Es gibt etwas an ihnen, das uns alle fasziniert. Viele Religionen der Menschheit können mit der Verehrung dieser Himmelskerzen verbunden sein. Für die Ägypter war die Sonne repräsentativ für den Gott Ra, der jeden Tag die Nacht besiegte und Licht und Wärme in die Länder brachte. Für die Griechen war es Apollo, der seinen brennenden Streitwagen über den Himmel fuhr und die Welt beleuchtete. Sogar im Christentum kann man sagen, dass Jesus für die Sonne repräsentativ ist, angesichts der bemerkenswerten Eigenschaften, die seine Geschichte mit alten astrologischen Überzeugungen und Figuren aufweist. Tatsächlich folgen viele der alten Glaubenssätze einem ähnlichen Weg, die alle ihren Ursprung in der Verehrung der Sonne und der Sterne haben.
Die Menschheit gedieh von den Sternen am Nachthimmel, weil sie eine Korrelation in dem Muster erkannte, in dem bestimmte Sternformationen (sogenannte Sternbilder) bestimmte Zeiten im Jahreszyklus darstellten. Eines davon bedeutete, dass es bald wärmer werden sollte, was zum Pflanzen von Nahrungsmitteln führte. Die anderen Konstellationen sagten das Kommen von a voraus
kältere Zeit, so dass Sie anfangen konnten, Lebensmittel zu lagern und Brennholz zu sammeln. Auf dem Weg der Menschheit wurden die Sterne dann zu einem Weg der Navigation. Das Segeln an den Sternen war der Weg, um herumzukommen, und wir verdanken unsere frühe Erforschung unserem Verständnis der Sternbilder. Während vieler der Zehntausende von Jahren, in denen menschliche Augen nach oben in den Himmel blickten, begannen wir erst vor relativ kurzer Zeit zu verstehen, was Sterne tatsächlich waren, woher sie kamen und wie sie lebten und starben. Dies werden wir in diesem Artikel diskutieren. Komm mit mir, während wir uns tief in den Kosmos wagen und erleben, wie die Physik groß geschrieben wird, während ich beschreibe, wie ein Stern geboren wird, lebt und schließlich stirbt.
Wir beginnen unsere Reise mit einer Reise ins Universum auf der Suche nach etwas Besonderem. Wir suchen eine einzigartige Struktur, in der sowohl die richtigen Umstände als auch die richtigen Zutaten vorhanden sind. Wir suchen nach dem, was Astronomen einen dunklen Nebel nennen. Ich bin sicher, Sie haben schon einmal von Nebeln gehört und haben sie zweifellos gesehen. Viele der erstaunlichen Bilder, die das Hubble-Weltraumteleskop erhalten hat, zeigen wunderschöne Gaswolken, die vor dem Hintergrund von Milliarden von Sternen leuchten. Ihre Farben reichen von tiefen Rottönen über lebhafte Blautöne bis hin zu einigen unheimlichen Grüntönen. Dies ist jedoch nicht die Art von Nebel, nach der wir suchen. Der Nebel, den wir brauchen, ist dunkel, undurchsichtig und sehr, sehr kalt.
Sie fragen sich vielleicht: "Warum suchen wir etwas Dunkles und Kaltes, wenn die Sterne hell und heiß sind?"
In der Tat ist dies etwas, das auf den ersten Blick rätselhaft erscheinen würde. Warum muss etwas zuerst kalt sein, bevor es extrem heiß werden kann? Zunächst müssen wir etwas Elementares über das, was wir als interstellares Medium (ISM) bezeichnen, oder den Raum zwischen den Sternen behandeln. Der Raum ist nicht leer, wie der Name andeutet. Der Weltraum enthält sowohl Gas als auch Staub. Das Gas, auf das wir uns hauptsächlich beziehen, ist Wasserstoff, das am häufigsten vorkommende Element im Universum. Da das Universum nicht einheitlich ist (die gleiche Dichte von Gas und Staub über jeden Kubikmeter), gibt es Raumtaschen, die mehr Gas und Staub enthalten als andere. Dies bewirkt, dass die Schwerkraft diese Taschen manipuliert, um zusammen zu kommen und das zu bilden, was wir als Nebel sehen. Viele Dinge fließen in die Herstellung dieser verschiedenen Nebel ein, aber derjenige, den wir suchen, ein dunkler Nebel, besitzt ganz besondere Eigenschaften. Lassen Sie uns nun in einen dieser dunklen Nebel eintauchen und sehen, was los ist.
