Савети

Зашто звезде сагоревају и шта се дешава када умру?

Зашто звезде сагоревају и шта се дешава када умру?

Звезде трају дуго, али на крају ће умрети. Енергија која чини звезде, неке од највећих објеката које икад 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 појављују да би описали шта ће се следећој звезди догодити. Астрономи проучавају различите аспекте звезда како би утврдили колико су старе као и остале карактеристике. То им помаже да разумеју и животни и смртни процес који доживљавају.

Рођење звезде

Звездама је требало дуго времена да се формирају, јер се плин који је лебдио у свемиру сакупљао заједно помоћу силе гравитације. Овај гас је углавном водоник, јер је најосновнији и најобилнији 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 заправо представља топлотна енергија: атомско кретање). На крају се толико загријавају, а поједини атоми имају толико кинетичке енергије да се, када се сударају са другим атомом (који такође има много кинетичке енергије), не одбијају само један од другог.

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 протоном. Кад се та језгра спајају заједно (процес познат, на одговарајући начин, као нуклеарна фузија), настало језгро има два протона, што значи да је нови атом који је 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.)

Изгарање звезде

Тако се атоми (често елемент водоник) у звезди сударају заједно, пролазећи кроз процес нуклеарне фузије, који ствара топлоту, електромагнетно зрачење (укључујући видљиву светлост) и енергију 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 једно. Али запамтите да их гравитација покушава спојити. На крају, звезда достиже равнотежу где се привлачност гравитације и одбојног притиска избалансирају, а током овог периода звезда сагорева на релативно стабилан начин.

Све док му не понеста горива.

Хлађење звезде

Како се водониково гориво у звезди претвара у хелијум, а у неке теже елементе, потребно је више и више топлоте да изазове нуклеарну фузију. Маса звезде игра улогу у томе колико времена 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, масивније звезде могу трајати само сто милиона година пре употребе гориво.

Како звезди гориво 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 управљају фермионима назива се Паулијево начело искључења, које 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 иста ствар. (Босони, 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 белог патуљка. То је открио индијски физичар Субрахманиан Цхандрасекхар 1928. године.

Друга врста звезде, неутронска звезда, настаје када се звезда распадне, а одбијање од неутрона до неутрона спречава гравитациони колапс.

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

Смрт звезде

Цхандрасекхар је утврдио да је било која звезда масивнија од око 1,4 пута више од нашег сунца (маса која се зове граница Цхандрасекхар) неће се моћи уздржавати од властите гравитације и срушит ће се у бијелог патуљка. Звезде у распону од око 3 пута више од нашег сунца постале би 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 супернову, избацивши 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 се и даље колабира под гравитационим силама све док се не формира црна рупа.

И то је оно што ви зовете смрт звезде.