Sterren gaan lang mee, maar zullen uiteindelijk sterven. De energie waaruit sterren bestaan, enkele van de grootste objecten die we ooit hebben bestudeerd, komt uit de interactie van individuele atomen. Dus om de grootste en krachtigste objecten in het universum te begrijpen, moeten we de meest elementaire begrijpen. Dan, als het leven van de ster eindigt, spelen die basisprincipes opnieuw een rol om te beschrijven wat er daarna met de ster zal gebeuren. Astronomen bestuderen verschillende aspecten van sterren om te bepalen hoe oud ze zijn evenals hun andere kenmerken. Dat helpt hen ook om de levens- en doodsprocessen die ze ervaren te begrijpen.
De geboorte van een ster
Het duurde lang voordat de sterren waren gevormd, omdat het gas dat in het universum ronddreef, door de zwaartekracht werd samengetrokken. Dit gas is meestal waterstof, omdat het het meest elementaire en overvloedige element in het universum is, hoewel een deel van het gas uit andere elementen kan bestaan. Genoeg van dit gas begint zich onder de zwaartekracht te verzamelen en elk atoom trekt aan alle andere atomen.
Deze zwaartekracht is voldoende om de atomen te dwingen met elkaar in botsing te komen, wat weer warmte genereert. In feite, terwijl de atomen met elkaar in botsing komen, trillen en bewegen ze sneller (dat is tenslotte wat Warmte energie is eigenlijk: atomaire beweging). Uiteindelijk worden ze zo heet en hebben de individuele atomen zoveel kinetische energie, dat wanneer ze botsen met een ander atoom (dat ook veel kinetische energie heeft) ze niet alleen tegen elkaar stuiteren.
Bij voldoende energie botsen de twee atomen en smelten de atomenkern samen. Onthoud dat dit meestal waterstof is, wat betekent dat elk atoom een kern bevat met slechts één proton. Wanneer deze kernen samensmelten (een proces dat bekend genoeg bekend is als kernfusie) de resulterende kern heeft twee protonen, wat betekent dat het nieuwe gecreëerde atoom is helium. Sterren kunnen ook zwaardere atomen, zoals helium, samensmelten om nog grotere atoomkernen te maken. (Er wordt aangenomen dat dit proces, nucleosynthese genoemd, is hoeveel van de elementen in ons universum zijn gevormd.)
The Burning of a Star
Dus de atomen (vaak de element waterstof) binnenin de ster botsen tegen elkaar, gaan door een proces van kernfusie, dat warmte genereert, electromagnetische straling (inclusief zichtbaar licht) en energie in andere vormen, zoals hoogenergetische deeltjes. Deze periode van atoomverbranding is wat de meesten van ons denken als het leven van een ster, en in deze fase zien we de meeste sterren in de hemel.
Deze warmte genereert een druk - net zoals het verwarmen van lucht in een ballon druk creëert op het oppervlak van de ballon (ruwe analogie) - die de atomen uit elkaar duwt. Maar onthoud dat de zwaartekracht ze probeert samen te trekken. Uiteindelijk bereikt de ster een evenwicht waarin de aantrekkingskracht van de zwaartekracht en de afstotende druk worden uitgebalanceerd en gedurende deze periode brandt de ster op een relatief stabiele manier.
Dat wil zeggen, totdat de brandstof opraakt.
De koeling van een ster
Naarmate de waterstofbrandstof in een ster wordt omgezet in helium en in sommige zwaardere elementen, kost het steeds meer warmte om de kernfusie te veroorzaken. De massa van een ster speelt een rol in hoe lang het duurt om door de brandstof te "branden". Meer zware sterren gebruiken hun brandstof sneller omdat er meer energie voor nodig is om de grotere zwaartekracht tegen te gaan. (Of, anders gezegd, de grotere zwaartekracht zorgt ervoor dat de atomen sneller tegen elkaar botsen.) Terwijl onze zon waarschijnlijk ongeveer 5 miljard jaar zal meegaan, massieve sterren kunnen niet langer duren dan honderd miljoen jaar voordat ze hun brandstof verbruiken.
Als de brandstof van de ster opraakt, begint de ster minder warmte te genereren. Zonder de hitte om de zwaartekracht tegen te gaan, begint de ster samen te trekken.
Alles is echter niet verloren! Onthoud dat deze atomen bestaan uit protonen, neutronen en elektronen, dit zijn fermionen. Een van de regels fermionen heet de Pauli-uitsluitingsprincipe, waarin staat dat geen twee fermionen dezelfde "staat" kunnen bezetten, wat een mooie manier is om te zeggen dat er niet meer dan één identiek exemplaar op dezelfde plaats hetzelfde kan doen. (Bosonen komen dit probleem echter niet tegen, wat een deel is van de reden waarom foton-gebaseerde lasers werken.)
Het resultaat hiervan is dat het Pauli-uitsluitingsprincipe nog een andere kleine afstotende kracht tussen elektronen veroorzaakt, die kan helpen de ineenstorting van een ster tegen te gaan en deze in een witte dwerg. Dit werd ontdekt door de Indiase natuurkundige Subrahmanyan Chandrasekhar in 1928.
Een ander type ster, de neutronensterontstaan wanneer een ster instort en de afstoting van neutron naar neutron de zwaartekracht instort.
Niet alle sterren worden echter witte dwergsterren of zelfs neutronensterren. Chandrasekhar realiseerde zich dat sommige sterren een heel ander lot zouden hebben.
De dood van een ster
Chandrasekhar bepaalde elke ster die zwaarder was dan ongeveer 1,4 keer onze zon (een massa genaamd de Chandrasekhar-limiet) zou zichzelf niet kunnen onderhouden tegen zijn eigen zwaartekracht en zou ineenstorten in een witte dwerg. Sterren die tot ongeveer 3 keer onze zon zouden worden neutronensterren.
Buiten dat is er echter gewoon te veel massa voor de ster om de zwaartekracht door het uitsluitingsprincipe tegen te gaan. Het is mogelijk dat wanneer de ster sterft, deze door een supernova, waardoor er voldoende massa in het universum wordt uitgestoten dat het onder deze limieten zakt en een van dit soort sterren wordt... maar zo niet, wat gebeurt er dan?
Welnu, in dat geval blijft de massa onder zwaartekracht ineenstorten tot a zwart gat is gevormd.
En dat is wat je de dood van een ster noemt.