Животът и смъртта на звезда

Звездите издържат дълго, но в крайна сметка те ще умрат. Енергията, която изгражда звезди, някои от най-големите обекти, които някога изучаваме, идва от взаимодействието на отделни атоми. И така, за да разберем най-големите и мощни обекти във Вселената, трябва да разберем най-основните. След това, когато животът на звездата приключва, тези основни принципи отново влизат в игра, за да опишат какво ще се случи със звездата следващата. Астрономите изучават различни аспекти на звездите, за да определят на колко години са както и другите им характеристики. Това им помага да разберат и живота и смъртните процеси, които преживяват.

Образуването на звездите отне много време, тъй като дрейфът на газ във Вселената се събира заедно от силата на гравитацията. Този газ е най-вече водород, защото това е най-основният и изобилен елемент във Вселената, въпреки че част от газа може да се състои от някои други елементи. Достатъчното количество от този газ започва да се събира заедно с гравитацията и всеки атом дърпа всички останали атоми.

Това гравитационно дърпане е достатъчно, за да принуди атомите да се сблъскат един с друг, което от своя страна генерира топлина. Всъщност, докато атомите се сблъскват един с друг, те вибрират и се движат по-бързо (т.е. в края на краищата какво топлинна енергия наистина е: атомно движение). В крайна сметка те стават толкова горещи, а отделните атоми имат толкова много кинетична енергия, че когато се сблъскат с друг атом (който също има много кинетична енергия), те не просто отскачат един от друг.

С достатъчно енергия двата атома се сблъскват и ядрото на тези атоми се сливат заедно. Не забравяйте, че това е най-вече водород, което означава, че всеки атом съдържа ядро ​​само с едно протон. Когато тези ядра се сливат заедно (процес известен, достатъчно подходящо, като ядрен синтез) the получено ядро има два протона, което означава, че новият атом е хелий. Звездите могат също така да слеят по-тежки атоми, като хелий, за да направят още по-големи атомни ядра. (Смята се, че този процес, наречен нуклеосинтеза, е колко от елементите в нашата Вселена са били формирани.)

Така че атомите (често тези елемент водород) вътре в звездата се сблъскват заедно, преминавайки през процес на ядрен синтез, който генерира топлина, електромагнитно излъчване (включително Видима светлина) и енергия в други форми, като високоенергийни частици. Този период на изгаряне на атом е това, което повечето от нас смятат за живот на звезда и именно в тази фаза виждаме повечето звезди нагоре на небето.

Тази топлина генерира налягане - подобно на нагряване на въздух вътре в балон създава натиск върху повърхността на балона (груба аналогия) - което изтласква атомите. Но не забравяйте, че гравитацията се опитва да ги събере. В крайна сметка звездата достига равновесие, при което привличането на гравитацията и отблъскващото налягане се балансират и през този период звездата гори по сравнително стабилен начин.

Докато не му свърши горивото, т.е.

Тъй като водородното гориво в една звезда се преобразува в хелий и в някои по-тежки елементи, той изисква повече и повече топлина, за да предизвика ядрения синтез. Масата на звезда играе роля в това колко време отнема да "изгори" през горивото. По-масивните звезди използват горивото си по-бързо, защото е необходима повече енергия за противодействие на по-голямата гравитационна сила. (Или казано по друг начин, по-голямата гравитационна сила кара атомите да се сблъскват по-бързо.) Докато нашето слънце вероятно ще продължи около 5 хиляди милиона години, повече масивни звезди може да издържи само сто милиона години, преди да използва горивото си.

Когато горивото на звездата започне да изтича, звездата започва да генерира по-малко топлина. Без топлината да противодейства на гравитационното дърпане, звездата започва да се свива.

Всичко обаче не е загубено! Не забравяйте, че тези атоми са съставени от протони, неутрони и електрони, които са фермиони. Едно от правилата за управление фермиони се нарича Принцип на изключване на Паули, което заявява, че никой два фермиона не може да заеме едно и също „състояние“, което е фантастичен начин да се каже, че не може да има повече от един идентичен на едно и също място, което прави едно и също нещо. (Бозоните, от друга страна, не се сблъскват с този проблем, което е част от причината лазерните фотони да работят.)

Резултатът от това е, че Принципът на изключване на Паули създава още една лека отблъскваща сила между електрони, която може да помогне за противодействие на колапса на звезда, превръщайки я в бяло джудже. Това е открито от индийския физик Субраманян Чандрасехар през 1928г.

Друг вид звезда, неутронна звезда, възникват, когато звезда се срине и отблъскването от неутрон към неутрон противодейства на гравитационния колапс.

Не всички звезди обаче стават бели звезди джуджета или дори неутронни звезди. Чандрасехар осъзна, че някои звезди ще имат много различни съдби.

Чандрасехар определи всяка звезда по-масивна от около 1,4 пъти повече от нашето Слънце (маса, наречена Чандрасехар лимит) няма да може да се поддържа срещу собствената си гравитация и ще се срине в a бяло джудже. Звезди, вариращи до около 3 пъти нашето слънце неутронни звезди.

Отвъд това обаче има твърде много маса за звездата, която да противодейства на гравитационното дърпане чрез принципа на изключване. Възможно е, когато звездата умира, може да премине през а свръхнова, прогонвайки достатъчно маса във Вселената, че тя падне под тези граници и се превърне в един от тези видове звезди... но ако не, тогава какво се случва?

Е, в този случай масата продължава да се разпада под гравитационни сили до a Черна дупка е формиран.

И това е, което наричате смъртта на звезда.