Beim Abstieg durch die äußeren Schichten dieses Nebels stellen wir fest, dass die Temperatur von Gas und Staub sehr niedrig ist. In einigen Nebeln sind die Temperaturen sehr heiß. Je mehr Partikel durch die Absorption und Emission von Außen- und Innenstrahlung ineinander stoßen, desto höher sind die Temperaturen. Aber in diesem dunklen Nebel passiert das Gegenteil. Die Temperaturen sinken, je weiter wir in die Wolke gelangen. Der Grund, warum diese dunklen Nebel spezifische Eigenschaften haben, die zur Schaffung eines großartigen Sternenkindergartens beitragen, muss sich mit den grundlegenden Eigenschaften des Nebels und dem Regionstyp befassen, in dem die Wolke existiert, mit dem einige schwierige Konzepte verbunden sind, die ich nicht vollständig veranschaulichen werde Hier. Sie umfassen die Region, in der sich die Molekülwolken bilden, die als neutrale Wasserstoffregionen bezeichnet werden, und die Eigenschaften dieser Regionen müssen sich mit Elektronenspinwerten sowie mit Magnetfeldwechselwirkungen befassen, die diese Elektronen beeinflussen. Die Eigenschaften, die ich behandeln werde, ermöglichen es diesem speziellen Nebel, reif für die Sternentstehung zu sein.
Mit Ausnahme der komplexen Wissenschaft, die hinter der Bildung dieser Nebel steckt, können wir uns mit der ersten Frage befassen, warum wir kälter werden müssen, um heißer zu werden. Die Antwort kommt auf die Schwerkraft an. Wenn Partikel erhitzt oder angeregt werden, bewegen sie sich schneller. Eine Wolke mit ausreichender Energie enthält viel zu viel Impuls zwischen den Staub- und Gaspartikeln, als dass irgendeine Art von Formation auftreten könnte. Wenn sich Staubkörner und Gasatome zu schnell bewegen, prallen sie einfach voneinander ab oder schießen einfach aneinander vorbei, ohne dass eine Bindung zustande kommt. Ohne diese Interaktion kann man niemals einen Stern haben. Wenn die Temperaturen jedoch kalt genug sind, bewegen sich die Gas- und Staubpartikel so langsam, dass sie aufgrund ihrer gegenseitigen Schwerkraft anfangen, aneinander zu „kleben“. Es ist dieser Prozess, der es einem Protostern ermöglicht, sich zu bilden.
Im Allgemeinen liefert Strahlung Energie, um die schnellere Bewegung der Partikel in diesen Molekülwolken zu ermöglichen. Natürlich kommt im Universum zu jeder Zeit Strahlung aus allen Richtungen herein. Wie wir bei anderen Nebeln sehen, leuchten sie vor Energie und Sterne werden nicht inmitten dieser heißen Gaswolken geboren. Sie werden durch äußere Strahlung anderer Sterne und durch ihre eigene innere Wärme erwärmt. Wie verhindert dieser Dunkle Nebel, dass externe Strahlung das Gas in der Wolke erwärmt und es sich zu schnell bewegt, als dass die Schwerkraft greifen könnte? Das ist wo
Die undurchsichtige Natur dieser dunklen Nebel kommt ins Spiel. Die Deckkraft ist das Maß dafür, wie viel Licht sich durch ein Objekt bewegen kann. Je mehr Material sich im Objekt befindet oder je dicker das Objekt ist, desto weniger Licht kann es durchdringen. Das höherfrequente Licht (Gammastrahlen, Röntgenstrahlen und UV-Strahlen) und sogar die sichtbaren Frequenzen werden stärker von dicken Gas- und Staubtaschen beeinflusst. Nur die niederfrequenten Lichtarten, einschließlich Infrarot-, Mikrowellen- und Radiowellen, können solche Gaswolken erfolgreich durchdringen, und selbst sie sind etwas gestreut, so dass sie im Allgemeinen nicht annähernd genug Energie enthalten, um diese prekäre Situation zu stören Prozess der Sternentstehung. Somit sind die inneren Teile der dunklen Gaswolken effektiv von der äußeren Strahlung "abgeschirmt", die andere, weniger undurchsichtige Nebel stört. Je weniger Strahlung in die Wolke gelangt, desto niedriger sind die Temperaturen des darin enthaltenen Gases und Staubes. Die kälteren Temperaturen bedeuten weniger Partikelbewegung innerhalb der Wolke, was der Schlüssel für das ist, was wir als nächstes diskutieren werden.
