Det er noe med dem som fascinerer oss alle. Mange av menneskehetens religioner kan være bundet til å tilbe disse himmellysene. For egypterne var solen representativ for Gud Ra, som hver dag overvant natten og brakte lys og varme til landene. For grekerne var det Apollo som kjørte sin flammende stridsvogn over himmelen og opplyste verden. Selv i kristendommen kan Jesus sies å være representativ for solen gitt de slående egenskapene hans historie har med eldgamle astrologiske troer og skikkelser. Faktisk følger mange av de gamle trosretningene en lignende vei, som alle binder sin opprinnelse til den for tilbedelse av sol og stjerner.
Menneskeheten trivdes av stjernene på nattehimmelen fordi de anerkjente en korrelasjon i mønsteret der visse stjerneformasjoner (kjent som konstellasjoner) representerte bestemte tider i den årlige syklusen. Den ene betydde at den snart skulle bli varmere, noe som førte til å plante mat. De andre konstellasjonene spådde komme a
kaldere periode, slik at du kunne begynne å lagre mat og samle ved. Når vi beveget oss videre i menneskehetens reise, ble stjernene deretter en måte å navigere på. Seiling av stjernene var måten å komme seg rundt på, og vi skylder vår tidlige utforskning til vår forståelse av stjernebildene. I mange av de titusenvis av år som menneskelige øyne har stirret oppover mot himmelen, var det ikke før relativt nylig at vi for fullt begynte å forstå hvilke stjerner som egentlig var, hvor de kom fra, og hvordan de levde og døde. Dette er hva vi skal diskutere i denne artikkelen. Ta med meg når vi våger oss dypt inn i kosmos og vitner om fysikk som er skrevet, mens jeg dekker hvordan en stjerne blir født, lever og til slutt dør.
Vi begynner reisen med å reise ut i universet på jakt etter noe spesielt. Vi ser etter en unik struktur der både de rette omstendighetene og ingrediensene er til stede. Vi leter etter det astronomen kaller en mørk nebula. Jeg er sikker på at du har hørt om tåker før, og har uten tvil sett dem. Mange av de fantastiske bildene som Hubble-romteleskopet har fått, er av vakre gassskyer, glødende midt i bakgrunnen av milliarder av stjerner. Fargene deres spenner fra dypt røde, til livlige blåtoner og til og med noen uhyggelige greener. Dette er ikke den typen tåke vi leter etter. Nebelen vi trenger er mørk, ugjennomsiktig og veldig, veldig kald.
Du lurer kanskje på deg selv: "Hvorfor leter vi etter noe mørkt og kaldt når stjernene er lyse og varme?"
Dette er faktisk noe som vil virke forvirrende med det første. Hvorfor trenger noe å være kaldt først før det kan bli ekstremt varmt? Først må vi dekke noe elementært om det vi kaller Interstellar Medium (ISM), eller mellomrommet mellom stjernene. Plassen er ikke tom som navnet skulle tilsi. Plassen inneholder både gass og støv. Gassen vi hovedsakelig refererer til er Hydrogen, det mest tallrike elementet i universet. Siden universet ikke er ensartet (den samme tettheten av gass og støv over hver kubikkmeter), er det lommer med plass som inneholder mer gass og støv enn andre. Dette får tyngdekraften til å manipulere disse lommene til å komme sammen og danne det vi ser som tåler. Mange ting går ut på å lage disse forskjellige nebbene, men den vi leter etter, en mørk tåke, har veldig spesielle egenskaper. La oss dykke ned i en av disse mørke nebbene og se hva som skjer.
