Življenje in smrt zvezde

Zvezde trajajo dolgo, sčasoma pa bodo umrle. Energija, ki sestavlja zvezde, nekateri največji predmeti, ki jih kdaj preučujemo, izvira iz interakcije posameznih atomov. Torej, da razumemo največje in najmočnejše predmete v vesolju, moramo razumeti najosnovnejše. Potem, ko se življenje zvezde konča, začnejo znova nastopati tista osnovna načela, ki opisujejo, kaj se bo z zvezdo zgodilo naprej. Astronomi preučujejo različne vidike zvezd, da bi ugotovili koliko so stari kot tudi njihove druge značilnosti. To jim pomaga tudi razumeti življenjske in smrtne procese, ki jih doživljajo.

Zvezde so trajale dolgo, da so se oblikovale, saj je plin, ki se je odlival v vesolje, združeval zaradi sile gravitacije. Ta plin je večinoma vodik, ker je najosnovnejši in najbolj bogat element v vesolju, čeprav bi del plina lahko vseboval še nekaj drugih elementov. Dovolj tega plina se začne zbirati pod gravitacijo in vsak atom vleče vse ostale atome.

Ta gravitacijski poteg je dovolj, da se atomi silijo med seboj, kar posledično ustvarja toploto. V bistvu, ko se atomi med seboj trčijo, vibrirajo in se gibljejo hitreje (to je konec koncev, kaj

Z dovolj energije se dva atoma trčita in jedro teh atomov se zliva skupaj. Ne pozabite, da je to večinoma vodik, kar pomeni, da vsak atom vsebuje jedro samo z enim protoni. Ko se ta jedra združijo (postopek znan, ustrezno dovolj, kot jedrska fuzija) the nastalo jedro je dva protona, kar pomeni, da je ustvarjen novi atom helij. Zvezde lahko tudi spojijo težje atome, kot je helij, da tvorijo še večja atomska jedra. (Verjamemo, da je ta proces, imenovan nukleosinteza, toliko elementov v našem vesolju.)

Torej atomi (pogosto element vodik) znotraj zvezde trčita skupaj in gre skozi proces jedrske fuzije, ki ustvarja toploto, elektromagnetno sevanje (tudi vidna svetloba) in energije v drugih oblikah, kot so visokoenergijski delci. To obdobje atomskega gorenja je tisto, kar si večina od nas misli kot življenje zvezde, in prav v tej fazi vidimo večino zvezd na nebesih.

Ta toplota ustvarja pritisk - podobno kot segrevanje zraka znotraj balona ustvarja pritisk na površini balona (groba analogija) - ki potisne atome narazen. Ampak zapomnite si, da jih gravitacija poskuša združiti. Na koncu zvezda doseže ravnotežje, kjer se privlačnost gravitacije in odbojnega tlaka izravnata in v tem obdobju zvezda gori na razmeroma stabilen način.

Dokler mu ne zmanjka goriva, se pravi.

Ko se vodikovo gorivo v zvezdi pretvori v helij in v nekatere težje elemente, potrebuje več in več toplote, da povzroči jedrsko fuzijo. Masa zvezde igra vlogo, kako dolgo traja, da se "gori" skozi gorivo. Masivnejše zvezde porabijo svoje gorivo hitreje, ker je potrebno več energije za preprečevanje večje gravitacijske sile. (Ali povedano drugače, večja gravitacijska sila povzroči, da se atomi hitreje trčijo skupaj.) Medtem ko bo naše sonce verjetno trajalo približno 5 tisoč milijonov let, več ogromne zvezde lahko porabijo le sto milijonov let, preden porabijo svoje gorivo.

Ko začne zvezdno gorivo zmanjkovati, zvezda začne proizvajati manj toplote. Brez vročine za preprečevanje gravitacijskega vleka se zvezda začne krčiti.

Vse pa ni izgubljeno! Ne pozabite, da te atome sestavljajo protoni, nevtroni in elektroni, ki so fermioni. Eno od pravil, ki urejajo fermioni se imenuje Načelo izključitve Paulija, ki pravi, da nobena dva fermiona ne moreta zasedati iste "države", kar je domiselno reči, da na istem mestu ne more biti več kot ena enaka stvar. (Po drugi strani Bosoni ne naletijo na to težavo, kar je del razloga, zakaj delujejo fotoni na laserjih.)

Rezultat tega je, da načelo izključitve Paulija ustvari še eno rahlo odbojno silo med elektroni, kar lahko pomaga pri preprečevanju propada zvezde in jo spremeni v beli škrat. To je leta 1928 odkril indijski fizik Subrahmanyan Chandrasekhar.

Druga vrsta zvezde, nevtronska zvezda, nastanejo, ko se zvezda zruši in odboj nevtronov do nevtronov prepreči gravitacijski kolaps.

Vendar pa vse zvezde ne postanejo bele pritlikave zvezde ali celo nevtronske zvezde. Chandrasekhar je spoznal, da bodo nekatere zvezde imele zelo različne usode.

Chandrasekhar je določil katero koli zvezdo bolj masivno kot približno 1,4-kratno od našega sonca (masa imenovana the Omejitev Chandrasekharja) se ne bi mogel podpirati proti lastni gravitaciji in bi propadel v beli škrat. Zvezde, ki segajo približno 3-krat večje od našega sonca nevtronske zvezde.

Mimo tega pa je zvezda le preveč mase, da bi lahko preprečila gravitacijski poteg po načelu izključitve. Mogoče je, da ko zvezda umira, bi lahko šla skozi a supernova, izpusti dovolj mase v vesolje, da se spusti pod te meje in postane ena od teh vrst zvezd... če pa ne, kaj se zgodi?

No, v tem primeru se masa še naprej seseda pod gravitacijskimi silami do a Črna luknja se oblikuje.

In to je tisto, čemur pravite smrt zvezde.