Život i smrt zvijezde

Zvijezde traju dugo, ali na kraju će umrijeti. Energija koja čini zvijezde, neke od najvećih objekata koje ikad proučavamo, dolazi od interakcije pojedinih atoma. Dakle, da bismo razumjeli najveće i najmoćnije predmete u svemiru, moramo razumjeti najosnovnije. Onda, kako se život zvijezde završava, opet se pojavljuju oni osnovni principi koji opisuju što će se sljedećoj zvijezdi dogoditi. Astronomi proučavaju različite aspekte zvijezda kako bi utvrdili koliko imaju godina kao i njihove druge karakteristike. To im pomaže da razumiju životne i smrtne procese koje doživljavaju.

Zvijezde su trebale dugo vremena da se formiraju, jer je plinovi koji su se gibali u svemiru prikupljani zajedno pomoću sile gravitacije. Taj je plin uglavnom vodik, jer je to najosnovniji i najobilniji element u svemiru, iako bi se neki plin mogao sastojati od nekih drugih elemenata. Dovoljno ovog plina počinje se okupljati pod gravitacijom, a svaki atom povlači sve ostale atome.

Ovo gravitacijsko povlačenje dovoljno je da se atomi prisilno sudaraju, što zauzvrat stvara toplinu. U stvari, kako se atomi sudaraju jedan s drugim, oni vibriraju i kreću se brže (to je, na kraju krajeva, što

Uz dovoljno energije, dva atoma se sudaraju i jezgra tih atoma spaja se zajedno. Zapamtite, to je uglavnom vodik, što znači da svaki atom sadrži jezgru sa samo jednim proton. Kad se te jezgre spajaju zajedno (proces poznat, na odgovarajući način, kao nuklearna fuzija) the rezultirajuća jezgra ima dva protona, što znači da je novi atom stvoren helijum. Zvijezde se također mogu stopiti sa težim atomima, poput helija, kako bi napravile još veća atomska jezgra. (Za ovaj proces, koji se naziva nukleosinteza, vjeruje se koliko je elemenata u našem svemiru formirano.)

Dakle, atomi (često i element vodik) unutar zvijezde se sudaraju zajedno, prolazeći kroz proces nuklearne fuzije, koji stvara toplinu, elektromagnetska radijacija (uključujući vidljivo svjetlo), i energije u drugim oblicima, kao što su čestice visoke energije. Ovo razdoblje paljenja atoma ono što većina nas smatra životom zvijezde, a upravo u ovoj fazi vidimo većinu zvijezda na nebesima.

Ta toplina stvara pritisak - slično kao zagrijavanje zraka unutar balona, ​​stvara pritisak na površini balona (gruba analogija) - koji gura atome na dijelove. Ali zapamtite da ih gravitacija pokušava spojiti. Na kraju, zvijezda doseže ravnotežu u kojoj se privlačnost gravitacije i odbojnog tlaka uravnotežuju, a tijekom tog razdoblja zvijezda sagorijeva na relativno stabilan način.

Dok mu ne ponesta goriva, to jest.

Kako se vodikovo gorivo u zvijezdi pretvara u helij, a u neke teže elemente, potrebno je više i više topline da izazove nuklearnu fuziju. Masa zvijezde igra ulogu u tome koliko vremena je potrebno da se "gori" kroz gorivo. Masivne zvijezde brže troše svoje gorivo jer im je potrebno više energije da bi se suprostavila većoj gravitacijskoj sili. (Ili, drugačije rečeno, veća gravitacijska sila uzrokuje da se atomi brže sudaraju.) Dok će naše sunce vjerojatno trajati oko 5 tisuća milijuna godina, više masivne zvijezde može potrajati samo stotinu milijuna godina prije nego što potroši svoje gorivo.

Kako gorivo zvijezde počinje istjecati, zvijezda počinje stvarati manje topline. Bez topline koja bi spriječila gravitacijsko povlačenje, zvijezda se počinje stezati.

Sve, međutim, nije izgubljeno! Ne zaboravite da su ti atomi sastavljeni od protona, neutrona i elektrona, koji su fermioni. Jedno od pravila koja reguliraju fermioni se zove Načelo isključenja iz Paulija, koja kaže da nijedna dva fermiona ne mogu zauzeti isto "stanje", što je fantastičan način da se kaže da na istom mjestu ne može biti više identičnih koji rade isto. (Bozoni, s druge strane, ne nailaze na ovaj problem, što je dio razloga rada lasera koji se temelje na fotonima.)

Rezultat toga je da Paulijevo načelo isključenja stvara još jednu malu odbojnu silu između elektrona, što može pomoći u suzbijanju kolapsa zvijezde, pretvarajući je u bijeli patuljak. To je otkrio indijski fizičar Subrahmanyan Chandrasekhar 1928. godine.

Druga vrsta zvijezda, The neutronska zvijezda, nastaju kada se zvijezda sruši i odbijanje od neutrona do neutrona djeluje protiv gravitacijskog kolapsa.

Međutim, nisu sve zvijezde bijele patuljaste zvijezde ili čak neutronske zvijezde. Chandrasekhar je shvatio da će neke zvijezde imati vrlo različite sudbine.

Chandrasekhar je odredio bilo koju zvijezdu masivniju od otprilike 1,4 puta veću od našeg sunca (masa koja se zove Granica Chandrasekhar) se ne bi mogla suzdržati protiv vlastite gravitacije i srušit će se u bijeli patuljak. Zvijezde u rasponu od približno 3 puta više od našeg sunca neutronske zvijezde.

Mimo toga, zvijezda ima samo previše mase da bi mogla suprostaviti gravitacijskom povlačenju kroz princip isključenja. Moguće je da kada zvijezda umire može proći kroz a supernova, izbacivši dovoljno mase u svemir da se spusti ispod tih granica i postane jedna od tih vrsta zvijezda... ali ako ne, što se onda događa?

Pa, u tom slučaju masa se i dalje kolabira pod gravitacijskim silama sve do Crna rupa formiran je.

I to je ono što nazivaš smrću zvijezde.