La vita e la morte di una stella

Le stelle durano a lungo, ma alla fine moriranno. L'energia che compone le stelle, alcuni degli oggetti più grandi che abbiamo mai studiato, proviene dall'interazione dei singoli atomi. Quindi, per comprendere gli oggetti più grandi e potenti dell'universo, dobbiamo capire i più elementari. Quindi, al termine della vita della stella, questi principi di base entrano di nuovo in gioco per descrivere cosa accadrà alla stella successiva. Gli astronomi studiano vari aspetti delle stelle per determinare quanti anni hanno così come le loro altre caratteristiche. Ciò li aiuta anche a comprendere i processi di vita e morte che sperimentano.

Le stelle impiegarono molto tempo a formarsi, mentre il gas alla deriva nell'universo veniva attratto dalla forza di gravità. Questo gas è principalmente idrogeno, perché è l'elemento più basilare e abbondante nell'universo, sebbene parte del gas potrebbe consistere in altri elementi. Basta questo gas inizia a riunirsi sotto gravità e ogni atomo attira tutti gli altri atomi.

Questa attrazione gravitazionale è sufficiente per costringere gli atomi a scontrarsi tra loro, il che a sua volta genera calore. Infatti, mentre gli atomi si scontrano tra loro, vibrano e si muovono più rapidamente (che è, dopotutto, cosa energia termica è davvero: moto atomico). Alla fine, diventano così caldi e i singoli atomi ne hanno così tanto energia cinetica, che quando si scontrano con un altro atomo (che ha anche molta energia cinetica) non si limitano a rimbalzarsi.

Con sufficiente energia, i due atomi si scontrano e il nucleo di questi atomi si fonde insieme. Ricorda, questo è principalmente idrogeno, il che significa che ogni atomo contiene un nucleo con solo uno protone. Quando questi nuclei si fondono insieme (un processo noto, abbastanza appropriatamente, come fusione nucleare) il nucleo risultante ha due protoni, il che significa che è il nuovo atomo creato elio. Le stelle possono anche fondere atomi più pesanti, come l'elio, per formare nuclei atomici ancora più grandi. (Si ritiene che questo processo, chiamato nucleosintesi, sia il numero di elementi presenti nel nostro universo).

Quindi gli atomi (spesso il elemento idrogeno) all'interno della stella si scontrano, attraversando un processo di fusione nucleare, che genera calore, radiazioni elettromagnetiche (Compreso luce visibile) e l'energia in altre forme, come particelle ad alta energia. Questo periodo di combustione atomica è ciò che la maggior parte di noi pensa come la vita di una stella, ed è in questa fase che vediamo la maggior parte delle stelle nei cieli.

Questo calore genera una pressione - proprio come l'aria di riscaldamento all'interno di un pallone crea pressione sulla superficie del pallone (analogia approssimativa) - che allontana gli atomi. Ma ricorda che la gravità sta cercando di metterli insieme. Alla fine, la stella raggiunge un equilibrio in cui l'attrazione della gravità e la pressione repulsiva vengono bilanciate e durante questo periodo la stella brucia in modo relativamente stabile.

Fino a quando non si esaurisce il carburante, cioè.

Man mano che l'idrogeno in una stella viene convertito in elio e in alcuni elementi più pesanti, ci vuole sempre più calore per causare la fusione nucleare. La massa di una stella gioca un ruolo nel tempo necessario per "bruciare" il carburante. Le stelle più grandi usano il loro combustibile più velocemente perché ci vuole più energia per contrastare la più grande forza gravitazionale. (O, in altri termini, la più grande forza gravitazionale fa collidere gli atomi più rapidamente.) Mentre il nostro sole probabilmente durerà per circa 5 mila milioni di anni, più stelle massicce può durare fino a cento milioni di anni prima di consumare il carburante.

Quando il carburante della stella inizia a esaurirsi, la stella inizia a generare meno calore. Senza il calore per contrastare l'attrazione gravitazionale, la stella inizia a contrarsi.

Non tutto è perduto, però! Ricorda che questi atomi sono costituiti da protoni, neutroni ed elettroni, che sono fermioni. Una delle regole che governano fermioni si chiama il Principio di esclusione di Pauli, che afferma che nessun due fermioni può occupare lo stesso "stato", il che è un modo elegante per dire che non può esserci più di uno identico nello stesso posto che fa la stessa cosa. (I bosoni, d'altra parte, non incontrano questo problema, che è parte del motivo per cui i laser a base di fotoni funzionano.)

Il risultato di ciò è che il principio di esclusione di Pauli crea ancora un'altra leggera forza repulsiva tra gli elettroni, che può aiutare a contrastare il collasso di una stella, trasformandolo in un Nana bianca. Questo è stato scoperto dal fisico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar nel 1928.

Un altro tipo di stella, il stella di neutroni, nascono quando una stella collassa e la repulsione da neutrone a neutrone contrasta il collasso gravitazionale.

Tuttavia, non tutte le stelle diventano stelle bianche nane o persino stelle di neutroni. Chandrasekhar si rese conto che alcune stelle avrebbero avuto destini molto diversi.

Chandrasekhar ha determinato qualsiasi stella più massiccia di circa 1,4 volte il nostro sole (una massa chiamata Limite Chandrasekhar) non sarebbe in grado di sostenersi contro la propria gravità e collasserebbe in a Nana bianca. Stelle che vanno fino a circa 3 volte il nostro sole diventerebbe stelle di neutroni.

Oltre a ciò, però, c'è solo troppa massa per la stella per contrastare l'attrazione gravitazionale attraverso il principio di esclusione. È possibile che quando la stella sta morendo potrebbe passare attraverso a supernova, espellendo abbastanza massa nell'universo che scende al di sotto di questi limiti e diventa uno di questi tipi di stelle... ma se no, allora cosa succede?

Bene, in quel caso, la massa continua a collassare sotto le forze gravitazionali fino a a buco nero è formato.

E questo è ciò che tu chiami la morte di una stella.