Życie i śmierć gwiazdy

Gwiazdy trwają długo, ale ostatecznie umrą. Energia, z której składają się gwiazdy, jedne z największych obiektów, jakie kiedykolwiek badamy, pochodzi z interakcji poszczególnych atomów. Tak więc, aby zrozumieć największe i najpotężniejsze obiekty we wszechświecie, musimy zrozumieć najbardziej podstawowe. Następnie, gdy życie gwiazdy dobiegnie końca, te podstawowe zasady ponownie wchodzą w grę, aby opisać, co stanie się z gwiazdą. Astronomowie badają różne aspekty gwiazd w celu ustalenia ile mają lat a także ich inne cechy. To pomaga im zrozumieć procesy życiowe i śmierci, których doświadczają.

Gwiazdy formowały się długo, ponieważ gaz dryfujący we wszechświecie był przyciągany przez siłę grawitacji. Ten gaz jest głównie wodór, ponieważ jest to najbardziej podstawowy i obfity pierwiastek we wszechświecie, chociaż część gazu może składać się z innych elementów. Dość tego gazu zaczyna się gromadzić pod wpływem grawitacji i każdy atom ciągnie wszystkie pozostałe atomy.

To przyciąganie grawitacyjne wystarcza, aby zmusić atomy do zderzenia się ze sobą, co z kolei wytwarza ciepło. W rzeczywistości, gdy atomy zderzają się ze sobą, wibrują i poruszają się szybciej (w końcu to

Przy wystarczającej energii dwa atomy zderzają się, a ich jądro łączy się ze sobą. Pamiętaj, że jest to głównie wodór, co oznacza, że ​​każdy atom zawiera jądro z tylko jednym proton. Kiedy jądra te łączą się ze sobą (proces znany, odpowiednio, jako fuzja nuklearna) powstałe jądro ma dwa protony, co oznacza, że ​​utworzono nowy atom hel. Gwiazdy mogą także łączyć cięższe atomy, takie jak hel, tworząc jeszcze większe jądra atomowe. (Uważa się, że w tym procesie, zwanym nukleosyntezą, powstało tyle elementów naszego wszechświata.)

Więc atomy (często pierwiastek wodoru) wewnątrz gwiazdy zderzają się ze sobą, przechodząc proces syntezy jądrowej, który wytwarza ciepło, promieniowanie elektromagnetyczne (włącznie z widzialne światło) oraz energia w innych formach, takich jak cząstki o wysokiej energii. Ten okres spalania atomowego jest tym, co większość z nas uważa za życie gwiazdy, i właśnie w tej fazie widzimy większość gwiazd na niebie.

Ciepło to wytwarza ciśnienie - podobnie jak ogrzewanie powietrza wewnątrz balonu wytwarza ciśnienie na powierzchni balonu (szorstka analogia) - które rozdziela atomy. Pamiętaj jednak, że grawitacja próbuje je połączyć. W końcu gwiazda osiąga równowagę, w której równoważą się przyciąganie grawitacyjne i ciśnienie odpychające, i w tym okresie gwiazda pali się w stosunkowo stabilny sposób.

Dopóki nie zabraknie mu paliwa.

Gdy paliwo wodorowe w gwieździe przekształca się w hel i w niektóre cięższe pierwiastki, potrzeba coraz więcej ciepła, aby spowodować syntezę jądrową. Masa gwiazdy odgrywa rolę w tym, ile czasu zajmuje „spalenie” paliwa. Bardziej masywne gwiazdy szybciej zużywają paliwo, ponieważ potrzeba więcej energii, aby przeciwdziałać większej sile grawitacji. (Lub, inaczej mówiąc, większa siła grawitacji powoduje, że atomy zderzają się ze sobą szybciej). Podczas gdy nasze Słońce prawdopodobnie przetrwa około 5 tysięcy milionów lat, więcej masywne gwiazdy może trwać zaledwie sto milionów lat, zanim zużyje paliwo.

Gdy paliwo gwiazdy zaczyna się wyczerpywać, gwiazda zaczyna generować mniej ciepła. Bez ciepła przeciwdziałającego przyciąganiu grawitacyjnemu gwiazda zaczyna się kurczyć.

Jednakże, nie wszystko stracone! Pamiętaj, że atomy te składają się z protonów, neutronów i elektronów, które są fermionami. Jedna z zasad rządzących fermiony nazywa się Zasada wykluczenia Pauliego, który stwierdza, że ​​żadne dwa fermiony nie mogą zajmować tego samego „stanu”, co jest fantazyjnym sposobem powiedzenia, że ​​nie może istnieć więcej niż jeden identyczny w tym samym miejscu, który robi to samo. (Z drugiej strony bozony nie napotykają tego problemu, który jest jednym z powodów, dla których działają lasery fotonowe).

W rezultacie zasada wykluczenia Pauliego wytwarza jeszcze jedną niewielką siłę odpychającą między elektronami, która może pomóc w przeciwdziałaniu zapadnięciu się gwiazdy, przekształcając ją w biały karzeł. Zostało to odkryte przez indyjskiego fizyka Subrahmanyana Chandrasekhara w 1928 r.

Innym typem gwiazdy jest gwiazda neutronowapowstają, gdy gwiazda zapada się, a odpychanie neutronów od neutronów przeciwdziała zapadaniu się grawitacji.

Jednak nie wszystkie gwiazdy stają się gwiazdami białego karła, a nawet gwiazdami neutronowymi. Chandrasekhar zdał sobie sprawę, że niektóre gwiazdy będą miały inne losy.

Chandrasekhar wyznaczył dowolną gwiazdę masywniejszą niż około 1,4 razy nasze Słońce (masa zwana Limit Chandrasekhar) nie byłby w stanie utrzymać się na własną grawitację i zapadłby się w biały karzeł. Gwiazdy sięgające około 3 razy naszego Słońca gwiazdy neutronowe.

Poza tym jednak masa jest po prostu zbyt duża, aby gwiazda mogła przeciwdziałać grawitacyjnemu działaniu zasady wykluczania. Możliwe, że gdy gwiazda umiera, może przejść przez supernowa, wyrzucając wystarczającą masę do wszechświata, aby spadła poniżej tych granic i stała się jednym z tych rodzajów gwiazd ale jeśli nie, to co się stanie?

Cóż, w takim przypadku masa nadal zapada się pod wpływem sił grawitacyjnych, aż do momentu czarna dziura jest utworzona.

I to właśnie nazywasz śmiercią gwiazdy.