En stjärns liv och död

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 liksom deras andra egenskaper. Det hjälper dem också att förstå de livs- och dödsprocesser de upplever.

Stjärnorna tog lång tid att bilda, eftersom gas som driver i universum dras samman av tyngdkraften. Denna gas är mestadels väte, för det är det mest grundläggande och rikliga 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 trots allt vad värmeenergi verkligen är: atomrörelse). Så småningom blir de så heta, och de enskilda atomerna har så mycket rörelseenergi, att när de kolliderar med en annan atom (som också har mycket kinetisk energi) så spricker 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) den resulterande kärna har två protoner, vilket betyder att den nya atom som skapats 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.)

Så atomerna (ofta element väte) inuti stjärnan kolliderar varandra 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 den här fasen 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 avvisande trycket balanseras ut, och under denna period bränner stjärnan på ett relativt stabilt sätt.

Tills det går tom för bränsle, det vill säga.

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 gör att atomerna kolliderar snabbare tillsammans.) Medan vår sol troligen kommer att pågå i cirka 5 tusen miljoner år, mer massiva stjärnor kan hålla så lite som hundra miljoner år innan du använder upp sitt 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 fermioner kallas Pauli-uteslutningsprincip, som säger att inga två fermioner kan ockupera samma "tillstånd", vilket är ett fint sätt att säga att det inte kan finnas mer än en identisk en 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, neutronstjärna, blir till 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.

Chandrasekhar bestämde någon stjärna mer massiv än cirka 1,4 gånger vår sol (en massa som kallas Chandrasekhar gräns) skulle inte kunna stödja sig mot sin egen allvar och skulle kollapsa till 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 supern, utvisar tillräckligt med massa ut i universum att det sjunker under dessa gränser och blir en av dessa typer av stjärnor... men om inte, vad händer då?

Tja, i så fall fortsätter massan att kollapsa under tyngdkrafter tills a svart hål är formad.

Och det är vad du kallar en stjärns död.