חייו ומותו של כוכב

כוכבים נמשכים זמן רב, אך בסופו של דבר הם ימותו. האנרגיה המרכיבה כוכבים, כמה מהאובייקטים הגדולים ביותר שאנו חוקרים אי פעם, נובעת מאינטראקציה של אטומים בודדים. לכן, כדי להבין את העצמים הגדולים והחזקים ביקום, עלינו להבין את הבסיסיים ביותר. ואז, עם סיום חיי הכוכב, אותם עקרונות בסיסיים שוב נכנסים לתמונה כדי לתאר מה יקרה עם הכוכב הבא. אסטרונומים חוקרים היבטים שונים של כוכבים כדי לקבוע בני כמה הם כמו גם המאפיינים האחרים שלהם. זה עוזר להם להבין גם את תהליכי החיים והמוות שהם חווים.

לכוכבים לקח זמן רב להיווצר, שכן הגז שנסחף ביקום נמשך יחד על ידי כוח הכובד. הגז הזה הוא ברובו מימןמכיוון שזה היסוד הבסיסי והשופע ביותר ביקום, אם כי חלק מהגז עשוי להיות מורכב מכמה יסודות אחרים. מספיק מהגז הזה מתחיל להתאסף תחת כוח הכבידה וכל אטום מושך את כל האטומים האחרים.

די במשיכה כבידה זו בכדי לאלץ את האטומים להתנגש זה בזה, מה שבתורו מייצר חום. למעשה, ככל שהאטומים מתנגשים זה בזה, הם רוטטים ונעים מהר יותר (כלומר, אחרי הכל, מה אנרגיית חום זה באמת: תנועה אטומית). בסופו של דבר הם מתחממים כל כך, ולאטומים האישיים יש כל כך הרבה

עם מספיק אנרגיה, שני האטומים מתנגשים והגרעין של האטומים הללו מתמזגים זה בזה. זכרו, זה בעיקר מימן, כלומר כל אטום מכיל גרעין שיש בו רק אחד פרוטון. כאשר גרעינים אלה מתמזגים זה לזה (תהליך ידוע, מספיק מתאים, כמו היתוך גרעיני) ה גרעין שנוצר יש ל שני פרוטונים, מה שאומר שהאטום החדש שנוצר הוא הליום. כוכבים עשויים גם להמיס אטומים כבדים יותר, כמו הליום, יחד ליצירת גרעינים אטומיים גדולים עוד יותר. (ההערכה היא כי תהליך זה, המכונה נוקלאוזינתזה, הוא כמה מהיסודות ביקום שלנו נוצרו.)

אז האטומים (לעתים קרובות אלמנט מימן) בתוך הכוכב מתנגשים זה בזה, עוברים תהליך של היתוך גרעיני, המייצר חום, קרינה אלקטרומגנטית (כולל אור נראה), ואנרגיה בצורות אחרות, כמו חלקיקים בעלי אנרגיה גבוהה. תקופה זו של שריפה אטומית היא מה שרובנו חושבים עליו כחיים של כוכב, ובשלב הזה אנו רואים את רוב הכוכבים בשמים.

חום זה מייצר לחץ - בדומה לחימום אוויר בתוך בלון יוצר לחץ על פני הבלון (אנלוגיה גסה) - מה שמדיח את האטומים זה מזה. אך זכרו כי כוח המשיכה מנסה לחבר אותם. בסופו של דבר הכוכב מגיע לשיווי משקל בו משיכה בין משיכת הכובד ולחץ הדוחה, ובתקופה זו הכוכב שורף בצורה יציבה יחסית.

עד שנגמר לו הדלק, כלומר.

כאשר דלק המימן בכוכב מומר להמליום, וכמה אלמנטים כבדים יותר, לוקח יותר ויותר חום כדי לגרום לאיחוי הגרעיני. המסה של כוכב משחק תפקיד כמה זמן לוקח "לשרוף" דרך הדלק. כוכבים מאסיביים יותר משתמשים בדלק שלהם מהר יותר מכיוון שנדרש יותר אנרגיה כדי לנטרל את כוח הכבידה הגדול יותר. (או, במילים אחרות, כוח הכבידה הגדול יותר גורם לאטומים להתנגש במהירות רבה יותר.) בעוד שהשמש שלנו כנראה תחזיק מעמד כ -5,000 מיליון שנים, יותר כוכבים מאסיביים עשויים להימשך כמאה מיליון שנה לפני השימוש בדלק שלהם.

ככל שהדלק של הכוכב מתחיל להיגמר, הכוכב מתחיל לייצר פחות חום. בלי החום כדי לנטרל את משיכת הכבידה, הכוכב מתחיל להתכווץ.

אולם הכל לא אבוד! זכרו שהאטומים הללו מורכבים מפרוטונים, נויטרונים ואלקטרונים שהם פרמיונים. אחד הכללים המסדירים fermions נקרא עקרון הרחקת פאולי, הקובעת ששני פרמיונים לא יכולים לכבוש את אותה "מדינה", וזו דרך מפוארת לומר שלא יכולים להיות יותר מאחד זהים באותו מקום שעושים את אותו הדבר. (לעומת זאת, בוסונים, לא נתקלים בבעיה זו, שהיא חלק מהסיבה שבגללה לייזרים מבוססי פוטון עובדים.)

התוצאה של זה היא שעקרון ההדרה של פאולי יוצר עוד כוח דוחה נוסף בין אלקטרונים, שיכול לסייע במניעת התמוטטות כוכב, והופך אותו לכדי ננס לבן. זה התגלה על ידי הפיזיקאי ההודי סובראחמניאן צ'נדראסקהאר בשנת 1928.

סוג אחר של כוכב, ה- כוכב ניטרונים, נוצרים כאשר כוכב מתמוטט ודחיית הנויטרון-לנייטרון נוגדת את התמוטטות הכבידה.

עם זאת, לא כל הכוכבים הופכים לכוכבי ננס לבן או אפילו לכוכבי נויטרונים. Chandrasekhar הבין כי בכוכבים מסוימים יהיו גורלים שונים מאוד.

Chandrasekhar קבע כל כוכב מסיבי יותר מכפי 1.4 מהשמש שלנו (מסה הנקראת גבול Chandrasekhar) לא יוכל לתמוך בעצמה כנגד כוח המשיכה שלה ויתמוטט ל ננס לבן. כוכבים שנעו בערך פי 3 מהשמש שלנו יהפכו כוכבי נויטרונים.

עם זאת, מעבר לכך, יש יותר מדי מסה לכוכב כדי לנטרל את משיכת הכבידה דרך עקרון ההדרה. יתכן שכאשר הכוכב מת הוא עשוי לעבור א סופרנובה, מגרש מספיק מסה ליקום שהוא צונח מתחת לגבולות האלה והופך לאחד מסוגי הכוכבים האלה... אבל אם לא, אז מה קורה?

ובכן, במקרה זה, המסה ממשיכה לקרוס תחת כוחות כבידה עד א חור שחור נוצר.

וזה מה שאתה מכנה מוות של כוכב.