Når vi går ned gjennom de ytre lagene av denne tåken, merker vi at temperaturen på gassen og støvet er veldig lav. I noen tåler er temperaturene veldig varme. Jo flere partikler støter inn i hverandre, begeistret for absorpsjon og utslipp av utvendig og innvendig stråling, betyr høyere temperaturer. Men i denne mørke tåke skjer det motsatte. Temperaturene synker jo lenger inn i skyen vi får. Årsaken til at disse mørke nebulaene har spesifikke egenskaper som fungerer for å skape en flott stjernestuehage, har å gjøre med de grunnleggende egenskapene til nebulaen og regiontypen som skyen eksisterer i, som har noen vanskelige konsepter knyttet til det som jeg ikke vil illustrere fullt ut. her. De inkluderer regionen der molekylære skyer dannes som kalles nøytrale hydrogregioner, og egenskapene til disse områdene må håndtere elektronspinnverdier, sammen med magnetfeltinteraksjoner som påvirker nevnte elektron. Egenskapene jeg vil dekke er det som gjør at denne bestemte tåken er moden for stjernedannelse.
Ekskludert den komplekse vitenskapen bak det som hjelper til med å danne disse tåkehinnene, kan vi begynne å ta opp det første spørsmålet om hvorfor må vi bli kaldere for å bli varmere. Svaret kommer ned på tyngdekraften. Når partikler blir oppvarmet, eller begeistret, beveger de seg raskere. En sky med tilstrekkelig energi vil inneholde altfor mye fart mellom hver av støv- og gasspartiklene til at alle formasjoner kan oppstå. Som i, hvis støvkorn og gassatomer beveger seg for raskt, vil de rett og slett sprette av hverandre eller bare skyte forbi hverandre, og aldri oppnå noen form for binding. Uten dette samspillet kan du aldri ha en stjerne. Imidlertid, hvis temperaturene er kalde nok, beveger partiklene av gass og støv seg så sakte at deres gjensidige tyngdekraft gjør at de kan begynne å "feste seg" sammen. Det er denne prosessen som gjør at en protostar kan begynne å danne seg.
Generelt det som forsyner energi for å gi raskere bevegelse av partiklene i disse molekylære skyene, er stråling. Selvfølgelig er det stråling som kommer inn fra alle retninger til enhver tid i universet. Som vi ser med andre tåler, lyser de av energi og stjerner blir ikke født blant disse varme gassskyene. De blir oppvarmet av ekstern stråling fra andre stjerner og fra sin egen indre varme. Hvordan forhindrer denne mørke tåken ekstern stråling fra å varme opp gassen i skyen og få den til å bevege seg for fort til at tyngdekraften tar tak? Dette er hvor
den mørke tåkenes ugjennomsiktige natur kommer inn i bildet. Opacity er målet for hvor mye lys som er i stand til å bevege seg gjennom et objekt. Jo mer materiale i gjenstanden eller jo tykkere objektet er, jo mindre lys er i stand til å trenge gjennom det. Lyset med høyere frekvens (Gamma-stråler, røntgenstråler og UV) og til og med de synlige frekvensene påvirkes mer av tykke lommer med gass og støv. Bare de lavere frekvensene av lystyper, inkludert infrarød, mikrobølger og radiobølger, har noen suksess med å trenge gjennom gassskyer som disse, og til og med det er noe spredt slik at de generelt sett ikke inneholder nesten nok energi til å begynne å forstyrre dette prekære prosess med stjernedannelse. Dermed blir de indre delene av de mørke gassskyene effektivt "skjermet" mot utvendig stråling som forstyrrer andre, mindre ugjennomsiktige tåker. Jo mindre stråling som gjør det til skyen, jo lavere blir temperaturen på gassen og støvet i den. De kaldere temperaturene betyr mindre partikkelbevegelse i skyen, noe som er nøkkelen for det vi vil diskutere videre.
Når vi stiger ned mot kjernen av denne mørke molekylære skyen, merker vi at mindre og mindre synlig lys gjør det for øynene våre, og med spesielle filtre kan vi se at dette stemmer med andre lysfrekvenser. Som et resultat er skyens temperatur veldig lav. Det er verdt å merke seg at prosessen med stjernedannelse tar veldig lang tid, og i interessen av å ikke holde deg lese i hundretusenvis av år, skal vi nå spole fremover. På noen tusen år har tyngdekraften trukket inn en god mengde gass og støv fra den omkringliggende molekylære skyen, og fått den til å klumpe seg sammen. Støv- og gasspartikler, fremdeles skjermet for utenfor stråling, står fritt til å naturlig komme sammen og “feste seg” ved disse lave temperaturene. Etter hvert begynner noe interessant å skje. Den gjensidige tyngdekraften til denne stadig voksende ball av gass og støv begynner en snøball (eller stjernekule) -effekt. Jo flere lag med gass og støv som koaguleres sammen, jo tettere blir interiøret i denne protostaren. Denne tettheten øker gravitasjonskraften nær protostaren, og trekker dermed mer materiale inn i den. Med hvert støvkorn og hydrogenatom som det akkumuleres, øker trykket i det indre av denne gassballen.