Wenn wir zum Kern dieser dunklen Molekülwolke hinabsteigen, bemerken wir, dass immer weniger sichtbares Licht in unsere Augen gelangt, und mit speziellen Filtern können wir erkennen, dass dies auch für andere Lichtfrequenzen gilt. Infolgedessen ist die Temperatur der Wolke sehr niedrig. Es ist erwähnenswert, dass der Prozess der Sternentstehung sehr lange dauert. Um Sie nicht hunderttausende von Jahren lang lesen zu lassen, werden wir jetzt die Zeit vorspulen. In einigen tausend Jahren hat die Schwerkraft eine ganze Menge Gas und Staub aus der umgebenden Molekülwolke angesaugt, wodurch sie zusammenklumpen. Staub- und Gaspartikel, die immer noch vor Strahlung von außen geschützt sind, können auf natürliche Weise zusammenkommen und bei diesen niedrigen Temperaturen „haften“. Irgendwann passiert etwas Interessantes. Die gegenseitige Schwerkraft dieses ständig wachsenden Balls aus Gas und Staub löst einen Schneeball- (oder Sternball-) Effekt aus. Je mehr Gas- und Staubschichten zusammen koagulieren, desto dichter wird das Innere dieses Protostars. Diese Dichte erhöht die Gravitationskraft in der Nähe des Protostars und zieht so mehr Material hinein. Mit jedem Staubkorn und Wasserstoffatom, das es ansammelt, steigt der Druck im Inneren dieser Gaskugel.
Wenn Sie sich an etwas aus einem Chemiekurs erinnern, an dem Sie jemals teilgenommen haben, können Sie sich an eine ganz besondere Beziehung zwischen Druck und Temperatur erinnern, wenn Sie mit einem Gas umgehen. PV = nRT, das ideale Gasgesetz, fällt mir ein. Ohne den konstanten Skalarwert 'n' und die Gaskonstante R ({8,314 J / mol x K}) und die Auflösung nach Temperatur (T) erhalten wir T = PV, was bedeutet, dass die Temperatur einer Gaswolke direkt proportional ist zu Druck. Wenn Sie den Druck erhöhen, erhöhen Sie die Temperatur. Der Kern dieses zukünftigen Sterns, der in diesem dunklen Nebel lebt, wird sehr dicht und der Druck steigt sprunghaft an. Nach dem, was wir gerade berechnet haben, bedeutet dies, dass auch die Temperatur steigt.
