Bir Yıldızın Yaşamı ve Ölümü

Yıldızlar uzun süre dayanır, ama sonunda ölürler. İncelediğimiz en büyük nesnelerden bazıları olan yıldızları oluşturan enerji, tek tek atomların etkileşiminden gelir. Bu nedenle, evrendeki en büyük ve en güçlü nesneleri anlamak için en temel olanı anlamalıyız. Sonra, yıldızın hayatı sona erdiğinde, bu temel ilkeler bir sonraki yıldıza ne olacağını tanımlamak için tekrar devreye giriyor. Gökbilimciler, yıldızların çeşitli yönlerini kaç yaşındalar ve diğer özellikleri. Bu da yaşadıkları hayat ve ölüm süreçlerini anlamalarına yardımcı olur.

Yıldızlar, evrendeki gazın yerçekimi kuvveti tarafından çekildiği için oluşması uzun zaman aldı. Bu gaz çoğunlukla hidrojen, çünkü gazın bir kısmı diğer bazı elementlerden oluşabilse de, evrendeki en temel ve bol elementtir. Bu gazın yeterliliği yerçekimi altında toplanmaya başlar ve her atom diğer tüm atomları çeker.

Bu kütleçekimsel çekme, atomları birbirleriyle çarpışmaya zorlamak için yeterlidir, bu da ısı üretir. Aslında, atomlar birbirleriyle çarpıştıkça, daha hızlı titreşir ve hareket ederler (sonuçta, ne

Yeterli enerji ile iki atom çarpışır ve bu atomların çekirdeği kaynaşır. Unutmayın, bu çoğunlukla hidrojendir, yani her atomun sadece bir tane ile bir çekirdek içerdiği anlamına gelir. proton. Bu çekirdekler kaynaştığında (uygun şekilde yeterince bilinen bir işlem, nükleer füzyon) sonuçta ortaya çıkan çekirdek vardır iki protonyani, oluşturulan yeni atom helyum. Yıldızlar ayrıca daha büyük atom çekirdeği yapmak için helyum gibi daha ağır atomları bir araya getirebilir. (Nükleosentez adı verilen bu sürecin, evrenimizdeki elementlerin kaç tanesinin oluştuğuna inanılmaktadır.)

Böylece atomlar (genellikle element hidrojen) yıldızın içinde, ısı üreten bir nükleer füzyon sürecinden geçerek birlikte çarpışırız, Elektromanyetik radyasyon (dahil olmak üzere görülebilir ışık) ve yüksek enerjili parçacıklar gibi diğer formlardaki enerjiyi içerir. Bu atomik yanma dönemi çoğumuzun bir yıldızın hayatı olarak düşündüğümüz şeydir ve bu aşamada göklerde yıldızların çoğunu görürüz.

Bu ısı, bir balonun içindeki havayı ısıtmak gibi, balonun yüzeyinde basınç yaratır (kaba benzetme) - atomları parçalayan bir basınç oluşturur. Ama unutmayın ki yerçekimi onları bir araya getirmeye çalışıyor. Sonunda, yıldız yerçekimi ve itici basıncın dengelendiği bir dengeye ulaşır ve bu süre zarfında yıldız nispeten kararlı bir şekilde yanar.

Yakıt bitene kadar.

Bir yıldızdaki hidrojen yakıtı helyuma ve bazı daha ağır elementlere dönüştükçe, nükleer füzyona neden olmak daha fazla ısı alır. Bir yıldızın kütlesi yakıtın "yanmasının" ne kadar sürdüğü konusunda rol oynar. Daha büyük kütleler yakıtlarını daha hızlı kullanırlar çünkü daha büyük kütle çekim kuvvetine karşı koymak için daha fazla enerji gerekir. (Veya başka bir deyişle, daha büyük kütle çekim kuvveti atomların daha hızlı bir şekilde çarpışmasına neden olur.) Güneşimiz muhtemelen yaklaşık 5 bin milyon yıl sürecek, daha fazla büyük yıldızlar yakıtı tüketmeden önce yüz milyon yıl kadar kısa sürebilir.

Yıldızın yakıtı tükenmeye başladığında, yıldız daha az ısı üretmeye başlar. Yerçekimi çekmesine karşı koymak için ısı olmadan, yıldız büzülmeye başlar.

Ancak her şey kaybolmaz! Bu atomların, fermiyon olan protonlardan, nötronlardan ve elektronlardan oluştuğunu unutmayın. Yöneten kurallardan biri fermiyonlar denir Pauli Dışlama İlkesiki, hiçbir iki fermiyon aynı "durumu" işgal edemez, bu aynı yerde aynı şeyi yapan birden fazla özdeş olamayacağını söylemenin süslü bir yoludur. (Öte yandan, bozonlar, foton bazlı lazerlerin çalışmasının nedeninin bir parçası olan bu problemle karşılaşmazlar.)

Bunun sonucu, Pauli Dışlama Prensibi'nin elektronlar arasında bir yıldızın çöküşüne karşı koymaya ve onu bir yıldıza dönüştürmeye yardımcı olabilecek başka bir hafif itici güç yaratmasıdır. Beyaz cüce. Bu, 1928'de Hintli fizikçi Subrahmanyan Chandrasekhar tarafından keşfedildi.

Başka bir yıldız türü, nötron yıldızıbir yıldız çöktüğünde ve nötron-nötron itme yerçekimi çöküşüne karşı koyduğunda ortaya çıkar.

Bununla birlikte, tüm yıldızlar beyaz cüce yıldızlar veya hatta nötron yıldızları haline gelmez. Chandrasekhar bazı yıldızların çok farklı kaderlere sahip olacağını fark etti.

Chandrasekhar herhangi bir yıldızı güneşimizin yaklaşık 1,4 katından daha büyük belirledi ( Chandrasekhar sınırı) kendi çekimine karşı kendini destekleyemez ve Beyaz cüce. Güneşimizin yaklaşık 3 katı kadar yıldızlar nötron yıldızları.

Bununla birlikte, bunun ötesinde, yıldızın dışlama ilkesi yoluyla yerçekimi çekimine karşı koymak için çok fazla kütle var. Yıldız ölünce bir yıldızdan geçebilir. süpernova, bu sınırların altına düştüğü ve bu tür yıldızlardan biri haline geleceği için evrene yeterince kütle atmak ama değilse, ne olur?

Bu durumda, kütle kütleçekim kuvvetleri altında çökmeye devam eder. Kara delik oluşturulmuş.

Ve buna bir yıldızın ölümü diyorsunuz.