Hvis du husker noe fra noen kjemiklasse du noen gang har tatt, kan du huske et veldig spesielt forhold mellom trykk og temperatur når du arbeider med en bensin. PV = nRT, den ideelle gassloven, kommer til tankene. Ekskluderer den konstante skalarverdien 'n' og gasskonstanten R ({8.314 J / mol x K}), og løser for temperatur (T), får vi T = PV, som betyr at temperaturen til en gasssky er direkte proporsjonal å presse. Øker du trykket, øker du temperaturen. Kjernen i denne snart-å-bli stjernen som bor i denne mørke tåken blir veldig tett, og trykket skyter opp. I følge det vi nettopp beregnet, betyr det at temperaturen også øker.
Vi vurderer igjen denne tåken for neste trinn. Denne tåken har en stor mengde støv og gass (derav at den er ugjennomsiktig), noe som betyr at den har mye materiale å mate protostaren vår. Den fortsetter å trekke inn gassen og støvet fra omgivelsene og begynner å varme opp. Hydrogenpartiklene i kjernen av dette objektet spretter rundt så raskt at de slipper energi inn i stjernen. Protostaren begynner å bli veldig varm og lyser nå av stråling (vanligvis Infrarød). På dette tidspunktet trekker fremdeles tyngdekraften inn mer gass og støv som øker trykket som utøves dypt inne i kjernen av denne protostaren. Gassen til den mørke tåken vil fortsette å kollapse i seg selv inntil noe viktig skjer. Når det er lite til ingenting igjen i nærheten av stjernen som faller på overflaten, begynner den å miste energi (på grunn av at den stråler bort som lys). Når dette skjer, reduseres den ytre kraften og tyngdekraften begynner å trekke seg sammen stjernen raskere. Dette øker presset i kjernen av denne protostaren kraftig. Når trykket vokser, når temperaturen i kjernen en verdi som er avgjørende for prosessen vi er vitne til. Protostarens kjerne er blitt så tett og varm at den når omtrent 10 millioner Kelvin. For å sette det i perspektiv er denne temperaturen omtrent 1700 ganger varmere enn overflaten til solen vår (på rundt 5800K). Hvorfor er 10 millioner Kelvin så viktig? Fordi ved den temperaturen kan den termonukleære fusjonen av Hydrogen oppstå, og når fusjonen først starter, "slår denne nyfødte stjernen på" og sprenges til liv og sender ut enorme mengder energi i alle retninger.
I kjernen er det så varmt at elektronene som glir rundt hydrogens protonkjerner fjernes (ioniseres), og alt du har er fritt bevegelige protoner. Hvis temperaturen ikke er varm nok, vil disse gratis flygende protonene (som har positive ladninger) bare skue av hverandre. Imidlertid, på 10 millioner Kelvin, beveger protonene seg så raskt at de kan komme nær nok til at den sterke atomkraften kan ta over, og når det gjør det begynner Hydrogenprotonene å smelle inn i hverandre med nok kraft til å smelte sammen, og skape Helium atomer og frigjør mye energi i form av stråling. Det er en kjedereaksjon som kan oppsummeres som 4 protoner gir 1 heliumatom + energi. Denne fusjonen er det som tenner stjernen og får den til å "brenne". Energien som frigjøres ved denne reaksjonen, hjelper med å hjelpe andre hydrogenprotoner med å smelte sammen og forsyner også energien for å forhindre at stjernen faller sammen på seg selv. Energien som pumper ut fra denne stjernen i alle retninger kommer fra kjernen, og de påfølgende lagene av denne unge stjernen overfører alle varmen på sin egen måte (ved bruk av stråling og konveksjonsmetoder avhengig av hvilken type stjerne som er født) .
