Живот и смрт звезде

Звезде трају дуго, али на крају ће умрети. Енергија која чини звезде, неке од највећих објеката које икада проучавамо, потиче од интеракције појединих атома. Дакле, да бисмо разумели највеће и најмоћније објекте у универзуму, морамо разумети и најосновније. Онда, како се живот звезде завршава, они основни принципи се поново играју да би се описало шта ће се следећој звезди догодити. Астрономи проучавају различите аспекте звезда да би утврдили колико имају година као и њихове друге карактеристике. То им помаже да разумеју и животни и смртни процес који доживљавају.

Звездама је требало дуго времена да се формирају, јер се плин који је лебдио у свемиру сакупљао заједно помоћу силе гравитације. Тај гас је углавном водоник, јер је то најосновнији и најбогатији елемент у свемиру, мада се неки гас може састојати од неких других елемената. Доста овог гаса почиње се окупљати под гравитацијом, а сваки атом повлачи све остале атоме.

Овај гравитациони потез је довољан да се атоми присилно сударају, што заузврат ствара топлоту. У ствари, како се атоми сударају једни с другима, они вибрирају и крећу се брже (то је, на крају крајева, шта

Уз довољно енергије, два атома се сударају и језгро ових атома спаја се заједно. Запамтите, ово је углавном водоник, што значи да сваки атом садржи језгро са само једним протони. Када се та језгра спајају (процес познат, на одговарајући начин, као нуклеарна фузија) тхе резултирајуће језгро је два протона, што значи да је нови атом створен хелијум. Звезде такође могу да спајају теже атоме, као што је хелијум, како би направили још већа атомска језгра. (Верује се да је овај процес, назван нуклеосинтеза, колико елемената у нашем универзуму формирано.)

Дакле, атоми (често они елемент водоник) унутар звезде се сударају заједно, пролазећи кроз процес нуклеарне фузије, који ствара топлоту, електромагнетно зрачење (укључујући видљива светлост), и енергије у другим облицима, као што су честице високе енергије. Ово раздобље сагоревања атома је оно што већина нас сматра животом звезде, а управо у овој фази видимо већину звезда на небесима.

Ова топлота ствара притисак - слично као загревање ваздуха у балону ствара притисак на површини балона (груба аналогија) - који гура атоме на раздвајање. Али запамтите да их гравитација покушава спојити. На крају, звезда достиже равнотежу где се привлачност гравитације и одбојног притиска уравнотежују, а током овог периода звезда сагорева на релативно стабилан начин.

Све док му не понеста горива.

Како се водонично гориво у звезди претвара у хелијум, а у неке теже елементе, потребно је више и више топлоте да би се изазвала нуклеарна фузија. Маса звезде игра улогу у колико дуго треба да се „гори“ кроз гориво. Масивне звезде брже троше своје гориво јер им је потребно више енергије да би се супроставила већој гравитационој сили. (Или, другачије речено, већа гравитациона сила узрокује да се атоми брже сударају.) Док ће наше сунце вероватно трајати око 5 хиљада милиона година, више масивне звезде може да траје само сто милиона година пре него што потроши своје гориво.

Како гориво звезде почиње да се троши, звезда почиње да ствара мање топлоте. Без топлине да би се супротставила гравитацијском повлачењу, звезда почиње да се сажима.

Међутим, све није изгубљено! Запамтите да су ови атоми сачињени од протона, неутрона и електрона, који су фермиони. Једно од правила која регулишу фермиони се зове Принцип искључења из Паула, која каже да ниједна два фермиона не могу заузети исту „државу“, што је фантастичан начин да се каже да на истом месту не може бити више идентичних који раде исто. (Бозони, с друге стране, не наилазе на овај проблем, што је део разлога на којем раде фотоапарати на ласерима.)

Резултат тога је да Паулијево начело искључења ствара још једну малу одбојну силу између електрона, која може помоћи у сузбијању колапса звезде, претварајући је у бели патуљак. То је открио индијски физичар Субрахманиан Цхандрасекхар 1928. године.

Друга врста звезде, неутронска звезда, настају када се звезда уруши а одбијање неутрон-неутрон супротставља гравитацијском колапсу.

Међутим, нису све звезде беле патуљасте звезде или чак неутронске звезде. Цхандрасекхар је схватио да ће неке звезде имати веома различите судбине.

Цхандрасекхар је одредио било коју звезду масивнијом од око 1,4 пута већу од нашег сунца (маса која се зове Цхандрасекхар лимит) се не би могао уздржавати од властите гравитације и срушио би се на бели патуљак. Звезде које се крећу око 3 пута више од нашег сунца неутронске звезде.

Мимо тога, звезда има само превише масе која би могла да се супротстави гравитацијском повлачењу кроз принцип искључења. Могуће је да када звезда умире може проћи кроз а супернова, избацујући довољно масе у свемир да се спусти испод ових граница и постане једна од ових врста звезда... али ако не, шта се онда дешава?

Па, у том случају маса наставља да се колабира под гравитационим силама све до Црна рупа је формиран.

И то је оно што ви зовете смрт звезде.