Das Leben und der Tod eines Sterns

Sterne halten lange, aber irgendwann werden sie sterben. Die Energie, aus der Sterne bestehen, einige der größten Objekte, die wir jemals untersuchen, stammt aus der Wechselwirkung einzelner Atome. Um die größten und mächtigsten Objekte im Universum zu verstehen, müssen wir die grundlegendsten verstehen. Dann, wenn das Leben des Sterns endet, kommen diese Grundprinzipien wieder ins Spiel, um zu beschreiben, was als nächstes mit dem Stern geschehen wird. Astronomen untersuchen verschiedene Aspekte von Sternen, um sie zu bestimmen wie alt sie sind sowie ihre anderen Eigenschaften. Das hilft ihnen auch, die Lebens- und Todesprozesse zu verstehen, die sie erleben.

Die Bildung der Sterne dauerte lange, da das im Universum treibende Gas durch die Schwerkraft zusammengezogen wurde. Dieses Gas ist meistens Wasserstoff, weil es das grundlegendste und am häufigsten vorkommende Element im Universum ist, obwohl ein Teil des Gases aus einigen anderen Elementen bestehen könnte. Genug dieses Gases sammelt sich unter der Schwerkraft und jedes Atom zieht an allen anderen Atomen.

Diese Anziehungskraft reicht aus, um die Atome zur Kollision zu zwingen, was wiederum Wärme erzeugt. Während die Atome miteinander kollidieren, vibrieren sie und bewegen sich schneller (das ist schließlich was Wärmeenergie ist wirklich: atomare Bewegung). Schließlich werden sie so heiß und die einzelnen Atome haben so viel kinetische Energie, dass wenn sie mit einem anderen Atom kollidieren (das auch viel kinetische Energie hat), sie nicht einfach voneinander abprallen.

Mit genügend Energie kollidieren die beiden Atome und der Kern dieser Atome verschmilzt miteinander. Denken Sie daran, dies ist hauptsächlich Wasserstoff, was bedeutet, dass jedes Atom einen Kern mit nur einem enthält Proton. Wenn diese Kerne miteinander verschmelzen (ein Prozess, der angemessenerweise bekannt ist als Kernfusion) das resultierender Kern hat zwei Protonen, was bedeutet, dass das neu erzeugte Atom ist Helium. Sterne können auch schwerere Atome wie Helium miteinander verschmelzen, um noch größere Atomkerne zu bilden. (Es wird angenommen, dass dieser als Nukleosynthese bezeichnete Prozess darin besteht, wie viele Elemente in unserem Universum gebildet wurden.)

Also die Atome (oft die Element Wasserstoff) im Inneren des Sterns kollidieren und durchlaufen einen Prozess der Kernfusion, der Wärme erzeugt. elektromagnetische Strahlung (einschließlich sichtbares Licht) und Energie in anderen Formen, wie z. B. hochenergetischen Partikeln. Diese Periode des atomaren Brennens ist das, was die meisten von uns als das Leben eines Sterns betrachten, und in dieser Phase sehen wir die meisten Sterne oben am Himmel.

Diese Wärme erzeugt einen Druck - ähnlich wie das Erhitzen von Luft in einem Ballon Druck auf die Oberfläche des Ballons erzeugt (grobe Analogie) -, der die Atome auseinander drückt. Aber denken Sie daran, dass die Schwerkraft versucht, sie zusammenzuhalten. Schließlich erreicht der Stern ein Gleichgewicht, in dem die Anziehungskraft der Schwerkraft und der Abstoßungsdruck ausgeglichen werden, und während dieser Zeit brennt der Stern relativ stabil.

Das heißt, bis der Treibstoff ausgeht.

Wenn der Wasserstoffbrennstoff in einem Stern in Helium und in einige schwerere Elemente umgewandelt wird, wird immer mehr Wärme benötigt, um die Kernfusion zu verursachen. Die Masse eines Sterns spielt eine Rolle dabei, wie lange es dauert, den Kraftstoff zu "verbrennen". Massivere Sterne verbrauchen ihren Treibstoff schneller, weil sie mehr Energie benötigen, um der größeren Gravitationskraft entgegenzuwirken. (Oder anders ausgedrückt: Die größere Gravitationskraft führt dazu, dass die Atome schneller zusammenstoßen.) Während unsere Sonne wahrscheinlich etwa 5.000 Millionen Jahre dauern wird, mehr massive Sterne kann nur einhundert Millionen Jahre dauern, bevor der Kraftstoff verbraucht wird.

Wenn der Treibstoff des Sterns zu Ende geht, erzeugt der Stern weniger Wärme. Ohne die Hitze, um der Anziehungskraft entgegenzuwirken, beginnt sich der Stern zusammenzuziehen.

Es ist jedoch nicht alles verloren! Denken Sie daran, dass diese Atome aus Protonen, Neutronen und Elektronen bestehen, die Fermionen sind. Eine der Regeln, die regeln Fermionen heißt das Pauli-AusschlussprinzipDies besagt, dass keine zwei Fermionen denselben "Zustand" einnehmen können. Dies ist eine ausgefallene Art zu sagen, dass es nicht mehr als eine identische am selben Ort geben kann, die dasselbe tut. (Bosonen hingegen stoßen nicht auf dieses Problem, was ein Teil des Grundes ist, warum photonenbasierte Laser funktionieren.)

Das Ergebnis ist, dass das Pauli-Ausschlussprinzip eine weitere leichte Abstoßungskraft zwischen Elektronen erzeugt, die dazu beitragen kann, dem Zusammenbruch eines Sterns entgegenzuwirken und ihn in einen zu verwandeln weißer Zwerg. Dies wurde 1928 vom indischen Physiker Subrahmanyan Chandrasekhar entdeckt.

Eine andere Art von Stern, die Neutronensternentstehen, wenn ein Stern zusammenbricht und die Abstoßung von Neutron zu Neutron dem Gravitationskollaps entgegenwirkt.

Allerdings werden nicht alle Sterne zu weißen Zwergsternen oder sogar Neutronensternen. Chandrasekhar erkannte, dass einige Sterne sehr unterschiedliche Schicksale haben würden.

Chandrasekhar bestimmte jeden Stern, der massereicher war als das 1,4-fache unserer Sonne (eine Masse namens Chandrasekhar-Grenze) wäre nicht in der Lage, sich gegen seine eigene Schwerkraft zu stützen und würde in eine zusammenbrechen weißer Zwerg. Sterne, die bis zu dreimal so groß sind wie unsere Sonne Neutronensterne.

Darüber hinaus gibt es jedoch einfach zu viel Masse für den Stern, um der Anziehungskraft durch das Ausschlussprinzip entgegenzuwirken. Es ist möglich, dass der Stern, wenn er stirbt, einen durchläuft Supernovaund so viel Masse in das Universum ausstoßen, dass es unter diese Grenzen fällt und zu einer dieser Arten von Sternen wird... aber wenn nicht, was passiert dann?

Nun, in diesem Fall kollabiert die Masse unter Gravitationskräften weiter, bis a schwarzes Loch gebildet.

Und das nennst du den Tod eines Sterns.