Wir betrachten diesen Nebel noch einmal für den nächsten Schritt. Dieser Nebel hat eine große Menge an Staub und Gas (daher ist er undurchsichtig), was bedeutet, dass er viel Material hat, um unseren Protostern zu füttern. Es zieht weiterhin Gas und Staub aus seiner Umgebung an und erwärmt sich. Die Wasserstoffpartikel im Kern dieses Objekts springen so schnell herum, dass sie Energie an den Stern abgeben. Der Protostern beginnt sehr heiß zu werden und leuchtet jetzt vor Strahlung (im Allgemeinen Infrarot). Zu diesem Zeitpunkt zieht die Schwerkraft immer noch mehr Gas und Staub an, was den Druck erhöht, der tief im Kern dieses Protostars ausgeübt wird. Das Gas des Dunklen Nebels wird weiterhin in sich zusammenbrechen, bis etwas Wichtiges passiert. Wenn in der Nähe des Sterns nur noch wenig bis gar nichts mehr auf seine Oberfläche fällt, verliert er Energie (weil er als Licht ausstrahlt). Wenn dies geschieht, nimmt diese nach außen gerichtete Kraft ab und die Schwerkraft beginnt, den Stern schneller zusammenzuziehen. Dies erhöht den Druck im Kern dieses Protostars erheblich. Wenn der Druck steigt, erreicht die Temperatur im Kern einen Wert, der für den Prozess, den wir beobachten, entscheidend ist. Der Kern des Protostars ist so dicht und heiß geworden, dass er ungefähr 10 Millionen Kelvin erreicht. Um das ins rechte Licht zu rücken: Diese Temperatur ist ungefähr 1700x heißer als die Oberfläche unserer Sonne (bei ungefähr 5800K). Warum sind 10 Millionen Kelvin so wichtig? Denn bei dieser Temperatur kann die thermonukleare Fusion von Wasserstoff stattfinden, und sobald die Fusion beginnt, „schaltet“ sich dieser neugeborene Stern ein und erwacht zum Leben, wobei er enorme Mengen an Energie in alle Richtungen aussendet.
Im Kern ist es so heiß, dass die Elektronen, die sich um die Protonenkerne des Wasserstoffs drehen, abgestreift (ionisiert) werden und Sie nur frei bewegliche Protonen haben. Wenn die Temperatur nicht heiß genug ist, blicken diese frei fliegenden Protonen (die positive Ladungen haben) einfach voneinander ab. Bei 10 Millionen Kelvin bewegen sich die Protonen jedoch so schnell, dass sie nahe genug kommen können, um die starke Kernkraft zu übernehmen, und wenn dies der Fall ist, beginnen die Wasserstoffprotonen mit genügend Kraft ineinander zu schlagen, um miteinander zu verschmelzen und zu erzeugen Heliumatome und Freisetzung von viel Energie in Form von Strahlung. Es ist eine Kettenreaktion, die zusammengefasst werden kann, wenn 4 Protonen 1 Heliumatom + Energie ergeben. Diese Fusion entzündet den Stern und lässt ihn „brennen“. Die durch diese Reaktion freigesetzte Energie hilft anderen Wasserstoffprotonen bei der Verschmelzung und liefert auch die Energie, um zu verhindern, dass der Stern in sich zusammenfällt. Die Energie, die aus diesem Stern in alle Richtungen herauspumpt, kommt alle aus dem Kern, und die nachfolgenden Schichten dieses jungen Sterns übertragen diese Wärme auf ihre eigene Weise (unter Verwendung von Strahlungs- und Konvektionsmethoden, je nachdem, welche Art von Stern geboren wurde). .
Was wir jetzt gesehen haben, von Beginn unserer Reise an, als wir in diesen kalten dunklen Nebel hinabtauchten, ist die Geburt eines jungen, heißen Sterns. Der Nebel schützte diesen Stern vor fehlerhafter Strahlung, die diesen Prozess gestört hätte, und bot die kalte Umgebung, die die Schwerkraft brauchte, um ihre Magie zu ergreifen und zu wirken. Als wir die Protosternform gesehen haben, haben wir vielleicht auch etwas Unglaubliches gesehen. Wenn der Inhalt dieses Nebels stimmt, z. B. eine große Menge an Schwermetallen und Silikaten (die von den Supernovae früherer, massereicherer Sterne übrig geblieben sind), könnten wir beginnen, eine Planetenbildung in der Akkretionsscheibe von zu sehen Material um den Protostern.
Verbleibendes Gas und Staub in der Nähe unseres neuen Sterns würden durch denselben Mechanismus von beginnen, dichte Taschen zu bilden
Schwerkraft, die sich schließlich zu Protoplaneten ansammeln kann, die aus Gas oder Silikaten und Metall (oder einer Kombination aus beiden) bestehen. Trotzdem ist die Planetenbildung für uns immer noch ein Rätsel, da es Dinge zu geben scheint, die wir bei der Arbeit noch nicht erklären können. Aber dieses Modell der Sternsystembildung scheint gut zu funktionieren.
