En stjerners liv og død

Stjerner varer lenge, men etter hvert vil de dø. Energien som utgjør stjerner, noen av de største objektene vi noen gang studerer, kommer fra samspillet mellom individuelle atomer. Så for å forstå de største og kraftigste objektene i universet, må vi forstå de mest grunnleggende. Da stjernens liv avsluttes, kommer de grunnleggende prinsippene igjen for å beskrive hva som vil skje med stjernen neste gang. Astronomer studerer forskjellige aspekter av stjerner for å bestemme hvor gamle de er så vel som deres andre egenskaper. Det hjelper dem også til å forstå livs- og dødsprosessene de opplever.

Stjernene tok lang tid å danne seg, da gass som drev i universet ble trukket sammen av tyngdekraften. Denne gassen er det meste hydrogen, fordi det er det mest grunnleggende og rikeste elementet i universet, selv om noe av gassen kan bestå av noen andre elementer. Nok av denne gassen begynner å samles under tyngdekraften og hvert atom trekker på alle de andre atomene.

Dette gravitasjonstrekket er nok til å tvinge atomene til å kollidere med hverandre, noe som igjen genererer varme. Når atomene kolliderer med hverandre, vibrerer de og beveger seg raskere (det er tross alt hva

Med nok energi kolliderer de to atomene, og kjernen i disse atomene smelter sammen. Husk at dette for det meste er hydrogen, noe som betyr at hvert atom inneholder en kjerne med bare en proton. Når disse kjernene smelter sammen (en prosess kjent, passende nok, som kjernefysisk fusjon) den resulterende kjernen har to protoner, som betyr at det nye atomet er helium. Stjerner kan også smelte sammen tyngre atomer, som helium, for å lage enda større atomkjerner. (Denne prosessen, kalt nukleosyntese, antas å være hvor mange av elementene i universet vårt som ble dannet.)

Så atomene (ofte element hydrogen) inne i stjernen kolliderer sammen og går gjennom en prosess med kjernefusjon, som genererer varme, elektromagnetisk stråling (gjelder også synlig lys), og energi i andre former, for eksempel partikler med høy energi. Denne perioden med atombrenning er det de fleste av oss tenker på som en stjerners liv, og det er i denne fasen vi ser de fleste stjernene oppe i himmelen.

Denne varmen genererer et trykk - omtrent som å varme luft inne i en ballong skaper trykk på overflaten av ballongen (grov analogi) - som skyver atomene fra hverandre. Men husk at tyngdekraften prøver å trekke dem sammen. Etter hvert når stjernen en likevekt der tiltrekningen av tyngdekraften og det frastøtende trykket balanseres ut, og i løpet av denne perioden brenner stjernen på en relativt stabil måte.

Inntil det går tom for drivstoff, altså.

Når brennstoffet i en stjerne blir omdannet til helium, og til noen tyngre elementer, tar det mer og mer varme å forårsake kjernefusjon. Massen til en stjerne spiller en rolle i hvor lang tid det tar å "brenne" gjennom drivstoffet. Mer massive stjerner bruker drivstoffet raskere fordi det tar mer energi å motvirke den større tyngdekraften. (Eller, på en annen måte, den større gravitasjonskraften får atomene til å kollidere hurtigere.) Selv om solen vår sannsynligvis vil vare i omtrent 5000 tusen år, mer massive stjerner kan vare så lite som hundre millioner år før du bruker opp drivstoffet.

Når stjernens drivstoff begynner å gå tom, begynner stjernen å generere mindre varme. Uten varmen for å motvirke gravitasjonstrekket begynner stjernen å trekke seg sammen.

Alt går imidlertid ikke tapt! Husk at disse atomene består av protoner, nøytroner og elektroner, som er fermioner. En av reglene som gjelder fermioner kalles Pauli-eksklusjonsprinsipp, som sier at ingen to fermioner kan okkupere den samme "staten", som er en fancy måte å si at det ikke kan være mer enn en identisk en på samme sted som gjør samme ting. (Bosons, derimot, støter ikke på dette problemet, som er en del av grunnen til at fotonbaserte lasere fungerer.)

Resultatet av dette er at Pauli-eksklusjonsprinsippet skaper enda en liten frastøtende kraft mellom elektronene, noe som kan bidra til å motvirke sammenbruddet av en stjerne og gjøre det til en hvit dverg. Dette ble oppdaget av den indiske fysikeren Subrahmanyan Chandrasekhar i 1928.

En annen type stjerne, the nøytronstjerne, blir til når en stjerne kollapser, og nøytron-til-nøytron-frastøtningen motvirker gravitasjonskollapsen.

Imidlertid blir ikke alle stjerner hvite dvergstjerner eller til og med nøytronstjerner. Chandrasekhar innså at noen stjerner ville ha veldig forskjellige skjebner.

Chandrasekhar bestemte hvilken stjerne som var mer massiv enn ca. 1,4 ganger solen vår (en masse kalt Chandrasekhar grense) ville ikke være i stand til å støtte seg selv mot sin egen tyngdekraft og ville kollapse i et hvit dverg. Stjerner som strekker seg opptil tre ganger solen vår nøytronstjerner.

Utover det er det imidlertid for mye masse for stjernen å motvirke gravitasjonstrekket gjennom eksklusjonsprinsippet. Det er mulig at når stjernen dør, kan den gå gjennom a supernova, som driver ut nok masse ut i universet til at det synker under disse grensene og blir en av disse stjernetypene... men hvis ikke, hva skjer?

Vel, i så fall fortsetter massen å kollapse under gravitasjonskrefter til a svart hull er formet.

Og det er det du kaller en stjerners død.