Žvaigždės ilgai gyvuos, bet galiausiai jos mirs. Žvaigždę sudaranti energija, kuri yra viena iš didžiausių objektų, kurią mes kada nors tyrėme, gaunama iš atskirų atomų sąveikos. Taigi, norėdami suprasti didžiausius ir galingiausius Visatos objektus, turime suprasti pagrindinius. Pasibaigus žvaigždės gyvenimui, vėl pradedami taikyti šie pagrindiniai principai, apibūdinantys, kas nutiks kitai žvaigždei. Astronomai tiria įvairius žvaigždžių aspektus, kad nustatytų juos kiek jiems metų taip pat kitas jų savybes. Tai taip pat padeda jiems suprasti gyvenimo ir mirties procesus, kuriuos jie patiria.
Žvaigždės gimimas
Žvaigždės susiformavo ilgai, nes dujos, dreifuojančios Visatoje, buvo sutelktos gravitacijos jėgos dėka. Šios dujos daugiausia vandenilis, nes tai pats paprasčiausias ir gausiausias elementas visatoje, nors kai kurias dujas gali sudaryti kiti elementai. Pakankamai šių dujų pradeda kauptis gravitacijos metu ir kiekvienas atomas traukia visus kitus atomus.
Šis gravitacinis traukimas yra pakankamas, kad priverstų atomus susidurti vienas su kitu, o tai savo ruožtu generuoja šilumą. Tiesą sakant, kai atomai susiduria vienas su kitu, jie greičiau vibruoja ir juda (tai yra
šilumos energija tikrai yra: atominis judesys). Galų gale jie taip įkaista, o atskiri atomai turi tiek daug kinetinė energija, kad susidūrę su kitu atomu (kuris taip pat turi daug kinetinės energijos), jie ne tik atšoka vienas nuo kito.Turėdami pakankamai energijos, du atomai susiduria ir šių atomų branduolys susilieja. Atminkite, kad tai daugiausia vandenilis, o tai reiškia, kad kiekviename atome yra tik vienas branduolys protonas. Kai šie branduoliai susilieja kartu (pakankamai žinomas procesas, kaip branduolių sintezė) gaunamas branduolys turi du protonai, o tai reiškia, kad sukurtas naujas atomas yra helio. Žvaigždės taip pat gali sujungti sunkesnius atomus, pavyzdžiui, helį, kad sudarytų dar didesnius atominius branduolius. (Manoma, kad šis procesas, vadinamas nukleosinteze, yra tai, kiek elementų mūsų visatoje buvo suformuota.)
Žvaigždės deginimas
Taigi atomai (dažnai elementas vandenilis) žvaigždės viduje susiliečia, vyksta branduolinės sintezės procesas, kuris generuoja šilumą, elektromagnetinė radiacija (įskaitant matoma šviesa) ir kitų formų energija, pavyzdžiui, didelės energijos dalelės. Šis atominio deginimo laikotarpis yra tai, ką dauguma iš mūsų laiko žvaigždės gyvenimu, ir būtent šioje stadijoje danguje matome daugiausiai žvaigždžių.
Ši šiluma sukuria slėgį - panašiai kaip oro baliono šildymas sukuria slėgį baliono paviršiuje (šiurkšti analogija), kuris išstumia atomus. Bet atsiminkite, kad sunkumas bando juos suburti. Galų gale žvaigždė pasiekia pusiausvyrą, kai gravitacijos patrauklumas ir atstumiamasis slėgis yra subalansuoti, ir šiuo laikotarpiu žvaigždė dega palyginti stabiliai.
Kol baigsis kuras, tai yra.
Žvaigždės vėsinimas
Žvaigždėje esantis vandenilio kuras virsta heliu ir kai kuriais sunkesniais elementais, todėl branduolio susiliejimui reikia vis daugiau šilumos. Žvaigždės masė vaidina vaidmenį per kiek laiko reikia „sudegti“ per kurą. Masyvesnės žvaigždės degalus sunaudoja greičiau, nes reikia daugiau energijos neutralizuoti didesnę gravitacinę jėgą. (Arba, kitaip tariant, didesnė gravitacinė jėga sukelia atomų greitesnį susidūrimą.) Nors mūsų saulė greičiausiai truks apie 5 tūkstančius milijonų metų, daugiau masyvios žvaigždės gali sunaudoti tik šimtą milijonų metų, kol sunaudos degalus.
Žvaigždės degalams baigiantis, žvaigždė pradeda gaminti mažiau šilumos. Neatlaikydama šilumos gravitacinei traukai žvaigždė pradeda trauktis.
Vis dėlto viskas neprarasta! Atminkite, kad šiuos atomus sudaro protonai, neutronai ir elektronai, kurie yra fermionai. Viena iš taisyklių, reglamentuojančių fermionai yra vadinamas Pauliaus atskirties principas, kuriame teigiama, kad nė vienas fermionas negali užimti tos pačios „būsenos“, o tai yra išgalvotas būdas pasakyti, kad toje pačioje vietoje negali būti daugiau nei vienas identiškas vienas ir tas pats. (Kita vertus, bosonai nesusiduria su šia problema, kuri yra viena iš priežasčių, dėl kurių veikia fotonų pagrindu sukurti lazeriai.)
Rezultatas yra tas, kad Paulio išskyrimo principas sukuria dar vieną nedidelę atstumiančią jėgą tarp elektronų, kuri gali padėti neutralizuoti žvaigždės griūtį ir paversti ją baltasis nykštukas. Tai atrado Indijos fizikas Subrahmanyanas Chandrasekharas 1928 m.
Kitas žvaigždžių tipas, neutroninė žvaigždė, susidaro, kai žvaigždė griūva, o neutronų-neutronų atstūmimas neutralizuoja gravitacinį griūtį.
Tačiau ne visos žvaigždės tampa baltosiomis nykštukinėmis ar net neutroninėmis žvaigždėmis. Chandrasekharas suprato, kad kai kurios žvaigždės turės labai skirtingus likimus.
Žvaigždės mirtis
Chandrasekharas nustatė bet kokią žvaigždę, masyvesnę nei maždaug 1,4 karto didesnė už mūsų saulę (masė, vadinama Chandrasekhar riba) negalėtų išsilaikyti prieš savo sunkumą ir žlugtų į baltasis nykštukas. Žvaigždėmis, kurių saulės spindulys bus maždaug 3 kartus didesnis neutronų žvaigždės.
Nepaisant to, žvaigždės masė yra tiesiog per didelė, kad būtų pašalintas gravitacinis traukos principas. Gali būti, kad mirštant žvaigždei ji gali praeiti per supernova, išstumdamas pakankamai masės į visatą, kad ji nukristų žemiau šių ribų ir taptų viena iš šių žvaigždžių rūšių... bet jei ne, tada kas atsitiks?
Na, tokiu atveju masė toliau griūva veikdama gravitacines jėgas, kol a Juodoji skylė yra suformuotas.
Ir tai jūs vadinate žvaigždės mirtimi.