Das Leben des Sterns ist bei weitem nicht so aufregend wie seine Geburt oder sein Tod. Wir werden die Uhr weiter vorspulen und beobachten, wie sich dieses Sternensystem weiterentwickelt. Über ein paar Milliarden Jahre hinweg sind die Überreste des Dunklen Nebels auseinandergeblasen worden und haben auch andere Sterne gebildet, wie den, den wir gesehen haben, und er existiert nicht mehr. Die Planeten, die sich beim Wachstum des Protostars gebildet haben, beginnen ihren milliardenjährigen Tanz um ihren Elternstern. Vielleicht existiert auf einer dieser Welten, einer Welt, die genau in der richtigen Entfernung vom Stern liegt, flüssiges Wasser. In diesem Wasser befinden sich die Aminosäuren, die für Proteine benötigt werden (alle bestehen aus den Elementen, die bei früheren Sterneruptionen übrig geblieben sind). Diese Proteine können sich miteinander verbinden, um RNA-Ketten und dann DNA-Ketten zu bilden. Vielleicht sehen wir einige Milliarden Jahre nach der Geburt des Sterns eine weltraumtaugliche Spezies, die sich in den Kosmos stürzt, oder vielleicht erreichen sie dies aus verschiedenen Gründen nie und bleiben planetgebunden. Dies ist natürlich nur eine Spekulation für unsere Unterhaltung. Jetzt sind wir jedoch am Ende unserer Reise angelangt, die vor Milliarden von Jahren begann. Der Stern beginnt zu sterben.
Der Wasserstoff in seinem Kern wird zu Helium verschmolzen, das den Wasserstoff im Laufe der Zeit verbraucht. Dem Stern geht das Benzin aus. Nach vielen Jahren beginnt der Wasserstofffusionsprozess zu stoppen und der Stern gibt immer weniger Energie ab. Dieser Mangel an Druck nach außen durch den Fusionsprozess stört das sogenannte hydrostatische Gleichgewicht und lässt die Schwerkraft (die immer versucht, den Stern zu zerquetschen) gewinnen. Der Stern beginnt unter seinem eigenen Gewicht schnell zu schrumpfen. Aber genau wie wir zuvor besprochen haben, steigt mit steigendem Druck auch die Temperatur. Das ganze Helium, das übrig geblieben war
Von den Milliarden von Jahren der Wasserstofffusion beginnt sich nun im Kern zu erwärmen. Helium schmilzt bei einer viel heißeren Temperatur als Wasserstoff, was bedeutet, dass der heliumreiche Kern (noch) durch Schwerkraft nach innen gedrückt werden kann, ohne zu schmelzen. Da im Heliumkern keine Fusion stattfindet, gibt es wenig bis keine nach außen gerichtete Kraft (die durch Fusion abgegeben wird), um ein Zusammenfallen des Kerns zu verhindern. Diese Materie wird viel dichter, was wir jetzt als entartet bezeichnen, und drückt massive Wärmemengen aus (Gravitationsenergie wird zu Wärmeenergie). Dies führt dazu, dass der verbleibende Wasserstoff, der sich in nachfolgenden Schichten über dem Heliumkern befindet, verschmilzt, wodurch sich der Stern stark ausdehnt, wenn diese Wasserstoffhülle außer Kontrolle gerät. Dadurch „prallt“ der Stern zurück und dehnt sich schnell aus. Die energetischere Fusion der Wasserstoffschalen außerhalb des Kerns vergrößert den Durchmesser des Sterns erheblich. Unser Stern ist jetzt ein roter Riese. Einige, wenn nicht alle inneren Planeten, die wir gesehen haben, werden von dem Stern, der ihnen zuerst Leben gab, verbrannt und verschluckt. Wenn es auf einem dieser Planeten ein Leben geben würde, das es nicht geschafft hat, seine Heimatwelt zu verlassen, würden sie sicherlich aus dem Universum gelöscht, von dem man nie etwas wissen würde.
