A csillag élete és halála

A csillagok hosszú ideig fennállnak, de végül meghalnak. A csillagokat alkotó energia, amely a valaha tanulmányozott legnagyobb tárgyak, az egyes atomok kölcsönhatásából származik. Tehát ahhoz, hogy megértsük a világegyetem legnagyobb és legerősebb tárgyait, meg kell értenünk a legalapvetőbböket. Ezután, a csillag életének végén, ezek az alapelvek ismét életbe lépnek, hogy meghatározzák, mi fog történni a csillaggal legközelebb. A csillagászok a csillagok különféle aspektusait tanulmányozzák, hogy meghatározzák milyen idősek valamint egyéb jellemzőik. Ez segít nekik a megértett élet- és halálfolyamatok megértésében.

A csillagok kialakulása hosszú időbe telt, mivel a világegyetemben sodródó gázt a gravitációs erő összehúzta. Ez a gáz többnyire hidrogén, mert ez a legalapvetőbb és leggazdagabb elem az univerzumban, bár a gázok egy része más elemeket is tartalmazhat. Ennek a gáznak elegendő része kezd összegyûlni a gravitáció alatt, és minden atom húzza az összes többi atomot.

Ez a gravitációs vontatás elegendő ahhoz, hogy az atomok egymáshoz ütközjenek, ami viszont hőt generál. Valójában, amint az atomok egymással ütköznek, rezegnek és gyorsabban mozognak (azaz hőenergia valójában: atomi mozgás). Végül annyira felforrósodnak, és az egyes atomoknak annyira van kinetikus energia, hogy amikor egy másik atommal ütköznek (amely szintén nagyon sok kinetikus energiával rendelkezik), akkor nem csak egymástól ugrálnak.

Elegendő energiával a két atom összeesik, és ezek atomjai összeolvadnak. Ne feledje, hogy ez többnyire hidrogén, ami azt jelenti, hogy minden atom egyetlen atommaggal rendelkezik proton. Amikor ezek a magok összeolvadnak (egy folyamat, amely megfelelõen ismert, mint nukleáris fúzió) az keletkező mag van két proton, ami azt jelenti, hogy a létrehozott új atom hélium. A csillagok nehezebb atomokat, például héliumot is összeolvaszthatnak, hogy még nagyobb atommagokat képezzenek. (Ezt a nukleoszintézisnek nevezett folyamatot úgy gondolják, hogy az univerzumunkban hány elem alakult ki.)

Tehát az atomok (gyakran az atomok) elem hidrogén) a csillag belsejében összeütköznek egymással, melegfúziós folyamaton mennek keresztül, amely hőt termel, elektromágneses sugárzás (beleértve látható fény) és az energia más formákban, például a nagy energiájú részecskékben. Az atomégetés ezt a periódust gondoljuk a legtöbb ember egy csillag életére, és ebben a szakaszban látjuk a legtöbb csillagot az égben.

Ez a hő nyomást generál - hasonlóan ahhoz, hogy a léggömb belsejében melegítő levegő nyomást fejtsen ki a ballon felületére (durva analógia) -, amely az atomokat szétválasztja. De ne feledje, hogy a gravitáció megpróbálja összehúzni őket. Végül a csillag eléri az egyensúlyt, ahol a gravitáció vonzereje és a taszító nyomás kiegyensúlyozódik, és ebben az időszakban a csillag viszonylag stabil módon ég.

Amíg elfogy az üzemanyag, azaz.

Mivel a csillagok hidrogén-üzemanyaga héliummá és néhány nehezebb elemré alakul, egyre több hőt vesz igénybe a magfúzióhoz. Egy csillag tömege szerepet játszik abban, hogy mennyi ideig tart az "égés" az üzemanyaggal. A hatalmasabb csillagok gyorsabban használják üzemanyagot, mert több energiát igényel a nagyobb gravitációs erő ellensúlyozása. (Vagy másként fogalmazva: a nagyobb gravitációs erő miatt az atomok gyorsabban ütköznek egymáshoz.) Miközben a napunk valószínűleg kb. 5 millió millió évig tart, addig még több hatalmas csillagok akár százmillió évig is eltarthat, mielőtt felhasználnák üzemanyagukat.

Amint a csillag üzemanyaga elfogy, a csillag kevesebb hőt termel. A gravitációs húzás ellensúlyozására szolgáló hő nélkül a csillag összehúzódni kezd.

Minden azonban nem veszített el! Ne feledje, hogy ezeket az atomokat protonok, neutronok és elektronok alkotják, amelyek fermionok. Az egyik szabályozó szabály fermionok az úgynevezett Pauli kizárási elv, amely kimondja, hogy két fermion nem foglalhatja el ugyanazt az "állapotot", ami egy fantasztikus módszer annak kijelentésére, hogy ugyanazon a helyen nem lehet több, mint egy azonos, ugyanazt a dolgot csinálni. (A boszonok viszont nem találkoznak ezzel a problémával, ami részét képezi a foton alapú lézerek működésének.)

Ennek eredménye, hogy a Pauli kizárási elv újabb enyhe taszító erőt hoz létre az elektronok között, amely segít ellensúlyozni egy csillag összeomlását, és egy fehér törpe. Ezt az indiai fizikus, Subrahmanyan Chandrasekhar fedezte fel 1928-ban.

Egy másik típusú csillag, a neutron csillag, akkor jön létre, amikor egy csillag összeomlik, és a neutron-neutron visszatérés ellensúlyozza a gravitációs összeomlást.

Ugyanakkor nem minden csillag válik fehér törpék vagy akár neutroncsillagossá. Chandrasekhar rájött, hogy néhány csillag sorsa nagyon különbözik.

Chandrasekhar meghatározta a csillagokat, amelyek hatalmasabbak, mint a napunk körülbelül 1,4-szerese (a Chandrasekhar limit) nem lenne képes támogatni magát a saját gravitációja ellen, és összeomlik a fehér törpe. Csillagok, amelyek a napunk körülbelül háromszorosára válnak neutron csillagok.

Ezen túlmenően azonban túl sok a tömeg ahhoz, hogy a csillag ellensúlyozza a gravitációs vonzást a kizárási elv révén. Lehetséges, hogy ha a csillag haldoklik, akkor átmehet a szupernóva, elegendő tömeget bocsát ki az univerzumba, hogy ezen határértékek alá esjen, és ilyen típusú csillagokká váljon... de ha nem, akkor mi történik?

Nos, ebben az esetben a tömeg gravitációs erők hatására továbbra is összeomlik, amíg a fekete lyuk alakult.

És ezt hívják egy csillag halálának.