Kommer solen dö ut före eller efter människans död
Många närstående tycker detta är väldigt trist och svårt, eftersom det ofta är under de sista timmarna av livet man har som mest man vill säga till den döende. Eller, uttryckt på ett annat sätt, den större gravitationskraften gör att atomerna kolliderar snabbare. De flesta sover mycket, kanske hela tiden under de sista timmarna. Stjärnorna tog lång tid att bildas, eftersom gas som drev i universum drogs samman av tyngdkraften.
Denna period av atombränning är vad de flesta av oss tänker på som en stjärnas liv, och det är i denna fas som vi ser de flesta stjärnorna uppe på himlen. Stjärnor kan också smälta tyngre atomer, som helium, tillsammans för att göra ännu större atomkärnor. Det är möjligt att när stjärnan dör kan den gå igenom en supernova och driva ut tillräckligt med massa ut i universum att den faller under dessa gränser och blir en av dessa typer av stjärnor Jo, i så fall fortsätter massan att kollapsa under gravitationskrafter tills ett svart hål bildas.
Ny typ av supernova
Faktum är att när atomerna kolliderar med varandra vibrerar de och rör sig snabbare det är trots allt vad värmeenergi egentligen är: atomrörelse. Och det är vad man kallar en stjärnas död. Mer massiva stjärnor använder sitt bränsle snabbare eftersom det krävs mer energi för att motverka den större gravitationskraften. Sedan, när stjärnans liv tar slut, kommer dessa grundläggande principer återigen in i spelet för att beskriva vad som kommer att hända med stjärnan härnäst.
Detta upptäcktes av den indiske fysikern Subrahmanyan Chandrasekhar En annan typ av stjärna, neutronstjärnan , uppstår när en stjärna kollapsar och neutron-till-neutron-repulsionen motverkar gravitationskollapsen. En av reglerna som styr fermioner kallas Pauli Exclusion Principle , som säger att inga två fermioner kan uppta samma "tillstånd", vilket är ett fint sätt att säga att det inte kan finnas mer än en identisk på samma plats.
Men det kan verka som om. Stjärnor varar länge, men så småningom kommer de att dö. Resultatet av detta är att Pauli Exclusion Principle skapar ytterligare en liten frånstötande kraft mellan elektroner, som kan hjälpa till att motverka kollapsen av en stjärna och förvandla den till en vit dvärg. Tillräckligt med denna gas börjar samlas under gravitationen och varje atom drar på alla andra atomer. Energin som utgör stjärnor, några av de största föremålen vi någonsin studerat, kommer från växelverkan mellan enskilda atomer.
Men kom ihåg att gravitationen försöker dra ihop dem. Kom ihåg att dessa atomer är uppbyggda av protoner, neutroner och elektroner, som är fermioner. En stjärnas massa spelar roll för hur lång tid det tar att "bränna" genom bränslet. Den har då blivit en död vit dvärg som sakta svalnar. Så atomerna ofta grundämnet väte inuti stjärnan kolliderar tillsammans och går igenom en kärnfusionsprocess, som genererar värme, elektromagnetisk strålning inklusive synligt ljus och energi i andra former, som högenergipartiklar.
Utan värmen för att motverka gravitationskraften börjar stjärnan dra ihop sig. Tills det tar slut på bränsle, alltså. Bosoner, å andra sidan, stöter inte på detta problem, vilket är en del av anledningen till att fotonbaserade lasrar fungerar. Denna gas är mestadels väte , eftersom det är det mest grundläggande och rikligaste grundämnet i universum, även om en del av gasen kan bestå av andra grundämnen. När dessa kärnor smälter samman en process känd, lämpligen nog, som kärnfusion har den resulterande kärnan två protoner , vilket betyder att den nya atomen som skapas är helium.
Denna gravitationskraft är tillräckligt för att tvinga atomerna att kollidera med varandra, vilket i sin tur genererar värme. När stjärnans bränsle börjar ta slut börjar stjärnan generera mindre värme. Så småningom når stjärnan en jämvikt där gravitationens attraktion och det frånstötande trycket balanseras ut, och under denna period brinner stjärnan på ett relativt stabilt sätt. Denna process, som kallas nukleosyntes, tros vara hur många av elementen i vårt universum som bildades.
Det är okänt vad medvetslösa personer kan höra och uppfatta av det som sägs. Allt är dock inte förlorat! Chandrasekhar insåg att vissa stjärnor skulle ha väldigt olika öden.
Med tillräckligt med energi kolliderar de två atomerna och kärnan i dessa atomer smälter samman. Stjärnor som sträcker sig upp till cirka 3 gånger vår sol skulle bli neutronstjärnor. Kom ihåg att detta mestadels är väte, vilket betyder att varje atom innehåller en kärna med bara en proton. Astronomer studerar olika aspekter av stjärnor för att avgöra hur gamla de är samt deras andra egenskaper. Vit dvärg Vår döende sol fortsätter att kasta ut gasslöjor ända tills en hård kärna av kol och syre återstår.
Denna värme genererar ett tryck - ungefär som att värma luft inuti en ballong skapar tryck på ballongens yta grov analogi - som trycker isär atomerna. Så småningom blir de så varma, och de enskilda atomerna har så mycket kinetisk energi , att när de kolliderar med en annan atom som också har mycket kinetisk energi studsar de inte bara av varandra.
Ny typ av supernova
Medan vår sol troligen kommer att hålla i omkring 5 tusen miljoner år, kan mer massiva stjärnor vara så lite som miljoner år innan de förbrukar sina bränsle. När vätebränslet i en stjärna omvandlas till helium och till vissa tyngre grundämnen, krävs det mer och mer värme för att orsaka kärnfusion. Men alla stjärnor blir inte vita dvärgstjärnor eller ens neutronstjärnor. Den planetariska nebulosan. Det hjälper dem också att förstå livs- och dödsprocesserna de upplever.
Chandrasekhar bestämde att en stjärna som var mer massiv än cirka 1,4 gånger vår sol en massa som kallas Chandrasekhar-gränsen inte skulle kunna stödja sig själv mot sin egen gravitation och skulle kollapsa till en vit dvärg. Så för att förstå de största och mest kraftfulla objekten i universum måste vi förstå det mest grundläggande. Utöver det, men det finns bara för mycket massa för att stjärnan ska motverka gravitationskraften genom uteslutningsprincipen.