρικό σμήνος LH9 (NGC 1760), το οποίο αποτελείται από 50 λαμπερούς γαλάζιους γίγαντες, ενώ εκεί κοντά βρίσκεται και μια λαμπερή περιοχή αστρογένεσης.
Στον ίδιο γαλαξία βρίσκουμε και τα λείψανα γιγάντιων άστρων που πέθαναν με τεράστιες εκρήξεις σουπερνόβα.[1] Ένα χαρακτηριστικό παράδειγμα αυτών των αντικειμένων είναι το SNR N132D, του οποίου τα αέρια της έκρηξης έχουν ήδη διασταλεί κι έχουν μέγεθος 80 έτη φωτός, παρασύροντας στο διάβα τους υλικά με μάζα 600 Ήλιων. Μια σύνθετη φωτογραφία του αντικειμένου αυτού από το «Χαμπλ» (Hubble) και το διαστημικό τηλεσκόπιο αχτίνων Χ «Τσάντρα» (Chandra) μας έχει αποκαλύψει πολλά και λεπτομερή στοιχεία εκείνης της απόκοσμης έκρηξης και μια περιοχή που εκτείνεται συνολικά σε διάμετρο 150 ετών φωτός.
Το 1987, η σουπερνόβα SN1987Α που εμφανίστηκε στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου, ήταν η πρώτη έκρηξη υπερκαινοφανούς ορατή με γυμνό μάτι εδώ και 380 χρόνια, αφού η προηγούμενη καταγεγραμμένη ήταν η σουπερνόβα SN1604 «του Κέπλερ», που εμφανίστηκε στο Γαλαξία μας το 1604, όπως υποδηλώνει το όνομά του. Η SN1604 πήρε ως «παρατσούκλι» το όνομα του μεγάλου αστρονόμου, επειδή αυτός τη μελέτησε και μάλιστα συγκέντρωσε και εξέδωσε τις σχετικές μελέτες του σε αυτοτελή τόμο. Η δική μας σουπερνόβα SN1987Α φεγγοβολούσε με ισχύ 100.000.000 Ήλιων για αρκετούς μήνες μετά την τιτάνια έκρηξή της. Υλικό του άστρου εκτινάχθηκε με τεράστια ταχύτητα στο Διάστημα κι άρχισε να διαστέλλεται με μεγάλη ταχύτητα. Το υλικό αυτό θα συνεχίσει να διαστέλλεται έως ότου συγχωνευτεί πλήρως με το μεσοαστρικό αέριο, για να αποτελέσει το συστατικό της επόμενης γενιάς άστρων. Αν και τα απομεινάρια της σουπερνόβα SN1987Α, δυο δεκαετίες αργότερα, είναι φυσικά πολύ χλωμά συγκριτικά με την άλλοτε λαμπρότητά της (κάπου 1.000.000 φορές λιγότερο λαμπρή), συνεχίζουν να είναι ενδιαφέροντα, αφού κατά διαστήματα παρουσιάζουν αναλαμπές, τις οποίες παρακολουθούν με προσοχή οι αστροφυσικοί.
Ένα δεύτερο αστρικό λείψανο με την ονομασία Ν49 έχει διάμετρο 30 έτη φωτός. Πριν από 25 χρόνια, στις 5 Μαρτίου 1979, στην ίδια αυτή περιοχή εντοπίσαμε μια ιδιαίτερα ενεργό εκπομπή αχτίνων γάμμα που μας βοήθησε στην ανακάλυψη μιας νέας κατηγορίας άστρων που ονομάζονται «μαγνητικά άστρα». Τα άστρα αυτά είναι περιστρεφόμενα άστρα νετρονίων με τεράστια μαγνητικά πεδία, ενώ το δεδομένο αυτό «magnetar» διασχίζει τα υπολείμματα αυτά της σουπερνόβα έκρηξης με ταχύτητα 1.200 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο!
