Život a smrť hviezdy

Hviezdy vydržia dlho, ale nakoniec zomrú. Energia, ktorá vytvára hviezdy, niektoré z najväčších objektov, ktoré sme kedy študovali, pochádza z interakcie jednotlivých atómov. Aby sme pochopili najväčšie a najmocnejšie objekty vo vesmíre, musíme pochopiť tie najzákladnejšie. Potom, ako život hviezdy skončí, tieto základné princípy znovu vstúpia do hry, aby opísali, čo sa stane s hviezdou nabudúce. Astronómovia študujú rôzne aspekty hviezd koľko sú rokov ako aj ich ďalšie charakteristiky. To im tiež pomáha pochopiť procesy života a smrti, ktoré zažívajú.

Hviezdy trvalo dlho, kým sa tvorili, pretože plyn prúdiaci vo vesmíre bol priťahovaný gravitačnou silou. Tento plyn je väčšinou vodík, pretože je to najzákladnejší a najbohatší prvok vo vesmíre, hoci niektoré z plynu môžu pozostávať z niektorých ďalších prvkov. Dostatok tohto plynu sa začne hromadiť gravitáciou a každý atóm ťahá všetky ostatné atómy.

Tento gravitačný ťah je dostatočný na to, aby donútil atómy zrážať sa navzájom, čo zase vytvára teplo. V skutočnosti, keď sa atómy navzájom zrážajú, vibrujú a rýchlejšie sa pohybujú (to je koniec koncov, čo

S dostatkom energie sa dva atómy zrážajú a jadro týchto atómov sa spája dohromady. Pamätajte, že toto je väčšinou vodík, čo znamená, že každý atóm obsahuje jadro iba s jedným protón. Keď sa tieto jadrá spoja (proces známy, dosť dobre, ako jadrová fúzia) výsledné jadro má dva protóny, čo znamená, že nový vytvorený atóm je hélium. Hviezdy môžu tiež spojiť ťažšie atómy, ako napríklad hélium, aby vytvorili väčšie atómové jadrá. (Tento proces, nazývaný nukleosyntéza, sa považuje za počet prvkov v našom vesmíre.)

Takže atómy (často prvok vodíka) vnútri hviezdy sa zrážajú, prechádzajú procesom jadrovej fúzie, ktorá vytvára teplo, elektromagnetická radiácia (počítajúc do toho viditeľné svetlo) a energiu v iných formách, ako sú napríklad vysoko energetické častice. Toto obdobie atómového horenia je to, čo väčšina z nás považuje za život hviezdy, a práve v tejto fáze vidíme väčšinu hviezd na nebesiach.

Toto teplo vytvára tlak - podobne ako ohrievací vzduch vo vnútri balónika vytvára tlak na povrchu balónika (hrubá analógia) - ktorý tlačí atómy od seba. Ale nezabudnite, že gravitácia sa ich snaží spojiť. Hviezda nakoniec dosiahne rovnováhu, keď je vyvážená príťažlivosť gravitácie a odpudivý tlak a počas tohto obdobia hviezda horí pomerne stabilným spôsobom.

Kým nedôjde palivo, to je.

Keď sa vodíkové palivo v hviezdi premení na hélium a na niektoré ťažšie prvky, spôsobuje jadrovú fúziu stále viac a viac tepla. Hmotnosť hviezdy zohráva úlohu pri tom, ako dlho trvá „spálenie“ palivom. Masívnejšie hviezdy používajú svoje palivo rýchlejšie, pretože na vyrovnanie s gravitačnou silou potrebuje viac energie. (Alebo, inak povedané, väčšia gravitačná sila spôsobuje rýchlejšie zrážanie atómov.) Zatiaľ čo naše slnko bude pravdepodobne trvať asi 5 000 miliónov rokov, viac obrovské hviezdy môže trvať až sto miliónov rokov, kým sa spotrebuje palivo.

Keď palivo paliva hviezdy začína dochádzať, hviezda začína generovať menej tepla. Hviezda sa začne pôsobiť bez pôsobenia tepla na pôsobenie gravitačného ťahu.

Všetko sa však nestratilo! Pamätajte, že tieto atómy sú tvorené protónmi, neutrónmi a elektrónmi, čo sú fermiony. Jedno z pravidiel fermióny sa nazýva Princíp vylúčenia Pauliho, v ktorej sa uvádza, že žiadne dva fermiony nemôžu obsadzovať ten istý „štát“, čo je efektný spôsob, ako povedať, že na rovnakom mieste nemôže robiť viac ako jeden rovnaký človek. (Na druhej strane, Bosoni sa nestretávajú s týmto problémom, ktorý je súčasťou dôvodu práce laserov založených na fotónoch.)

Výsledkom toho je, že Pauliho vylučovací princíp vytvára medzi elektrónmi ešte jednu nepatrnú odpudivú silu, ktorá môže pomôcť vyrovnať sa s kolapsom hviezdy a zmeniť ju na biely trpaslík. V roku 1928 to objavil indický fyzik Subrahmanyan Chandrasekhar.

Ďalším typom hviezdy je neutrónová hviezda, vznikajú, keď sa zrúti hviezda a odpudzovanie neutrónov k neutrónom pôsobí proti gravitačnému kolapsu.

Nie všetky hviezdy sa však stávajú bielymi trpaslíkmi alebo dokonca neutrónovými hviezdami. Chandrasekhar si uvedomil, že niektoré hviezdy budú mať veľmi odlišné osudy.

Čandrasekhar určil, že akákoľvek hviezda je hmotnejšia ako asi 1,4-krát viac ako naše slnko (hmota nazývaná Chandrasekharov limit) by sa nedokázala oprieť o svoju vlastnú gravitáciu a zrútila by sa do biely trpaslík. Hviezdy siahajúce až do asi 3-krát nášho slnka neutrónové hviezdy.

Okrem toho je tu však príliš veľa hmoty na to, aby hviezda pôsobila proti gravitačným ťahom prostredníctvom princípu vylúčenia. Je možné, že keď hviezda zomrie, môže ísť cez a supernova, vyháňajúc dosť hmoty do vesmíru, že klesne pod tieto limity a stane sa jedným z týchto typov hviezd... ale ak nie, tak čo sa stane?

V tom prípade sa masa naďalej zráža gravitačnými silami až do a čierna diera je formovaný.

A to je to, čo nazývate smrťou hviezdy.