Stjerner holder længe, men til sidst dør de. Energien, der udgør stjerner, nogle af de største objekter, vi nogensinde studerer, stammer fra interaktion mellem individuelle atomer. Så for at forstå de største og mest magtfulde objekter i universet, må vi forstå de mest basale. Efterhånden som stjernens liv slutter, kommer disse grundlæggende principper endnu en gang for at beskrive, hvad der vil ske med stjernen derefter. Astronomer studerer forskellige aspekter af stjerner for at bestemme hvor gamle de er såvel som deres andre egenskaber. Det hjælper dem også med at forstå de livs- og dødsprocesser, de oplever.
Fødselen af en stjerne
Stjernerne tog lang tid at danne, da gas, der drev i universet, blev trukket sammen af tyngdekraften. Denne gas er for det meste hydrogen, fordi det er det mest basale og rigelige element i universet, selvom noget af gassen muligvis består af nogle andre elementer. Nok af denne gas begynder at samles under tyngdekraften, og hvert atom trækker på alle de andre atomer.
Dette tyngdepunkt er tilstrækkeligt til at tvinge atomerne til at kollidere med hinanden, hvilket igen genererer varme. Når atomerne kolliderer med hinanden, vibrerer de og bevæger sig hurtigere (det er trods alt hvad varmeenergi er virkelig: atombevægelse). Til sidst bliver de så varme, og de individuelle atomer har så meget kinetisk energi, at når de kolliderer med et andet atom (som også har en masse kinetisk energi), spretter de ikke bare fra hinanden.
Med nok energi kolliderer de to atomer, og kernen i disse atomer smelter sammen. Husk, at dette for det meste er brint, hvilket betyder, at hvert atom kun indeholder en kerne proton. Når disse kerner smelter sammen (en proces, der er kendt passende nok, som kernefusion) det resulterende kerne har to protoner, hvilket betyder, at det nye atom, der er oprettet, er helium. Stjerner kan også smelte sammen tyngre atomer, såsom helium, for at danne endnu større atomkerner. (Denne proces, kaldet nukleosyntesen, antages at være, hvor mange af elementerne i vores univers blev dannet.)
Burning of a Star
Så atomer (ofte element brint) inde i stjernen kolliderer sammen og gennemgår en process med kernefusion, der genererer varme, elektromagnetisk stråling (inklusive synligt lys) og energi i andre former, såsom partikler med høj energi. Denne periode med atomafbrænding er det, som de fleste af os synes om som en stjerners liv, og det er i denne fase, at vi ser de fleste stjerner op i himlen.
Denne varme genererer et tryk - ligesom at opvarme luft inde i en ballon skaber tryk på overfladen af ballonen (grov analogi) - som skubber atomerne fra hinanden. Men husk, at tyngdekraften forsøger at trække dem sammen. Til sidst når stjernen en ligevægt, hvor tiltrækning af tyngdekraften og det frastødende tryk afbalanceres, og i denne periode brænder stjernen på en relativt stabil måde.
Indtil det går tom for brændstof, det er.
Afkøling af en stjerne
Når brintbrændstoffet i en stjerne omdannes til helium og til nogle tungere elementer, tager det mere og mere varme at forårsage kernefusionen. Massen af en stjerne spiller en rolle i hvor lang tid det tager at "brænde" gennem brændstoffet. Mere massive stjerner bruger deres brændstof hurtigere, fordi det kræver mere energi at modvirke den større tyngdekraft. (Eller sagt på en anden måde, den større tyngdekraft får atomerne til at kollidere hurtigere.) Mens vores sol sandsynligvis vil vare i cirka 5 tusind millioner år, mere massive stjerner kan vare så lidt som hundrede millioner år, før de bruger deres brændstof op.
Når stjernens brændstof begynder at løbe tør, begynder stjernen at generere mindre varme. Uden varmen til at modvirke tyngdekraften begynder stjernen at trække sig sammen.
Alt går dog ikke tabt! Husk, at disse atomer består af protoner, neutroner og elektroner, der er fermioner. En af de regler, der gælder fermioner kaldes Pauli-udelukkelsesprincip, der siger, at ingen to fermioner kan besætte den samme "tilstand", hvilket er en fin måde at sige, at der ikke kan være mere end én identisk samme sted, der gør det samme. (Bosons på den anden side løber ikke ind i dette problem, som er en del af grunden til, at fotonbaserede lasere fungerer.)
Resultatet af dette er, at Pauli-udelukkelsesprincippet skaber endnu en lille frastødende kraft mellem elektroner, som kan hjælpe med at modvirke sammenbruddet af en stjerne og omdanne den til en hvid dværg. Dette blev opdaget af den indiske fysiker Subrahmanyan Chandrasekhar i 1928.
En anden type stjerne, the neutronstjerne, opstår, når en stjerne kollapser, og neutron-til-neutron-frastødning modvirker gravitationskollapset.
Dog ikke alle stjerner bliver hvide dværgstjerner eller endda neutronstjerner. Chandrasekhar indså, at nogle stjerner ville have meget forskellige skæbner.
Stjernens død
Chandrasekhar bestemte enhver stjerne mere massiv end ca. 1,4 gange vores sol (en masse kaldet Chandrasekhar-grænse) ville ikke være i stand til at støtte sig selv mod sin egen tyngdekraft og ville kollapse i et hvid dværg. Stjerner lige op til ca. 3 gange vores sol ville blive neutronstjerner.
Derudover er der dog for meget masse til, at stjernen kan modvirke tyngdekraften gennem udelukkelsesprincippet. Det er muligt, at når stjernen dør, kan den gå gennem en supernova, der udvises nok masse ud i universet, at det falder under disse grænser og bliver en af disse typer stjerner... men hvis ikke, hvad sker der så?
I så fald fortsætter massen med at kollapse under tyngdekræfter indtil a sort hul dannes.
Og det er, hvad du kalder en stjernes død.