Στο Μεγάλο Νέφος έχουν ανακαλυφθεί επίσης πάνω από 2.000 μεταβλητά άστρα, από τα οποία 600 είναι Κηφίδες που έχουν μελετηθεί με ιδιαίτερη προσοχή. Το 1966 καταγράφηκαν επίσης και 1.600 αστρικά σμήνη, ενώ υπολογίζεται ότι πρέπει να υπάρχουν συνολικά 6.000 σμήνη στο Μεγάλο Νέφος, από τα οποία τα 35 είναι σφαιρωτά σμήνη. Τέλος, έχει παρατηρηθεί και η εμφάνιση 5 νόβα άστρων που στο τέλος της ζωής τους εκρήγνυνται. Το Φεβρουάριο μάλιστα του 1987, παρατηρήθηκε και η λαμπρότερη και πλησιέστερη στη Γη μας έκρηξη σουπερνόβα των τελευταίων 400 περίπου ετών. Σε απόσταση 170.000 ετών φωτός, έχει ήδη αποδειχθεί ένα πραγματικό θησαυροφυλάκιο αστρονομικών γνώσεων για την εξέλιξη και το θάνατο των άστρων.
Στο Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου βρίσκουμε ένα αρκετά ενδιαφέρον αστρικό σμήνος (NGC 346) που βρίσκεται σε απόσταση 210.000 ετών φωτός. Αν και τα γιγάντια άστρα του σμήνους έχουν σχετικά σύντομη ζωή, όμως είναι ιδιαίτερα ενεργά. Ο αστρικός τους άνεμος σμιλεύει ένα τεράστιο αεριώδες κέλυφος στα αέρια της γύρω περιοχής, με διάμετρο 200 έτη φωτός, ενεργοποιώντας συγχρόνως τη διαδικασία γένεσης νέων άστρων. Η περιοχή αυτή αστρογένεσης είναι γνωστή με την ονομασία Ν66 και περιέχει νεογέννητα άστρα ηλικίας μόνο 3-4.000.000 ετών, που είναι εμφανή στις φωτογραφίες από το διαστημικό τηλεσκόπιο «Χαμπλ».
Σήμερα πάντως γνωρίζουμε ότι τα Νέφη του Μαγγελάνου πρέπει να σχηματίστηκαν μαζί με το Γαλαξία μας, ή ίσως λίγο αργότερα και είναι οι πιο στενοί μας γείτονες, έχοντας κυριολεκτικά παραμορφωθεί από τις βαρυτικές αλληλοεπιδράσεις, τις δικές τους και του Γαλαξία μας. Τα άστρα τους πάντως δεν σχηματίστηκαν και δεν εξελίχθηκαν με την ίδια ταχύτητα. Η διαδικασία αυτή εξελίσσεται σήμερα κανονικά και κατά μέσον όρο στους γαλαξίες αυτούς περιέχονται περισσότερα νεαρά άστρα παρά στο δικό μας Γαλαξία. Ανάμεσά τους βρίσκονται και μερικοί λαμπροί υπεργίγαντες, 100.000 φορές λαμπρότεροι από τον Ήλιο, με μέση ηλικία 10.000.000 χρόνια, ενώ το λαμπρότερο από τα εκατομμύρια των άστρων που περιλαμβάνει το Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου, γνωστό με την ονομασία R76, είναι 500.000 φορές λαμπρότερο από τον Ήλιο.
Η βασικότερη ιδιότητα των γαλαξιών αυτών είναι ο χρωματισμός τους, που μοιάζει να είναι περισσότερο γαλαζωπός παρά κοκκινωπός, εξαιτίας του μεγάλου αριθμού νέων και λαμπρών άστρων και της μεγάλης ποσότητας της διαστρικής τους ύλης που δεν έχει ακόμα συμπυκνωθεί σε άστρα. Ο πυκνοκατοικημένος άξονάς τους διαθέτει μια μεγάλη ραβδωτή περιοχή γεμάτη κοκκινωπά άστρα μεγάλης ηλικίας, ενώ λιγότερα είναι τα άστρα στη φάση του κόκκινου υπεργίγαντα. Καθόλου περίεργο λοιπόν που τα Νέφη αυτά περιέχουν τόσο πολλά νέα και λαμπρά άστρα με ηλικία μικρότερη από 20.000.000 χρόνια, ενώ σε σύγκριση ο Ήλιος μας έχει ηλικία περίπου 5.000.000.000 χρονών. Φυσικά υπάρχουν και μερικά κόκκινα άστρα μεγάλης ηλικίας που είναι διασκορπισμένα ανάμεσα στα περισσότερα νεαρά γαλαζωπά άστρα.
