حياة وموت نجم

النجوم تدوم لفترة طويلة ، لكنها في النهاية ستموت. الطاقة التي تتكون منها النجوم ، وهي بعض أكبر الأجسام التي ندرسها على الإطلاق ، تأتي من تفاعل الذرات الفردية. لذا ، لفهم أكبر وأقوى الأجسام في الكون ، يجب أن نفهم الأشياء الأساسية. ثم ، مع انتهاء حياة النجم ، تدخل هذه المبادئ الأساسية مرة أخرى حيز التنفيذ لوصف ما سيحدث للنجم بعد ذلك. يدرس علماء الفلك جوانب مختلفة من النجوم لتحديدها كم عمرهم وكذلك خصائصها الأخرى. وهذا يساعدهم أيضًا على فهم عمليات الحياة والموت التي يعانون منها.

استغرقت النجوم وقتًا طويلاً لتكوينها ، حيث تم تجميع انجراف الغاز في الكون بواسطة قوة الجاذبية. هذا الغاز في الغالب هيدروجين، لأنه العنصر الأساسي والأكثر وفرة في الكون ، على الرغم من أن بعض الغاز قد يتكون من بعض العناصر الأخرى. ويبدأ ما يكفي من هذا الغاز بالتجمع معًا تحت الجاذبية وكل ذرة تسحب كل الذرات الأخرى.

هذا الجاذبية يكفي لإجبار الذرات على التصادم مع بعضها البعض ، مما يؤدي بدوره إلى توليد الحرارة. في الواقع ، عندما تتصادم الذرات مع بعضها البعض ، فإنها تهتز وتتحرك بسرعة أكبر (أي ، بعد كل شيء ، ما طاقة حرارية

مع طاقة كافية ، تتصادم الذرتان وتندمج نواة هذه الذرات معًا. تذكر أن هذا غالبًا هيدروجين ، مما يعني أن كل ذرة تحتوي على نواة تحتوي على نواة واحدة فقط بروتون. عندما تندمج هذه النويات معًا (وهي عملية معروفة بما فيه الكفاية مثل الاندماج النووي) ال النواة الناتجة لديها بروتونان، مما يعني أن الذرة الجديدة التي تم إنشاؤها هي الهليوم. قد تندمج النجوم أيضًا مع ذرات أثقل ، مثل الهليوم ، معًا لتكوين نوى ذرية أكبر. (يعتقد أن هذه العملية ، التي تسمى التخليق النووي ، هي عدد العناصر التي تشكلت في الكون.)

لذا فإن الذرات (غالبًا ما تكون الذرات عنصر الهيدروجين) داخل النجم يتصادم معًا ، ويخضع لعملية اندماج نووي يولد حرارة ، الاشعاع الكهرومغناطيسي (بما فيها ضوء مرئي) ، والطاقة بأشكال أخرى ، مثل الجسيمات عالية الطاقة. هذه الفترة من الحرق الذري هي ما يعتقده معظمنا على أنه حياة نجم ، وفي هذه المرحلة نرى معظم النجوم في السماء.

تولد هذه الحرارة ضغطًا - يشبه إلى حد كبير تسخين الهواء داخل البالون ، مما يخلق ضغطًا على سطح البالون (القياس التقريبي) - الذي يدفع الذرات إلى بعضها. لكن تذكر أن الجاذبية تحاول جمعها معًا. في النهاية ، يصل النجم إلى توازن حيث يتم موازنة جاذبية الجاذبية والضغط البغيض ، وخلال هذه الفترة يحترق النجم بطريقة مستقرة نسبيًا.

حتى ينفد الوقود ، هذا هو.

عندما يتم تحويل وقود الهيدروجين في النجم إلى هليوم ، وإلى بعض العناصر الأثقل ، يتطلب الأمر المزيد والمزيد من الحرارة للتسبب في الاندماج النووي. كتلة نجم يلعب دورًا في المدة التي يستغرقها "الاحتراق" من خلال الوقود. تستخدم النجوم الأكثر ضخامة وقودها بشكل أسرع لأنه يتطلب المزيد من الطاقة لمواجهة قوة الجاذبية الأكبر. (أو بعبارة أخرى ، تؤدي قوة الجاذبية الأكبر إلى تصادم الذرات معًا بسرعة أكبر.) في حين أن الشمس ستستمر على الأرجح لمدة 5 آلاف مليون سنة تقريبًا ، النجوم الضخمة قد تستمر ما يصل إلى مائة مليون سنة قبل استهلاك الوقود.

عندما يبدأ وقود النجم في النفاد ، يبدأ النجم في توليد حرارة أقل. بدون الحرارة لمواجهة سحب الجاذبية ، يبدأ النجم بالانكماش.

ولكن لم نفقد كل شيء! تذكر أن هذه الذرات تتكون من بروتونات ونيوترونات وإلكترونات ، وهي فرميونات. واحدة من القواعد المنظمة الفرميونات يسمى مبدأ استبعاد باولي، والتي تنص على أنه لا يمكن لفرميتان أن تشغل نفس "الدولة" ، وهي طريقة رائعة لقول أنه لا يمكن أن يكون هناك أكثر من واحد متطابق في نفس المكان يفعل نفس الشيء. (من ناحية أخرى ، لا تواجه البوزونات هذه المشكلة ، والتي تعد جزءًا من سبب عمل الليزر القائم على الفوتون.)

والنتيجة هي أن مبدأ استبعاد باولي يخلق قوة تنافر طفيفة أخرى بين الإلكترونات ، والتي يمكن أن تساعد في مقاومة انهيار نجم ، وتحويله إلى قزم ابيض. تم اكتشاف هذا من قبل الفيزيائي الهندي Subrahmanyan Chandrasekhar في عام 1928.

نوع آخر من النجوم النجم النيوتروني، تنشأ إلى الوجود عندما ينهار النجم ويقاوم تنافر النيوترون إلى النيوترون انهيار الجاذبية.

ومع ذلك ، لا تصبح كل النجوم نجومًا بيضاء قزمة أو حتى نجوم نيوترونية. أدرك شاندراسيخار أن بعض النجوم سيكون لها مصائر مختلفة تمامًا.

حدد Chandrasekhar أي نجم أضخم من حوالي 1.4 مرة شمسنا (كتلة تسمى حد Chandrasekhar) لن تكون قادرة على دعم نفسها ضد جاذبيتها وسوف تنهار إلى قزم ابيض. النجوم التي تصل إلى حوالي 3 أضعاف تصبح شمسنا النجوم النيوترونية.

أبعد من ذلك ، على الرغم من ذلك ، هناك كتلة كبيرة جدًا للنجم لمواجهة قوة الجاذبية من خلال مبدأ الاستبعاد. من المحتمل أنه عندما يموت النجم قد يمر السوبرنوفا، طرد كتلة كافية إلى الكون بحيث ينخفض ​​إلى ما دون هذه الحدود ويصبح أحد هذه الأنواع من النجوم... ولكن إن لم يكن ، فماذا يحدث؟

حسنًا ، في هذه الحالة ، تستمر الكتلة في الانهيار تحت قوى الجاذبية حتى الثقب الأسود لقد تكون.

وهذا ما تسمونه موت نجم.