Det vi har vært vitne til nå, fra starten av reisen da vi dykke ned i den kalde mørke tåken, er fødselen til en ung, varm stjerne. Nebelen beskyttet denne stjernen mot feilaktig stråling som ville ha forstyrret denne prosessen, i tillegg til å gi det frigide miljøet som var nødvendig for at tyngdekraften skulle ta tak og utføre sin magi. Mens vi var vitne til protostarformen, kan vi også ha sett noe utrolig. Hvis innholdet i denne tåken er riktig, for eksempel å ha en stor mengde tungmetaller og silikater (til overs fra supernovaene fra tidligere, mer massive stjerner), ville det vi kunne begynne å se, være planetarisk formasjon som foregår på akkretjonsdisken til materiale rundt protostaren.
Gjenværende gass og støv i nærheten av vår nye stjerne ville begynne å danne tette lommer med samme mekanisme av
tyngdekraften, etter hvert å kunne trekke seg sammen til protoplaneter som vil bestå av gass eller silikater og metall (eller en kombinasjon av de to). Når det er sagt, er planetdannelse fortsatt noe et mysterium for oss, da det ser ut til å være ting som vi ikke kan forklare ennå på jobb. Men denne modellen for dannelse av stjernesystem ser ut til å fungere bra.
Stjernens liv er ikke på langt nær så spennende som fødselen eller døden. Vi vil fortsette å spole fremover og se på at dette stjernesystemet utvikler seg. I løpet av noen få milliarder år har restene av den mørke tåken blitt sprengt fra hverandre og har også dannet andre stjerner som den vi var vitne til, og den eksisterer ikke lenger. Planetene vi så bli dannet da protostaren vokste, begynner sin milliardårsdans rundt forelderstjernen. Kanskje finnes det i en av disse verdenene, en verden som ligger i rett avstand fra stjernen, flytende vann. Innenfor det inneholder vann aminosyrene som er nødvendige for proteiner (alle sammensatt av elementene som var til overs av tidligere utbrudd i stjernene). Disse proteinene klarer å koble sammen for å begynne å danne RNA-kjeder, deretter DNA-kjeder. Kanskje på et tidspunkt noen få milliarder år etter at stjernen er født, ser vi en romfarende art lansere seg selv inn i kosmos, eller kanskje oppnår de aldri dette av forskjellige grunner og forblir planetbundet. Selvfølgelig er dette bare spekulasjoner for underholdningen vår. Men nå kommer vi til slutten av reisen vår som begynte for milliarder av år siden. Stjernen begynner å dø.
Hydrogenet i kjernen smeltes sammen til Helium, som tapper Hydrogen over tid; stjernen går tom for bensin. Etter mange år begynner hydrogenfusjonsprosessen å stoppe, og stjernen legger ut mindre og mindre energi. Denne mangelen på press utover fra fusjonsprosessen opprører det vi kaller den hydrostatiske likevekten, og lar tyngdekraften (som alltid prøver å knuse stjernen) vinne. Stjernen begynner å krympe raskt under sin egen vekt. Men akkurat som vi diskuterte tidligere, når trykket øker, gjør også temperaturen. Alt det Helium som var til overs
fra milliarder av år med hydrogenfusjon begynner nå å varme opp i kjernen. Helium smelter sammen med en mye varmere temperatur enn Hydrogen gjør, noe som betyr at den heliumrike kjernen kan presses innover av tyngdekraften uten å smelte sammen (ennå). Siden fusjon ikke forekommer i Helium-kjernen, er det liten eller ingen ytre kraft (gitt av fusjon) for å forhindre at kjernen faller sammen. Denne saken blir mye tettere, som vi nå betegner som degenererte, og skyver ut enorme mengder varme (gravitasjonsenergi blir termisk energi). Dette får det gjenværende hydrogenet som er i påfølgende lag over Helium-kjernen til å smelte sammen, noe som får stjernen til å utvide seg kraftig når dette hydrogenskallet brenner ut av kontroll. Dette får stjernen til å "rebound" og den ekspanderer raskt; den mer energiske fusjonen fra hydrogenskallene utenfor kjernen, og utvider stjernens diameter kraftig. Stjernen vår er nå en rød gigant. Noen, om ikke alle de indre planetene som vi var vitne til, vil bli forbrent og slukt av stjernen som først ga dem liv. Hvis det tilfeldigvis var noe liv på noen av disse planetene som ikke klarte å forlate hjemmets verden, ville de helt sikkert bli slettet fra universet, og aldri blitt kjent med det.
