Waarom branden sterren en wat gebeurt er als ze sterven?

Sterren gaan lang mee, maar uiteindelijk zullen ze sterven. De energie waaruit sterren bestaan, enkele van de grootste objecten die we ooit bestuderen, komt van de interactie van individuele atomen. Dus om de grootste en krachtigste objecten in het universum te begrijpen, moeten we de meest elementaire begrijpen. Aan het einde van het leven van de ster komen die basisprincipes opnieuw in beeld 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 de levens- en doodsprocessen te begrijpen die ze ervaren.

De geboorte van een ster

Het duurde lang voordat de sterren gevormd werden, terwijl gas dat in het universum drift, door de zwaartekracht werd samengetrokken. Dit gas is meestal waterstof, omdat het het meest elementaire en meest voorkomende element in het universum is, hoewel een deel van het gas uit andere elementen kan bestaan. Genoeg gas begint zich onder de zwaartekracht te verzamelen en elk atoom trekt aan alle andere atomen.

Deze zwaartekracht is voldoende om de atomen met elkaar te laten botsen, wat op zijn beurt warmte genereert. Terwijl de atomen op elkaar botsen, trillen en bewegen ze zelfs sneller (dat is tenslotte wat warmte-energie eigenlijk is: atomaire beweging). Uiteindelijk worden ze zo heet, en de individuele atomen hebben zoveel kinetische energie, dat wanneer ze botsen met een ander atoom (dat ook veel kinetische energie heeft) ze niet gewoon van elkaar stuiteren.

Met voldoende energie botsen de twee atomen en de kern van deze atomen smelten samen. Vergeet niet dat dit meestal waterstof is, wat betekent dat elk atoom een ​​kern met slechts één proton bevat. Wanneer deze kernen samensmelten (een proces dat bekend staat als kernfusie), heeft de resulterende kern twee protonen, wat betekent dat het nieuwe gecreëerde atoom helium is. Sterren kunnen ook zwaardere atomen, zoals helium, samenvoegen om nog grotere atoomkernen te maken. (Dit proces, nucleosynthese genaamd, wordt verondersteld te zijn hoeveel van de elementen in ons universum zijn gevormd.)

Het branden van een ster

Dus de atomen (vaak het element waterstof) in de ster botsen tegen elkaar en ondergaan een proces van kernfusie, dat warmte, elektromagnetische straling (inclusief zichtbaar licht) en energie in andere vormen genereert, zoals deeltjes met een hoge energie. Deze periode van atomaire verbranding is wat de meesten van ons beschouwen als het leven van een ster, en het is in deze fase dat we de meeste sterren in de hemel zien.

Deze warmte genereert een druk - net zoals het verwarmen van lucht in een ballon creëert druk op het oppervlak van de ballon (ruwe analogie) - die de atomen uit elkaar duwt. Maar onthoud dat de zwaartekracht ze probeert samen te brengen. Uiteindelijk bereikt de ster een evenwicht waar de aantrekkingskracht van de zwaartekracht en de afstotende druk worden gecompenseerd, en gedurende deze periode brandt de ster op een relatief stabiele manier.

Totdat het zonder brandstof komt te zitten.

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 massieve sterren gebruiken hun brandstof sneller omdat het meer energie kost om de grotere zwaartekracht tegen te gaan. (Of, anders gezegd, de grotere zwaartekracht zorgt ervoor dat de atomen sneller op elkaar botsen.) Hoewel onze zon waarschijnlijk ongeveer 5 miljard jaar zal duren, kunnen zwaardere sterren maar liefst 100 miljoen jaar duren voordat ze hun brandstof.

Terwijl de brandstof van de ster op raakt, 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! Vergeet niet dat deze atomen zijn opgebouwd uit protonen, neutronen en elektronen, die fermionen zijn. Een van de regels voor fermionen wordt het Pauli-uitsluitingsprincipe genoemd, dat stelt dat geen twee fermions dezelfde 'staat' kunnen innemen, wat een mooie manier is om te zeggen dat er niet meer dan één identieke op dezelfde plaats kan zijn hetzelfde. (Bosonen daarentegen komen dit probleem niet tegen, wat een deel van de reden is waarom foton-gebaseerde lasers werken.)

Het resultaat hiervan is dat het Pauli-uitsluitingsprincipe weer een andere afstotende kracht tussen elektronen creëert, die kan helpen de ineenstorting van een ster tegen te gaan en deze in een witte dwerg te veranderen. Dit werd ontdekt door de Indiase natuurkundige Subrahmanyan Chandrasekhar in 1928.

Een ander type ster, de neutronenster, ontstaat wanneer een ster instort en de afstoting van neutronen naar neutronen de zwaartekracht tegengaat.

Niet alle sterren worden echter witte dwergsterren of zelfs neutronensterren. Chandrasekhar besefte dat sommige sterren een heel ander lot zouden hebben.

De dood van een ster

Chandrasekhar bepaalde dat elke ster zwaarder was dan ongeveer 1,4 keer onze zon (een massa die de Chandrasekhar-limiet wordt genoemd) zichzelf niet zou kunnen ondersteunen tegen zijn eigen zwaartekracht en zou instorten in een witte dwerg. Sterren tot ongeveer 3 keer onze zon zouden neutronensterren worden.

Verder 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 sterft sterft, deze door een supernova kan gaan, waardoor er genoeg massa in het universum wordt verdreven dat hij onder deze grenzen valt en een van dit soort sterren wordt ... maar zo niet, wat gebeurt er dan?

Welnu, in dat geval blijft de massa onder zwaartekracht instorten totdat een zwart gat wordt gevormd.

En dat is wat je de dood van een ster noemt.