Οι αστρονόμοι του Ν. ημισφαιρίου βρίσκονται σε μια προνομιούχο θέση για να μελετήσουν τα δύο Νέφη του Μαγγελάνου, καθώς συνοδεύουν το Γαλαξία μας σαν δορυφόροι στο ταξίδι του μέσα στο Σύμπαν, με ένα τρόπο παρόμοιο με εκείνον που η Σελήνη συνοδεύει τη Γη μας. Γιατί και τα δύο Νέφη είναι σε σχετικά σκοτεινές περιοχές του ουρανού και γι’ αυτό είναι πιο εύκολα να παρατηρηθούν. Τα δύο Νέφη έχουν ένα κοινό περιτύλιγμα αερίων ατομικού υδρογόνου, που τα κρατάει ενωμένα το ένα με τα άλλο. Υπάρχουν επίσης ενδείξεις για την ύπαρξη μιας γέφυρας από το ίδιο αέριο, η οποία, σαν ομφάλιος λώρος που παρέμεινε άκοπος από τον καιρό της γέννησής τους, ενώνει το Γαλαξία μας με τα Νέφη του Μαγγελάνου. Μερικά νεαρά και άλλα γηραιότερα σμήνη άστρων βρίσκονται πάνω στη γέφυρα αυτή. Όλα αυτά δείχνουν ότι τα Νέφη του Μαγγελάνου είναι στενά συνδεδεμένα με το Γαλαξία μας και δεν είναι απλά δύο ξένοι γαλαξίες που τυχαίνει να περνούν από κοντά μας.
Επειδή τα Νέφη του Μαγγελάνου βρίσκονται τόσο πολύ κοντά μας, είναι πράγματι ιδεώδεις περιοχές για την παρατήρηση των ιδιοτήτων των πολύ λαμπρών υπεργιγάντιων άστρων. Ιδίως το Μεγάλο Νέφος έχει γίνει το κύριο κέντρο παρατηρήσεων αυτού του είδους. Η παρουσία των άστρων αυτών στο Μεγάλο Νέφος μπορεί να επιβεβαιωθεί από το γεγονός ότι γνωρίζουμε ότι κάθε μέλος του νέφους απομακρύνεται από την περιοχή μας με ταχύτητα 270 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο.
Στους περισσότερους σπειροειδείς γαλαξίες η αφθονία των διαφόρων στοιχείων εξαρτάται άμεσα από τη θέση που έχουν τα άστρα σε σχέση με τον πυρήνα. Στην περίπτωση όμως των Νεφών του Μαγγελάνου παρόμοιες ξεκάθαρες διαβαθμίσεις είναι ανύπαρκτες. Οι παρατηρήσεις αυτού του είδους, δηλαδή σχετικά με την αφθονία στοιχείων σε σπειροειδείς και παρόμοιους γαλαξίες, μας έχουν δείξει ότι η παραγωγή βαρύτερων στοιχείων από νέφη υδρογόνου έχει προχωρήσει πολύ στις κεντρικές περιοχές και πολύ λιγότερο στις αραιότερες εξωτερικές περιοχές. Αντίθετα, στα Νέφη του Μαγγελάνου βλέπουμε ότι αυτή διαδικασία είναι πολύ καθυστερημένη και αφορά το ίδιο τόσο στις κεντρικές όσο και τις εξωτερικές περιοχές.
