Život a smrt hvězdy

Hvězdy vydrží dlouho, ale nakonec zemřou. Energie, která tvoří hvězdy, některé z největších objektů, které jsme kdy studovali, pochází z interakce jednotlivých atomů. Abychom porozuměli největším a nejmocnějším objektům ve vesmíru, musíme rozumět těm nejzákladnějším. Poté, co život hvězdy skončí, se tyto základní principy znovu objeví ve hře, aby popsaly, co se stane s hvězdou příště. Astronomové určují různé aspekty hvězd jak jsou staří stejně jako jejich další vlastnosti. To jim také pomáhá pochopit procesy života a smrti, které zažívají.

Hvězdy trvalo dlouhou dobu, než se formovaly, protože plyny plynu ve vesmíru byly přitahovány gravitační silou. Tento plyn je většinou vodík, protože je to nejzákladnější a nejhojnější prvek ve vesmíru, i když část plynu se může skládat z některých dalších prvků. Dostatek tohoto plynu se začíná hromadit gravitací a každý atom táhne všechny ostatní atomy.

Tento gravitační tah je dostatečný k tomu, aby donutil atomy, aby se navzájem srazily, což zase vytváří teplo. Ve skutečnosti, jak se atomy navzájem srazí, vibrují a rychleji se pohybují (to je konec konců to, co

Při dostatečné energii se dva atomy srazí a jádro těchto atomů se spojí dohromady. Pamatujte, že se jedná většinou o vodík, což znamená, že každý atom obsahuje jádro pouze s jedním proton. Když se tato jádra spojí dohromady (proces je dostatečně znám, jako jaderná fůze) výsledné jádro má dva protony, což znamená, že nový vytvořený atom je hélium. Hvězdy mohou také spojit těžší atomy, například helium, aby vytvořily ještě větší atomová jádra. (Tento proces, nazývaný nukleosyntéza, je považován za počet prvků v našem vesmíru.)

Atomy (často prvek vodík) uvnitř hvězdy se srazí, prochází procesem jaderné fúze, která vytváří teplo, elektromagnetická radiace (počítaje v to viditelné světlo) a energii v jiných formách, jako jsou například vysokoenergetické částice. Toto období atomového hoření je to, co většina z nás považuje za život hvězdy, a právě v této fázi vidíme většinu hvězd na nebi.

Toto teplo vytváří tlak - podobně jako topný vzduch uvnitř balónu vytváří tlak na povrchu balónu (hrubá analogie) - který tlačí atomy od sebe. Ale nezapomeňte, že se je gravitace snaží spojit dohromady. Hvězda nakonec dosáhne rovnováhy, kde se vyrovná přitažlivost gravitace a odpudivý tlak, a během této doby hvězda hoří relativně stabilním způsobem.

Dokud nedojde palivo, to je.

Když se vodíkové palivo ve hvězdě přemění na helium a na některé těžší prvky, způsobuje jadernou fúzi stále více tepla. Hmotnost hvězdy hraje roli v tom, jak dlouho trvá „spálení“ palivem. Masivnější hvězdy používají své palivo rychleji, protože k vyrovnání se s větší gravitační silou potřebuje více energie. (Nebo, jinak řečeno, větší gravitační síla způsobí, že se atomy rychleji srazí.) Zatímco naše slunce bude pravděpodobně trvat asi 5 000 milionů let, více obrovské hvězdy může trvat až sto milionů let, než spotřebuje palivo.

Jak palivo paliva hvězdy začne docházet, hvězda začne produkovat méně tepla. Hvězda se začne smršťovat, aniž by teplo působilo proti gravitačnímu tahu.

Vše však není ztraceno! Pamatujte, že tyto atomy jsou tvořeny protony, neutrony a elektrony, což jsou fermiony. Jedno z pravidel, kterými se řídí fermiony se nazývá Princip vyloučení Pauliho, který uvádí, že dva fermiony nemohou obsadit stejný „stát“, což je fantastický způsob, jak říci, že na stejném místě nemůže být více než jeden stejný člověk, který by dělal totéž. (Na druhou stranu, Bosonové se nesetkají s tímto problémem, který je součástí důvodu práce laserů založených na fotonu.)

Výsledkem toho je, že Pauliho princip vyloučení vytváří další nepatrnou odpudivou sílu mezi elektrony, která může pomoci působit proti zhroucení hvězdy a přeměnit ji v bílý trpaslík. Toto bylo objeveno indickým fyzikem Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1928.

Jiný typ hvězdy, neutronová hvězda, vznikají, když se hvězda zhroutí a odpuzování neutronů k neutronům působí proti gravitačnímu kolapsu.

Ne všechny hvězdy se však stanou bílými trpasličími hvězdami nebo dokonce neutronovými hvězdami. Chandrasekhar si uvědomil, že některé hvězdy budou mít velmi odlišné osudy.

Chandrasekhar určil jakoukoli hvězdu hmotnější než asi 1,4krát naše slunce (hmota zvaná Chandrasekharův limit) by se nedokázal podepřít proti své vlastní gravitaci a zhroutil by se do bílý trpaslík. Hvězdy dosahující až asi trojnásobku Slunce neutronové hvězdy.

Kromě toho však existuje jen příliš mnoho hmoty na to, aby hvězda mohla působit proti gravitačnímu tahu skrze princip vyloučení. Je možné, že když hvězda umírá, mohla by projít a supernova, vypuzující dost hmoty do vesmíru, že klesne pod tyto limity a stane se jedním z těchto typů hvězd... ale pokud ne, co se stane?

V tom případě se hmota nadále gravitačními silami zhroutí až do a Černá díra je vytvořen.

A to je to, co nazýváte smrtí hvězdy.