Tähden elämä ja kuolema

Tähdet kestävät kauan, mutta lopulta ne kuolevat. Tähteiden muodostama energia, eräs suurimmista koskaan tutkimistamme esineistä, tulee yksittäisten atomien vuorovaikutuksesta. Joten ymmärtääksemme maailmankaikkeuden suurimpia ja tehokkaimpia esineitä, meidän on ymmärrettävä kaikkein perustiedot. Sitten, kun tähden elämä päättyy, nämä perusperiaatteet tulevat jälleen peliin kuvaamaan, mitä tähdelle tapahtuu seuraavaksi. Tähtitieteilijät tutkivat tähtiä eri puolilla määrittääkseen kuinka vanhoja he ovat samoin kuin niiden muut ominaisuudet. Se auttaa heitä myös ymmärtämään kokemansa elämä- ja kuolemaprosessit.

Tähteiden muodostuminen kesti kauan, kun maailmankaikkeudessa kaasu ajautui painovoiman avulla yhteen. Tämä kaasu on enimmäkseen vety, koska se on maailmankaikkeuden alkeellisinta ja runsainta elementtiä, vaikka osa kaasusta saattaa koostua joistakin muista elementeistä. Tarpeeksi tätä kaasua alkaa kerätä yhteen painovoiman alaisena ja kukin atomi vetää kaikkia muita atomeja.

Tämä painovoima vetää riittävästi atomien törmäämään toisiinsa, mikä puolestaan ​​tuottaa lämpöä. Itse asiassa kun atomit törmäävät toisiinsa, ne värisevät ja liikkuvat nopeammin (ts. Mitä lämpöenergia todella on: atomiliike). Lopulta ne kuumenevat, ja yksittäisillä atomeilla on niin paljon kineettinen energia, että kun ne törmäävät toisen atomin kanssa (jolla on myös paljon kineettistä energiaa), he eivät vain poistu toisistaan.

Riittävällä energialla kaksi atomia törmäävät yhteen ja näiden atomien ydin sulautuu yhteen. Muista, että tämä on enimmäkseen vetyä, mikä tarkoittaa, että jokainen atomi sisältää ytimen, jossa on vain yksi protoni. Kun nämä ytimet sulautuvat yhteen (prosessi tunnetaan, riittävän sopivasti, kuten ydinfuusio) tuloksena oleva ydin on kaksi protonia, mikä tarkoittaa, että uusi luotu atomi on helium. Tähdet voivat myös sulauttaa raskaampia atomeja, kuten esimerkiksi heliumia, muodostamaan yhä suurempia atomiytimiä. (Tämän prosessin, jota kutsutaan nukleosynteesiksi, uskotaan olevan kuinka monta universumin elementteistämme muodostui.)

Joten atomit (usein alkuaine vety) tähden sisällä törmäävät yhteen, käyden läpi ydinfuusioprosessin, joka tuottaa lämpöä, elektromagneettinen säteily (mukaan lukien näkyvä valo), ja energia muissa muodoissa, kuten korkeaenergiset hiukkaset. Tätä atomipolton ajanjaksoa useimmat meistä ajattelevat tähden elämäksi, ja juuri tässä vaiheessa näemme eniten tähtiä taivaissa.

Tämä lämpö tuottaa paineen - aivan kuten ilmapallon sisällä olevan kuumennusilman avulla syntyy painetta ilmapallojen pintaan (karkea analogia) -, joka työntää atomit toisistaan. Mutta muista, että painovoima yrittää vetää heidät yhteen. Lopulta tähti saavuttaa tasapainon, jossa painovoiman vetovoima ja heijastuspaine ovat tasapainossa, ja tänä aikana tähti palaa suhteellisen vakaalla tavalla.

Se on, kunnes polttoainetta loppuu.

Kun tähden vetypolttoaine muuttuu heliumiksi ja eräiksi raskaammiksi elementeiksi, ydinfuusion aiheuttaminen vie enemmän ja enemmän lämpöä. Tähden massa pelaa roolia kuinka kauan "polttaa" polttoaineen läpi. Massiivisemmat tähdet käyttävät polttoainetta nopeammin, koska suuremman painovoiman vastapainoon kuluu enemmän energiaa. (Tai, toisin sanoen, suurempi painovoima aiheuttaa atomien törmäävän nopeammin yhteen.) Vaikka aurinkomme kestää todennäköisesti noin 5 tuhat miljoonaa vuotta, enemmän massiiviset tähdet voi kestää vain sata miljoonaa vuotta ennen polttoaineen käyttöä.

Kun tähden polttoaine alkaa loppua, tähti alkaa tuottaa vähemmän lämpöä. Ilman lämpöä vastapainoksi painovoiman vetämiselle tähti alkaa supistua.

Kaikki ei ole kuitenkaan menetetty! Muista, että nämä atomit koostuvat protoneista, neutroneista ja elektroneista, jotka ovat fermioneja. Yksi säännöistä fermioneja kutsutaan Paulin poissulkemisperiaate, jonka mukaan kukaan kaksi fermionia ei voi käyttää samaa "tilaa", mikä on hieno tapa sanoa, että samassa paikassa voi olla vain yksi identtinen, joka tekee saman asian. (Bosonit sitä vastoin eivät törmää tähän ongelmaan, mikä on osa syytä fotonipohjaisten laserien toimivuuteen.)

Seurauksena on, että Paulin poissulkemisperiaate luo jälleen yhden pienen torjuntavoiman elektronien välille, mikä voi auttaa torjumaan tähden romahtamista muuttamalla siitä valkoinen kääpiö. Intialainen fyysikko Subrahmanyan Chandrasekhar löysi tämän tämän vuonna 1928.

Toinen tähtityyppi, neutronitähti, syntyy, kun tähti romahtaa ja neutronista neutroniin kohdistuva heijastus on vastapaino gravitaation romahtamiselle.

Kaikista tähtiä ei kuitenkaan tule valkoisiksi kääpiötähdiksi tai edes neutronitähteiksi. Chandrasekhar tajusi, että joillakin tähtiillä olisi hyvin erilainen kohtalo.

Chandrasekhar määritti minkä tahansa tähden, joka oli massiivisempi kuin noin 1,4 kertaa aurinkoomme (massa nimeltään Chandrasekhar -raja) ei pystyisi tukemaan itseään omalla painovoimallaan ja romahtaisi valkoinen kääpiö. Tähdet, jotka vaihtelevat jopa noin kolme kertaa aurinkoomme kohden neutronitähdet.

Tämän lisäksi tähdellä on kuitenkin vain liian paljon massaa vastapainoksi painovoiman vetämiselle poissulkemisperiaatteen kautta. On mahdollista, että kun tähti kuolee, se saattaa käydä läpi supernova, karkottaa tarpeeksi massaa maailmankaikkeuteen, että se putoaa näiden rajojen alapuolelle ja tulee yhdeksi tällaisista tähtiä... mutta jos ei, niin mitä tapahtuu?

No, siinä tapauksessa massa jatkaa romahtamista painovoimien alla, kunnes a musta aukko on muodostettu.

Ja sitä kutsutte tähden kuolemaksi.