Κάτι τέτοιο μας λέει ότι η δημιουργία άστρων από διαστρικά υλικά εξελίσσεται πολύ πιο αργά στα Νέφη του Μαγγελάνου από ό,τι στο Γαλαξία μας. Όμως η δημιουργία άστρων, αστρικών σμηνών και συγκεντρώσεων βρίσκεται αυτή τη στιγμή σε πλήρη εξέλιξη. Πάντως, σύμφωνα με τα όσα γνωρίζουμε, τα άστρα στα Νέφη του Μαγγελάνου δεν σχηματίζονται με τον ίδιο τρόπο που σχηματίζονται τα άστρα των κοντινών περιοχών του Γαλαξία μας. Οι διαδικασίες αυτές φαίνεται ότι είναι τελείως διαφορετικές.
Ο Γαλαξίας μας είναι πλούσιος σε σφαιρωτά σμήνη που, με εξαίρεση ελάχιστων μικροδιαφορών, είναι σχεδόν όμοια μεταξύ τους. Περιέχουν πολλούς κόκκινους γίγαντες, λίγα αμυδρά γαλαζωπά άστρα, κυρίως τα μεταβλητά άστρα του τύπου που ονομάζεται RR Λύρας (και που χρησιμεύουν και σαν δείκτες απόστασης) και τέλος πολλά κοκκινωπά άστρα της κύριας ακολουθίας. Τα σφαιρωτά σμήνη θεωρούνται μάλιστα ότι είναι τα γηραιότερα αντικείμενα στο Γαλαξία μας. Πολλά μάλιστα έχουν ηλικία 10.000.000 χρόνων, δηλαδή ηλικία διπλάσια του Ήλιου.
Ανάλογα σφαιρωτά σμήνη υπάρχουν και στα Νέφη του Μαγγελάνου, ειδικά στο Μεγάλο Νέφος. Τα Νέφη όμως περιέχουν και ένα δεύτερο είδος σφαιρωτών σμηνών, που δεν βρίσκονται στο Γαλαξία μας: τα γαλάζια σφαιρωτά σμήνη. Τα σμήνη αυτά, που βρίσκονται σε περιοχές του Μεγάλου Νέφους ελεύθερες από διαστρική σκόνη, περιέχουν ένα μέσο όρο 10.000 άστρων με ηλικία 50.000.000 χρόνων, ένα πολύ μικρό κομμάτι της ζωής του Ήλιου. Πολλοί επιστήμονες έχουν συγκεντρώσει την προσοχή τους στα σμήνη αυτά, ελπίζοντας να δώσουν απαντήσεις σε πολλά ερωτήματα που αφορούν τη μελλοντική τους εξέλιξη.
Ένα σενάριο είναι ότι σε 100.000.000 περίπου χρόνια, δηλαδή σε σχετικά μικρό κοσμικό χρόνο, τα γαλάζια σφαιρωτά σμήνη θα μικρύνουν και θα γίνουν ασήμαντα σμήνη μιας κατηγορίας ανύπαρκτης σήμερα τόσο στα Νέφη του Μαγγελάνου όσο και στο Γαλαξία μας. Μια άλλη υπόθεση που κάνουμε είναι ότι η διαδικασία δημιουργίας άστρων και σμηνών, καθώς και εξέλιξή τους είναι διαφορετική στα Νέφη από ό,τι εκείνη στο Γαλαξία μας. Η άποψη αυτή ενισχύεται από τις συνθήκες που επικρατούν κοντά σε συγκεντρώσεις νέων, θερμών και κυανόλευκων άστρων (του φασματικού τύπου Ο και Β), που είναι πιο θεαματικές ομάδες άστρων.
Πολλές ομάδες άστρων Ο και Β υπάρχουν και στο Γαλαξία μας. Γενικά βρίσκονται κοντά ή μέσα σε μεγάλα αστρικά σύννεφα σκόνης και μοριακού υδρογόνου. Η αντίληψη που έχουμε σήμερα είναι ότι οι συνθήκες μέσα σε τέτοια σύννεφα είναι κατάλληλες για τη δημιουργία ομάδων από θερμά άστρα. Μέσα στα σύννεφα αυτά η θερμοκρασία είναι χαμηλή: 20 βαθμοί Κέλβιν, δηλαδή 250 βαθμοί Κελσίου περίπου κάτω από το μηδέν. Αυτό σημαίνει ότι τα σωματίδια και τα μόρια της ύλης δεν κινούνται γρήγορα.

