Varför bränner stjärnor och vad händer när de dör?

Stjärnor varar länge, men så småningom kommer de att dö. Energin som utgör stjärnor, några av de största föremål som vi någonsin studerar, kommer från interaktion mellan individuella atomer. Så för att förstå de största och kraftfullaste föremålen i universum måste vi förstå de mest grundläggande. När stjärnens liv slutar kommer de grundläggande principerna återigen att spela för att beskriva vad som kommer att hända med stjärnan nästa. Astronomer studerar olika aspekter av stjärnor för att bestämma hur gamla de är såväl som deras andra egenskaper. Det hjälper dem också att förstå de livs- och dödsprocesser de upplever.

Födelsen av en stjärna

Stjärnorna tog lång tid att bilda, eftersom gas som driver i universum dras samman av tyngdkraften. Denna gas är mest väte, eftersom det är det mest grundläggande och rikligaste elementet i universum, även om en del av gasen kan bestå av vissa andra element. Tillräckligt med denna gas börjar samlas under tyngdkraften och varje atom drar på alla andra atomer.

Denna gravitationella drag är tillräcklig för att tvinga atomerna att kollidera med varandra, vilket i sin tur genererar värme. I själva verket, när atomerna kolliderar med varandra, vibrerar de och rör sig snabbare (det är ju vad värmeenergi egentligen är: atomrörelse). Så småningom blir de så varma, och de enskilda atomerna har så mycket kinetisk energi, att när de kolliderar med en annan atom (som också har mycket kinetisk energi) så hoppar de inte bara av varandra.

Med tillräckligt med energi kolliderar de två atomerna och kärnorna i dessa atomer smälter samman. Kom ihåg att detta mestadels är väte, vilket innebär att varje atom innehåller en kärna med endast en proton. När dessa kärnor smälter samman (en process som är känd, lämpligt nog som kärnfusion) har den resulterande kärnan två protoner, vilket innebär att den nya atom som skapas är helium. Stjärnor kan också smälta tyngre atomer, såsom helium, tillsammans för att skapa ännu större atomkärnor. (Denna process, kallad nukleosyntes, tros vara hur många av elementen i vårt universum som bildades.)

The Burning of a Star

Så atomerna (ofta elementet väte) inuti stjärnan kolliderar tillsammans och går igenom en process med kärnfusion, som genererar värme, elektromagnetisk strålning (inklusive synligt ljus) och energi i andra former, t.ex. högenergipartiklar. Denna period med atomförbränning är vad de flesta av oss tänker på som en stjärns liv, och det är i denna fas som vi ser de flesta stjärnor uppe i himlen.

Denna värme genererar ett tryck - ungefär som att uppvärmningsluft inuti en ballong skapar tryck på ballongens yta (grov analogi) - som skjuter atomarna isär. Men kom ihåg att gravitationen försöker dra dem ihop. Så småningom når stjärnan en jämvikt där dragkraften och det repulsiva trycket balanseras ut, och under denna period bränner stjärnan på ett relativt stabilt sätt.

Tills det går tom för bränsle, det vill säga.

Kylningen av en stjärna

När vätebränslet i en stjärna omvandlas till helium och till vissa tyngre element tar det mer och mer värme att orsaka kärnfusionen. Stjärnans massa spelar en roll i hur lång tid det tar att "bränna" genom bränslet. Mer massiva stjärnor använder sitt bränsle snabbare eftersom det tar mer energi för att motverka den större tyngdkraften. (Eller uttryckt på ett annat sätt, den större gravitationskraften får atomerna att kollidera snabbare tillsammans.) Medan vår sol troligen kommer att pågå i ungefär 5 tusen miljoner år, kan mer massiva stjärnor hålla så lite som hundra miljoner år innan vi använder upp sina bränsle.

När stjärnens bränsle börjar ta slut börjar stjärnan generera mindre värme. Utan värmen för att motverka gravitationskraften börjar stjärnan dra sig samman.

Allt går dock inte förlorat! Kom ihåg att dessa atomer består av protoner, neutroner och elektroner, som är fermioner. En av reglerna för fermioner kallas Pauli-uteslutningsprincipen, som säger att inga två fermioner kan ockupera samma "stat", vilket är ett fint sätt att säga att det inte kan finnas mer än en identisk på samma plats som gör samma sak. (Bosons, å andra sidan, stöter inte på det här problemet, som är en del av anledningen till att fotonbaserade lasrar fungerar.)

Resultatet av detta är att Pauli-uteslutningsprincipen skapar ännu en lätt avstötande kraft mellan elektroner, vilket kan hjälpa till att motverka en stjärnas kollaps och förvandla den till en vit dvärg. Detta upptäcktes av den indiska fysikern Subrahmanyan Chandrasekhar 1928.

En annan typ av stjärna, neutronstjärnan, bildas när en stjärna kollapsar och neutron-till-neutronavstötningen motverkar gravitationskollapsen.

Men inte alla stjärnor blir vita dvärgstjärnor eller till och med neutronstjärnor. Chandrasekhar insåg att vissa stjärnor skulle ha mycket olika öden.

Döden av en stjärna

Chandrasekhar bestämde någon stjärna mer massiv än cirka 1,4 gånger vår sol (en massa som kallas Chandrasekhar-gränsen) inte skulle kunna stödja sig mot sin egen tyngd och skulle kollapsa i en vit dvärg. Stjärnor som sträcker sig upp till cirka tre gånger vår sol skulle bli neutronstjärnor.

Men utöver det finns det bara för mycket massa för stjärnan att motverka gravitationskraften genom uteslutningsprincipen. Det är möjligt att när stjärnan dör, kan den gå igenom en supernova, utvisa tillräckligt med massa ut i universum att den sjunker under dessa gränser och blir en av dessa typer av stjärnor ... men om inte, vad händer?

I så fall fortsätter massan att kollapsa under gravitationskrafter tills ett svart hål bildas.

Och det är vad du kallar en stjärns död.