Denne prosessen med stjernen som går tom for drivstoff (først Hydrogen, deretter Helium, osv.)) Vil fortsette en stund. Etter hvert vil Helium i kjernen nå en viss temperatur og begynne å smelte sammen i karbon, noe som vil avsky stjernens kollaps (og død). Stjernen vi for øyeblikket ser live og dør er en gjennomsnittsstor Main Sequence Star, så livet slutter når den er ferdig med å smelte Helium inn
Karbon. Hvis stjernen var mye større, ville denne fusjonsprosessen fortsette til vi nådde Iron. Jern er elementet der fusjon ikke foregår spontant, noe som betyr at det krever mer energi for å smelte det enn det gir etter fusjon. Imidlertid vil vår stjerne aldri komme seg til Iron i kjernen, og dermed har den dødd etter at den tømmer Helium-reservoaret. Når fusjonsprosessen endelig "slår seg av" (tom for bensin), begynner stjernen sakte å avkjøle seg og de ytre lagene i stjernen ekspanderer og kastes ut i verdensrommet. Etterfølgende utkast av stjernemateriell fortsetter å skape det vi kaller en planetarisk tåke, og alt som er igjen av den en gang strålende stjernen vi så på våren ut i livet, er nå bare en ball med tett karbon som vil fortsette å kjøle seg ned resten av evigheten, muligens krystalliserer til diamant.
Døden vi var vitne til akkurat nå, er ikke den eneste måten en stjerne dør på. Hvis en stjerne er tilstrekkelig stor nok, er døden mye mer voldelig. Stjernen vil bryte ut i den største eksplosjonen i universet, kalt en supernova. Avhengig av mange variabler, kan resten av stjernen ende opp som en nøytronstjerne, eller til og med et svart hull. Men for det meste av det vi kaller den gjennomsnittlige størrelsen Main Sequence Stars, vil døden som vi var vitne til være deres skjebne.
Reisen vår ender med at vi grubler over hva vi har observert. Å se akkurat hva naturen kan gjøre gitt de rette omstendighetene, og se en sky av veldig kald gass og støv forvandles til noe som har potensial til å puste liv i kosmos. Våre sinn vandrer tilbake til den arten som kunne ha utviklet seg på en av disse planetene. Du tenker på hvordan de kan ha gått gjennom faser som ligner oss. Muligens å bruke stjernene som overnaturlige guder som ledet deres tro i tusenvis av år, og erstattet svar for hvor deres uvitenhet hersket. Disse troene kan muligens bli til religioner, fremdeles fatte den forestillingen om spesiell utvalg og storslått tanke. Ville stjernene drivet ønsket om å forstå universet slik stjernene gjorde for oss? Ditt sinn lurer på hva skjebnen vår vil være hvis vi ikke prøver å ta det neste steget inn i universet. Skal vi tillate at artene våre blir slettet fra kosmos når stjernen vår ekspanderer i sin død? Denne reisen du nettopp har gjort inn i hjertet av en mørk tåke illustrerer virkelig hva menneskesinnet kan gjøre, og viser deg hvor langt vi har kommet, selv om vi fremdeles er bundet til solsystemet vårt. De tingene du har lært, ble funnet av andre som deg, som bare spurte hvordan ting oppstår og deretter bringer full vekt av kunnskapen vår om fysikk. Se for deg hva vi kan oppnå hvis vi fortsetter denne prosessen; å kunne oppnå vår plass fullt ut blant stjernene.
