Zvaigznes ilgst ilgu laiku, bet galu galā tās mirs. Enerģija, kas veido zvaigznes, dažus no lielākajiem objektiem, kurus mēs jebkad pētījām, nāk no atsevišķu atomu mijiedarbības. Tātad, lai saprastu lielākos un visspēcīgākos objektus Visumā, mums ir jāsaprot visvienkāršākie. Tad, beidzoties zvaigznes dzīvei, šie pamatprincipi atkal nonāk spēkā, lai aprakstītu, kas notiks ar zvaigzni nākamreiz. Astronomi pēta dažādus zvaigžņu aspektus, lai noteiktu cik viņi ir veci kā arī citas to īpašības. Tas viņiem palīdz arī izprast dzīves un nāves procesus, kurus viņi piedzīvo.
Zvaigznes dzimšana
Zvaigžņu veidošanai bija vajadzīgs ilgs laiks, jo Visumā gāzi dreifēja gravitācijas spēks. Šī gāze galvenokārt ir ūdeņradis, jo tas ir visvienkāršākais un bagātīgākais elements Visumā, kaut arī daļa gāzes var sastāvēt no citiem elementiem. Pietiekami daudz šīs gāzes sāk sakrāties gravitācijas ietekmē, un katrs atoms velk uz visiem pārējiem atomiem.
Šis gravitācijas vilkums ir pietiekams, lai piespiestu atomus savstarpēji sadurties, kas savukārt rada siltumu. Faktiski, kad atomi saduras viens ar otru, tie vibrē un ātrāk pārvietojas (tas ir, galu galā,
siltuma enerģija tiešām ir: atomu kustība). Galu galā viņi sakarst, un atsevišķu atomu ir tik daudz kinētiskā enerģija, ka, saskaroties ar citu atomu (kuram ir arī daudz kinētiskās enerģijas), tie ne tikai atlec viens no otra.Ar pietiekamu enerģijas daudzumu divi atomi saduras un šo atomu kodols saplūst kopā. Atcerieties, ka tas galvenokārt ir ūdeņradis, kas nozīmē, ka katrs atoms satur kodolu, kurā ir tikai viens protonu. Kad šie kodoli saplūst (process, kas pietiekami labi zināms kā kodolsintēze) iegūtais kodols ir divi protoni, kas nozīmē, ka radītais jaunais atoms ir hēlijs. Zvaigznes var arī apvienot smagākus atomus, piemēram, hēliju, lai izveidotu vēl lielākus atomu kodolus. (Tiek uzskatīts, ka šis process, ko sauc par nukleosintēzi, ir atkarīgs no tā, cik daudz elementu tika izveidoti mūsu Visumā.)
Zvaigznes dedzināšana
Tātad atomi (bieži vien elements ūdeņradis) zvaigznes iekšpusē saduras kopā, iziet kodolsintēzes procesu, kas rada siltumu, elektromagnētiskā radiācija (ieskaitot redzamā gaisma) un enerģiju citos veidos, piemēram, ar lielu enerģiju saturošām daļiņām. Šis atomu sadedzināšanas periods ir tas, ko vairums no mums domā par zvaigznes dzīvi, un tieši šajā posmā mēs debesīs redzam visvairāk zvaigžņu.
Šis siltums rada spiedienu - līdzīgi kā gaisa sildīšana gaisa balonā rada spiedienu uz balona virsmu (aptuvena analoģija), kas atomus atdala viens no otra. Bet atcerieties, ka smagums mēģina tos savest kopā. Galu galā zvaigzne sasniedz līdzsvaru, kurā gravitācijas pievilcība un atgrūdošais spiediens tiek līdzsvaroti, un šajā periodā zvaigzne sadedzina salīdzinoši stabilā veidā.
Kamēr iztukšos degviela, tas ir.
Zvaigznes atdzišana
Tā kā zvaigznītes ūdeņraža degviela tiek pārveidota par hēliju un dažiem smagākiem elementiem, kodolsintēzes izraisīšanai nepieciešams vairāk un vairāk siltuma. Zvaigžņu masa spēlē lomu tam, cik ilgs laiks nepieciešams, lai "sadedzinātu" degvielu. Masīvākas zvaigznes savu degvielu izmanto ātrāk, jo tas prasa vairāk enerģijas, lai neitralizētu lielāku gravitācijas spēku. (Vai, izsakoties citā veidā, lielāks gravitācijas spēks izraisa atomu straujāku sadursmi.) Kamēr mūsu saule, iespējams, ilgs apmēram 5 tūkstošus miljonu gadu, vairāk masīvas zvaigznes var patērēt tikai simts miljonus gadu, pirms izlietos degvielu.
Kad zvaigžņu degviela sāk beigties, zvaigzne sāk radīt mazāk siltuma. Bez karstuma, lai neitralizētu gravitācijas vilkmi, zvaigzne sāk sarauties.
Tomēr viss nav zaudēts! Atcerieties, ka šos atomus veido protoni, neitroni un elektroni, kas ir fermioni. Viens no noteikumiem, kas reglamentē fermions sauc par Pauli izslēgšanas princips, kurā teikts, ka neviens no diviem fermioniem nevar aizņemt vienu un to pašu "stāvokli", kas ir iedomāts veids, kā pateikt, ka vienā un tajā pašā vietā var būt tikai viens identisks, kas dara vienu un to pašu. (No otras puses, bosoni nesaskaras ar šo problēmu, kas ir iemesls fotonu bāzes lāzeru darbībai.)
Tā rezultāts ir tāds, ka Pauli izslēgšanas princips rada vēl vienu nelielu atgrūdošu spēku starp elektroniem, kas var palīdzēt neitralizēt zvaigznes sabrukumu, pārvēršot to par baltais punduris. To 1928. gadā atklāja Indijas fiziķis Subrahmanyan Chandrasekhar.
Cits zvaigžņu tips neitronu zvaigzne, rodas, sabrūkot zvaigznei un neitronu pret neitronu atgrūšanās neitralizē gravitācijas sabrukumu.
Tomēr ne visas zvaigznes kļūst par baltajām punduru zvaigznēm vai pat par neitronu zvaigznēm. Čandrasekars saprata, ka dažām zvaigznēm būs ļoti atšķirīgi likteņi.
Zvaigznes nāve
Čandrasekars noteica, ka jebkura zvaigzne ir masīvāka nekā apmēram 1,4 reizes pārsniedz mūsu sauli (masu sauc par Chandrasekhar limits) nespētu sevi uzturēt pret savu smagumu un sabrūk a baltais punduris. Zvaigznes, kuru skaļums mūsu saulē ir aptuveni 3 reizes lielāks neitronu zvaigznes.
Tomēr ārpus tā zvaigznei ir pārāk daudz masas, lai neitralizētu gravitācijas spēku, izmantojot izslēgšanas principu. Iespējams, ka zvaigznei mirstot, tā varētu iziet cauri supernova, izraidot pietiekami daudz masas Visumā, ka tā nokrītas zem šīm robežām un kļūst par vienu no šāda veida zvaigznēm... bet ja nē, tad kas notiek?
Nu, tādā gadījumā masa turpina sabrukt gravitācijas spēku ietekmē līdz a melnais caurums veidojas.
Un to jūs saucat par zvaigznes nāvi.