Πρωτοάστρα
Μέσα σε τέτοιες συνθήκες, είναι εύκολο για την ύλη να συμπυκνωθεί, λόγω της δικής της βαρύτητας και να σχηματίσει πρωτοάστρα που περιβάλλονται από κρύα υλικά. Ενώ το ψυχρό και σκοτεινό πρωτοάστρο βρίσκεται στα πρώτα στάδια της εξέλιξής του, τα μόριά του προστατεύονται από το να διασπαστούν από την υπεριώδη ακτινοβολία, λόγω της κοσμικής σκόνης. Καθώς όμως το πρωτοάστρο συνεχίζει να συμπυκνώνεται, οι θερμοκρασίες μέσα του ανεβαίνουν έως ότου αρχίζουν οι πυρηνικές αντιδράσεις που αναγγέλλουν τη γέννηση ενός νέου άστρου.
Όμως, στα Νέφη του Μαγγελάνου ολόκληρη η διαδικασία δημιουργίας άστρων Ο και Β πρέπει να είναι διαφορετική, γιατί τα ζεστά αυτά άστρα βρίσκονται σε περιοχές όπου υπάρχει πολύ λίγη κοσμική σκόνη. Στο Μεγάλο Νέφος, για παράδειγμα, ο σχηματισμός Σάπλεϊ 1, μια θεαματική συγκέντρωση 50 γιγάντιων άστρων Ο και Β, βρίσκεται σε μια περιοχή με παντελή έλλειψη σκόνης. Η έλλειψη αυτή δείχνει ότι η ποσότητα του μοριακού υδρογόνου είναι μικρή. Κοιτάζοντας όμως πιο προσεχτικά ανακαλύπτουμε ότι ολόκληρο το αστρικό αυτό σύμπλεγμα βρίσκεται βυθισμένο μέσα σε μια μεγάλη ποσότητα ατομικού υδρογόνου που αποκάλυψαν ραδιοαστρονομικές παρατηρήσεις.
Οι οπτικές και οι ραδιοαστρονομικές μελέτες έδειξαν ότι τα νεότερα άστρα στον Σάπλεϊ 1, οι κυανόλευκοι γίγαντες Ο και Β, περιλαμβάνουν υλικά περίπου 5.000 ηλιακών μαζών. Το εκπληκτικό είναι ότι η συνολική ύλη ατομικού υδρογόνου ανέρχεται σε 5.000.000 ηλιακές μάζες, δηλαδή 1.000 φορές περισσότερη από τη μάζα όλων των άστρων Ο και Β. Αντίθετα, η αστρογένεση στο Γαλαξία μας σχετίζεται άμεσα με την παρουσία κοσμικής σκόνης και μοριακού υδρογόνου. Επειδή λοιπόν δεν υπάρχει τέτοιου είδους σκόνη μέσα ή κοντά στον Σάπλεϊ 1, η αστρική γέννηση στα Νέφη του Μαγγελάνου πρέπει να οφείλεται σε διαδικασίες διαφορετικές από εκείνες του Γαλαξία μας. Η γειτνίαση πάντως των δύο αυτών μικροσκοπικών γαλαξιών μάς έχει ανοίξει ένα λαμπρό πεδίο ανακαλύψεων πολλών μυστικών στη διαδικασία γέννησης και εξέλιξης των άστρων.

[1] Οι σουπερνόβα, στα ελληνικά υπερκαινοφανείς αστέρες, δημιουργούνται όταν άστρα με μάζα πολύ μεγαλύτερη από τη μάζα του Ηλίου, τελειώνουν τη ζωή τους με έκρηξη. Η έκρηξη έχει σαν αποτέλεσμα τη διάλυση του άστρου και είναι ένα από τα πιο βίαια φαινόμενα στο Σύμπαν.

Πληροφορίες από το Ευγενίδειο Πλανητάριο,

το Εθνικό Αστεροσκοπείο Αθηνών

και το Περιοδικό Γεωτρόπιο