Dieser Prozess, bei dem dem Stern der Treibstoff ausgeht (zuerst Wasserstoff, dann Helium usw.), wird noch eine Weile fortgesetzt. Schließlich erreicht das Helium im Kern eine bestimmte Temperatur und beginnt, sich zu Kohlenstoff zu verschmelzen, was den Zusammenbruch (und den Tod) des Sterns verzögert. Der Stern, den wir gerade live beobachten und sterben, ist ein mittelgroßer Hauptreihenstern. Sein Leben endet also, sobald er Helium verschmolzen hat
Kohlenstoff. Wenn der Stern viel größer wäre, würde dieser Fusionsprozess fortgesetzt, bis wir Eisen erreichten. Eisen ist das Element, in dem die Fusion nicht spontan stattfindet, was bedeutet, dass es mehr Energie benötigt, um es zu fusionieren, als es nach der Fusion abgibt. Unser Stern wird es jedoch niemals in seinem Kern zu Eisen schaffen, und so ist er gestorben, nachdem er sein Heliumreservoir erschöpft hat. Wenn der Fusionsprozess schließlich „abschaltet“ (kein Gas mehr), beginnt der Stern langsam abzukühlen und die äußeren Schichten des Sterns dehnen sich aus und werden in den Weltraum ausgestoßen. Nachfolgende Auswürfe von Sternmaterial erzeugen einen sogenannten planetarischen Nebel, und alles, was von dem einst brillanten Stern übrig geblieben ist, den wir gesehen haben, ist jetzt nur noch eine Kugel aus dichtem Kohlenstoff, die möglicherweise für den Rest der Ewigkeit weiter abkühlt kristallisiert zu Diamant.
Der Tod, den wir gerade gesehen haben, ist nicht der einzige Weg, wie ein Stern stirbt. Wenn ein Stern groß genug ist, ist sein Tod viel gewalttätiger. Der Stern wird in die größte Explosion im Universum ausbrechen, die als Supernova bezeichnet wird. Abhängig von vielen Variablen könnte der Rest des Sterns als Neutronenstern oder sogar als Schwarzes Loch enden. Aber für die meisten der durchschnittlich großen Hauptreihensterne wird der Tod, den wir miterlebt haben, ihr Schicksal sein.
Unsere Reise endet damit, dass wir darüber nachdenken, was wir beobachtet haben. Zu sehen, was die Natur unter den richtigen Umständen tun kann, und zu beobachten, wie sich eine Wolke aus sehr kaltem Gas und Staub in etwas verwandelt, das das Potenzial hat, dem Kosmos Leben einzuhauchen. Unsere Gedanken wandern zurück zu der Spezies, die sich auf einem dieser Planeten entwickelt haben könnte. Sie denken darüber nach, wie sie ähnliche Phasen wie wir durchlaufen haben könnten. Möglicherweise benutzten sie die Sterne als übernatürliche Gottheiten, die ihren Glauben über Tausende von Jahren leiteten und die Antworten ersetzten, wo ihre Unwissenheit herrschte. Diese Überzeugungen könnten sich möglicherweise in Religionen verwandeln und immer noch den Begriff der besonderen Selektion und des großmütigen Denkens erfassen. Würden die Sterne ihren Wunsch beflügeln, das Universum so zu verstehen, wie es die Sterne für uns getan haben? Ihr Verstand überlegt dann, was unser Schicksal sein wird, wenn wir nicht versuchen, den nächsten Schritt ins Universum zu machen. Sollen wir zulassen, dass unsere Spezies aus dem Kosmos gelöscht wird, wenn sich unser Stern in seinem Tod ausdehnt? Diese Reise, die Sie gerade in das Herz eines dunklen Nebels unternommen haben, zeigt wirklich, was der menschliche Geist tun kann, und zeigt Ihnen, wie weit wir gekommen sind, obwohl wir immer noch an unser Sonnensystem gebunden sind. Die Dinge, die Sie gelernt haben, wurden von anderen gefunden, wie Sie einfach gefragt haben, wie die Dinge ablaufen, und dann das volle Gewicht unseres physikalischen Wissens zur Geltung gebracht haben. Stellen Sie sich vor, was wir erreichen können, wenn wir diesen Prozess fortsetzen. in der Lage zu sein, unseren Platz unter den Sternen voll zu erreichen.
