Viața și moartea unei stele

Stelele durează mult, dar în cele din urmă vor muri. Energia care formează stele, unele dintre cele mai mari obiecte pe care le studiem vreodată, provine din interacțiunea atomilor individuali. Deci, pentru a înțelege cele mai mari și mai puternice obiecte din univers, trebuie să înțelegem cele mai de bază. Apoi, pe măsură ce viața stelei se încheie, acele principii de bază intră din nou în joc pentru a descrie ce se va întâmpla cu steaua următoare. Astronomii studiază diverse aspecte ale stelelor pentru a determina câți ani au precum și celelalte caracteristici ale acestora. Acest lucru îi ajută să înțeleagă, de asemenea, procesele de viață și moarte prin care se confruntă.

Stelele au avut nevoie de mult timp pentru a se forma, deoarece gazul în derivă în univers era atras de forța gravitației. Acest gaz este în mare parte hidrogen, deoarece este cel mai de bază și abundent element din univers, deși o parte din gaz ar putea consta din alte elemente. Suficient din acest gaz începe să se adune sub gravitație și fiecare atom atrage asupra tuturor celorlalți atomi.

Această atracție gravitațională este suficientă pentru a forța atomii să se ciocnească între ei, ceea ce la rândul său generează căldură. De fapt, pe măsură ce atomii se ciocnesc între ei, vibrează și se mișcă mai repede (adică, până la urmă, ce energie termică este cu adevărat: mișcare atomică). În cele din urmă, se încălzesc atât de mult, iar atomii individuali au atât de multe energie kinetică, că atunci când se ciocnesc cu un alt atom (care are, de asemenea, multă energie cinetică), nu se dau doar reciproc.

Cu suficientă energie, cei doi atomi se ciocnesc și nucleul acestor atomi se contopește. Nu uitați, acesta este în mare parte hidrogen, ceea ce înseamnă că fiecare atom conține un nucleu cu un singur protoni. Când aceste nuclee fuzionează împreună (un proces cunoscut, suficient de adecvat, ca. fuziune nucleară) nucleu rezultat are doi protoni, ceea ce înseamnă că noul atom creat este heliu. Stelele pot fuziona și atomii mai grei, cum ar fi heliul, pentru a face nuclei atomici și mai mari. (Acest proces, numit nucleosinteză, se crede a fi cât de multe dintre elementele din universul nostru au fost formate.)

Deci atomii (adesea element hidrogen) în interiorul stelei se ciocnesc împreună, trecând printr-un proces de fuziune nucleară, care generează căldură, radiatie electromagnetica (inclusiv lumina vizibila) și energie sub alte forme, cum ar fi particulele cu energie mare. Această perioadă de ardere atomică este ceea ce credem majoritatea dintre noi ca viață a unei stele și în această fază vedem cele mai multe stele în ceruri.

Această căldură generează o presiune - la fel ca încălzirea aerului din interiorul unui balon creează presiune pe suprafața balonului (analogie aspră) - care împinge atomii deoparte. Dar amintiți-vă că gravitația încearcă să le strângă. În cele din urmă, stea atinge un echilibru în care atracția gravitației și presiunea repulsivă sunt echilibrate, iar în această perioadă steaua arde într-un mod relativ stabil.

Până când rămâne fără combustibil, adică.

Pe măsură ce combustibilul cu hidrogen dintr-o stea se transformă în heliu și în unele elemente mai grele, este nevoie de tot mai multă căldură pentru a provoca fuziunea nucleară. Masa unei stele joacă un rol în cât timp durează „arderea” prin combustibil. Stelele mai masive își folosesc combustibilul mai repede, deoarece necesită mai multă energie pentru a contracara forța gravitațională mai mare. (Sau, altfel spus, forța gravitațională mai mare face ca atomii să se ciocnească mai repede.) În timp ce soarele nostru va dura probabil aproximativ 5 mii de milioane de ani, mai mult stele masive poate dura până la o sută de milioane de ani înainte de a-și folosi combustibilul.

Pe măsură ce combustibilul stelei începe să se scurgă, steaua începe să genereze mai puțină căldură. Fără căldură pentru a contracara atracția gravitațională, steaua începe să se contracte.

Totul nu este pierdut! Nu uitați că acești atomi sunt alcătuiți din protoni, neutroni și electroni, care sunt fermioni. Una dintre regulile care guvernează fermioni se numește Principiul excluderii lui Pauli, care afirmă că niciun fermion nu poate ocupa același „stat”, ceea ce este un mod fantezist de a spune că nu poate exista mai mult de unul identic în același loc care face același lucru. (Pe de altă parte, bosonii nu se confruntă cu această problemă, care face parte din motivul pentru care laserele pe bază de fotoni funcționează.)

Rezultatul este că Principiul de excludere Pauli creează încă o forță repulsivă ușoară între electroni, care poate ajuta la contracararea colapsului unei stele, transformându-l într-o pitic alb. Aceasta a fost descoperită de fizicianul indian Subrahmanyan Chandrasekhar în 1928.

Un alt tip de stea, stea neutronică, apar atunci când o stea se prăbușește și repulsia dintre neutroni și neutroni contracarează colapsul gravitațional.

Cu toate acestea, nu toate stelele devin stele pitice albe sau chiar stele cu neutroni. Chandrasekhar și-a dat seama că unele stele vor avea sorturi foarte diferite.

Chandrasekhar a determinat orice stea mai masivă decât de aproximativ 1,4 ori soarele nostru (o masă numită "the" Limita Chandrasekhar) nu s-ar putea sprijini împotriva propriei sale gravitații și s-ar prăbuși într-un pitic alb. Stelele care se întind până la aproximativ 3 ori soarele nostru ar deveni stele neutronice.

Dincolo de asta, însă, este prea multă masă pentru ca steaua să contracareze atragerea gravitațională prin principiul excluderii. Este posibil ca atunci când steaua moare să treacă printr-o supernovă, expulzând suficientă masă în univers, încât aceasta se încadrează sub aceste limite și devine unul dintre aceste tipuri de stele... dar dacă nu, atunci ce se întâmplă?

Ei bine, în acest caz, masa continuă să se prăbușească sub forțele gravitaționale până la a gaură neagră este formata.

Și asta numiți moartea unei stele.