Kako umiru zvijezde?
Da ne bi bilo ovakvih nesporazuma, odmah ću naglasiti kako u ovom tekstu ne govorimo o ovakvim zvijezdama, nego nebeskim tijelima čiji odsjaj možete vidjeti noću. Prije nego što odgovorimo na pitanje iz naslova moramo se pozabaviti samim nastajanjem zvijezda.
Zvijezda se formira kada se velika količina plina, uglavnom vodika, počne sažimati pod djelovanjem svoje gravitacije u sve gušću kuglu. U tom trenutku atomi plina se sve češće sudaraju na sve većim brzinama. Sudaranje atoma plina uzrokuje zagrijavanje plina koji postaje vruć do te mjere da kad se vodikovi atomi (njegove jezgre) sudare, više se ne odbijaju jedni od drugih – već se spajaju i pri tom oblikuju jezgru helija. Energija oslobođena u ovoj reakciji jer razlog zašto zvijezda sjaji.
Jednom formirana zvijezda počinje trošiti vodik i druga nuklearna goriva. Paradoksalno, što zvijezda na početku svoga vijeka ima više goriva, to će ga brže potrošiti. Uzrok ovom je okolnost da što je zvijezda masivnija, to ona mora biti toplija da bi uspostavila ravnotežu sa gravitacijskom privlačnosti. Samim time, što je zvijezda toplija to će brže koristiti svoje gorivo. Sunce ima goriva za sljedećih pet milijardi godina, dok masivnije zvijezde svoje gorivo mogu istrošiti već za stotinu milijuna godina.Nakon što zvijezda ostane bez goriva počinje se hladiti i stezati.
Indijski nobelovc Subrahmanyan Chandrasekhar izračunao je koliko bi velika trebala biti zvijezda da nakon potrošnje svog goriva izdrži svoju gravitaciju On je ustanovio da se hladna zvijezda mase veće od oko jedne i pol mase Sunca više neće moći suprotstaviti vlastitoj gravitaciji. Do sličnog otkrića (koje je danas poznato kao Chandrasekharova granica) došao je i ruski fizičar Lev Davidovič Landau otprilike u isto vrijeme.
Saznanje iz prethodnog odlomka veoma je bitno da bismo shvatili daljnju sudbinu umirućih zvijezda. Ukoliko je masa zvijezde manja od Chandrasekharove granice, ona na kraju života može zaustaviti stezanje i smiriti se u mogućem konačnom stanju kao ‘bijeli patuljak’
Prvo konačno stanje – BIJELI PATULJAK
Bijeli ili degenerirani patuljak ima polumjer od nekoliko tisuća kilometara i gustoću od više tisuća tona po kubičnom centimetru. Prvi otkriveni bijeli patuljak nalazi se kraj trostruke zvijezde 40 Eridani. Održava se zahvaljujući odbojnosti između elektrona svoje tvari zbog Paulijevog principa isključenja.
Drugo konačno stanje – NEUTRONSKE ZVIJEZDE
Već spomenuti Rus Landau istaknuo je kako postoji i drugo konačno stanje. Ono se događa ukoliko je veličina još manja od prethodnog stanja bijelog patuljka, uz ograničavajuću masu od otprilike jedne do dvije mase Sunca.
Neutronske zvijezde održavaju se zbog odbojnosti po Paulijevom principu, ali ne između elektrona već između neurona i protona. Polumjer ovakvih zvijezda bi bio veličine samo desetak kilometara, a gustoća više milijardi tona po kubičnom centimetru.
Treće konačno stanje – EKSPLOZIJA
Do trećeg konačnog stanja dolazi ukoliko je masa iznad Chandrasekharove granice, a zvijezda istroši svoje gorivo. U pojedinim slučajevima ne dolazi do eksplozije, nego zvijezda uspije odbaciti dovoljnu količinu materije i smanjiti masu ispod te granice i tako izbjeći gravitacijski kolaps katastrofalnih razmjera. Supernova veoma masivne zvijezde iza sebe može ostaviti i crnu rupu, no o crnim rupama ćemo pisati nekom drugom prilikom.
