Tähe elu ja surm

Tähed kestavad kaua, kuid lõpuks surevad. Energia, mis moodustab tähed, mis on suurimad objektid, mida me kunagi uurinud oleme, pärineb üksikute aatomite koostoimest. Niisiis, selleks, et mõista universumi suurimaid ja võimsamaid objekte, peame mõistma kõige elementaarsemaid. Kui tähe elu lõpeb, tulevad need põhiprintsiibid taas mängu, et kirjeldada, mis tähega järgmisena juhtub. Astronoomid uurivad tähtede erinevaid aspekte kui vanad nad on samuti nende muud omadused. See aitab neil mõista ka kogetud elu- ja surmaprotsesse.

Tähtede moodustumine võttis kaua aega, kuna universumis triivis gaasi raskusjõud. See gaas on enamasti vesinik, kuna see on universumi kõige põhilisem ja rikkalikum element, ehkki osa gaasist võib koosneda mõnedest muudest elementidest. Piisavalt sellest gaasist hakkab gravitatsiooni mõjul kokku kogunema ja iga aatom tõmbab peale kõiki teisi aatomeid.

See gravitatsiooniline tõmme on piisav, et sundida aatomeid üksteisega põrkuma, mis omakorda tekitab soojust. Tegelikult, kuna aatomid põrkuvad üksteisega, vibreerivad ja liiguvad kiiremini (st lõppude lõpuks

Piisava energiaga kaks aatomit põrkuvad ja nende aatomite tuum sulanduvad omavahel. Pidage meeles, et see on enamasti vesinik, mis tähendab, et igas aatomis on tuum, milles on ainult üks prooton. Kui need tuumad sulanduvad (protsess, mida tuntakse piisavalt, nagu tuumasüntees) tulemuseks olev tuum on kaks prootonit, mis tähendab, et loodud uus aatom on heelium. Tähed võivad sulandada ka raskemaid aatomeid, näiteks heeliumi, et moodustada veelgi suuremaid aatomituumasid. (Arvatakse, et see protsess, mida nimetatakse nukleosünteesiks, moodustas meie universumis palju elemente.)

Seega aatomid (sageli element vesinik) tähe sees põrkub kokku, läbides tuumasünteesi protsessi, mis tekitab soojust, elektromagnetiline kiirgus (kaasa arvatud nähtav valgus) ja energia muul kujul, näiteks suure energiaga osakestena. See aatomi põletamise periood on enamiku meist tähe eluks ja just selles faasis näeme kõige rohkem tähti taevas.

See kuumus tekitab rõhu - sarnaselt õhupalli sees oleva õhu kuumutamisega - õhupalli pinnale survestamisega (töötlemata analoogia) -, mis surub aatomid lahku. Kuid pidage meeles, et gravitatsioon üritab neid kokku tõmmata. Lõpuks saavutab täht tasakaalu, kus gravitatsiooni atraktiivsus ja tõrjuv rõhk on tasakaalus ning sel perioodil põleb täht suhteliselt stabiilselt.

Kuni kütus otsa saab, see tähendab.

Kuna tähe vesinikkütus muundub heeliumiks ja mõneks raskemaks elemendiks, kulub tuumasünteesi tekitamiseks üha enam soojust. Tähe mass mängib rolli selles, kui kaua kulub kütuse läbi "põlemiseks". Massiivsemad tähed kasutavad oma kütust kiiremini, kuna suurema gravitatsioonijõu neutraliseerimiseks kulub rohkem energiat. (Või öeldes, suurem gravitatsioonijõud põhjustab aatomite kiiremat põrkumist.) Kuigi meie päike kestab tõenäoliselt umbes 5 tuhat miljonit aastat, siis rohkem massiivsed tähed võib enne kütuse tarbimist kesta vaid sada miljonit aastat.

Kui tähe kütus hakkab otsa saama, hakkab täht vähem soojust tootma. Ilma kuumuseta, et tasakaalustada gravitatsioonilist tõmmet, hakkab täht kokku tõmbama.

Kõik pole siiski kadunud! Pidage meeles, et need aatomid koosnevad prootonitest, neutronitest ja elektronidest, mis on fermioonid. Üks reegleid, mis reguleerivad fermioonid nimetatakse Pauli välistamise põhimõte, mis väidab, et kaks fermiooni ei saa sama "olekut" hõivata, mis on väljamõeldud viis öelda, et ühes ja samas asjas ei või olla rohkem kui üks identne. (Bosonid seevastu ei puutu selle probleemiga kokku, mis on osa põhjustest, miks footonipõhised laserid töötavad.)

Selle tulemuseks on, et Pauli välistamispõhimõte loob elektronide vahel veel ühe kerge tagasi tõrjuva jõu, mis võib aidata tähe kokkuvarisemisel vastu hakata, muutes selle valge kääbus. Selle avastas India füüsik Subrahmanyan Chandrasekhar 1928. aastal.

Teist tüüpi tähed, neutronitäht, tekivad siis, kui täht variseb ja neutron-neutron-tõrje neutraliseerib gravitatsioonilise kokkuvarisemise.

Kuid mitte kõik tähed ei muutu valgeteks kääbustähtedeks ega isegi neutronitähtedeks. Chandrasekhar taipas, et mõnel staaril on väga erinevad saatused.

Chandrasekhar määras kõik tähed, mis on massiivsemad kui meie päike umbes 1,4 korda (mass, mida nimetatakse Chandrasekhari limiit) ei suudaks ennast oma raskuse vastu toetada ja kukuks a-ks valge kääbus. Tähed, mis meie päikesest on umbes 3 korda suuremad neutronitähed.

Lisaks sellele on tähe jaoks lihtsalt liiga palju massi, et tasakaalustada gravitatsioonilist tõmmet läbi välistamise põhimõtte. Võimalik, et kui täht sureb, võib see läbida a supernoova, paisates universumisse piisavalt massi, et see langeb alla nende piiride ja muutub üheks sellist tüüpi tähtedeks... aga kui ei, siis mis juhtub?

Noh, sel juhul jätkub mass gravitatsioonijõudude mõjul kuni a must auk on moodustatud.

Ja seda te nimetate tähe surmaks.