Der er noget ved dem, der fascinerer os alle. Mange af menneskehedens religioner kan være bundet til at tilbe disse himmellys. For egypterne var solen repræsentativ for Gud Ra, som hver dag overvandt natten og bragte lys og varme til landene. For grækere var det Apollo, der kørte sin flammende vogn hen over himlen og oplyste verden. Selv i kristendommen kan man siges at Jesus er repræsentativ for solen i betragtning af de slående egenskaber, hans historie har med antikke astrologiske overbevisninger og figurer. Faktisk følger mange af de gamle trosretninger en lignende vej, som alle binder deres oprindelse til tilbedelsen af solen og stjernerne.
Menneskeheden trivedes væk fra stjernerne på nattehimlen, fordi de anerkendte en sammenhæng i det mønster, hvor visse stjernedannelser (kendt som konstellationer) repræsenterede bestemte tidspunkter i den årlige cyklus. En af dem betød, at det snart skulle blive varmere, hvilket førte til plantning af mad. De andre konstellationer forudsagde fremkomsten af en
koldere periode, så du var i stand til at begynde at opbevare mad og indsamle brænde. For at komme videre i menneskehedens rejse blev stjernerne derefter en måde at navigere på. Sejlads med stjernerne var måden at komme rundt på, og vi skylder vores tidlige udforskning til vores forståelse af stjernebillederne. I mange af de titusinder af år, som menneskelige øjne har stirret opad mod himlen, var det først relativt for nylig, at vi begyndte at forstå, hvad stjerner faktisk var, hvor de kom fra, og hvordan de levede og døde. Dette er, hvad vi skal diskutere i denne artikel. Kom med mig, når vi vove dybt ind i kosmos og vidner fysik skrevet store, når jeg dækker hvordan en stjerne fødes, lever og til sidst dør.
Vi begynder vores rejse med at rejse ud i universet på jagt efter noget specielt. Vi leder efter en unik struktur, hvor både de rigtige omstændigheder og ingredienser er til stede. Vi leder efter, hvad astronomen kalder en mørk tåge. Jeg er sikker på, at du har hørt om tåge før og uden tvivl har set dem. Mange af de fantastiske billeder, som Hubble-rumteleskopet har fået, er af smukke gasskyer, der glødende midt på baggrund af milliarder af stjerner. Deres farver spænder fra dyb rød, til pulserende blues og endda nogle uhyggelige greener. Dette er ikke den type tåge, vi imidlertid søger efter. Den tåge, vi har brug for, er mørk, uigennemsigtig og meget, meget kold.
Du kan måske ved at undre dig selv, "Hvorfor leder vi efter noget mørkt og koldt, når stjerner er lyse og varme?"
Faktisk er dette noget, der forekommer forundrende i starten. Hvorfor skal noget først være koldt, før det kan blive ekstremt varmt? Først skal vi dække noget elementært omkring det, vi kalder det interstellare medium (ISM), eller mellemrummet mellem stjernerne. Rummet er ikke tomt, som navnet antyder. Rummet indeholder både gas og støv. Den gas, vi hovedsageligt henviser til, er Hydrogen, det mest rigelige element i universet. Da universet ikke er ensartet (den samme densitet af gas og støv over hver kubikmeter), er der lommer med plads, der indeholder mere gas og støv end andre. Dette får tyngdekraften til at manipulere disse lommer til at komme sammen og danne det, vi ser som tåger. Mange ting går ud på at fremstille disse forskellige tåger, men den, vi leder efter, en mørk tåge, har meget specielle egenskaber. Lad os dykke ned i en af disse mørke tåge og se, hvad der foregår.
Når vi går ned gennem de ydre lag af denne tåge, bemærker vi, at temperaturen på gas og støv er meget lav. I nogle tåger er temperaturerne meget varme. Jo flere partikler der støder ind i hinanden, ophidset af absorption og emission af udvendig og indvendig stråling, betyder højere temperaturer. Men i denne mørke tåge sker det modsatte. Temperaturerne falder jo længere ind i skyen vi får. Årsagen til at disse mørke tåge har specifikke egenskaber, der arbejder for at skabe et fantastisk stjernebarnehage, har at gøre med de grundlæggende egenskaber for tåget og den regionstype, som skyen findes i, som har nogle vanskelige begreber forbundet med det, som jeg ikke fuldt ud vil illustrere her. De inkluderer det område, hvor molekylære skyer dannes, der kaldes neutrale hydrogenregioner, og egenskaberne for disse regioner har at gøre med elektronspindværdier sammen med magnetfeltinteraktioner, der påvirker de nævnte elektroner. De træk, som jeg vil dække, er, der gør det muligt for netop denne tåge at være moden til stjernedannelse.
Eksklusiv den komplekse videnskab bag, hvad der hjælper med at danne disse tåger, kan vi begynde at tage det første spørgsmål om, hvorfor skal vi blive koldere for at blive varmere. Svaret kommer ned på tyngdekraften. Når partikler opvarmes eller ophidses, bevæger de sig hurtigere. En sky med tilstrækkelig energi vil indeholde alt for meget fart mellem hver af støv- og gaspartiklerne til, at enhver formation kan forekomme. Som i, hvis støvkorn og gasatomer bevæger sig for hurtigt, vil de simpelthen hoppe af hinanden eller bare skyde forbi hinanden og aldrig opnå nogen form for binding. Uden denne interaktion kan du aldrig have en stjerne. Hvis temperaturerne imidlertid er kolde nok, bevæger partiklerne af gas og støv sig så langsomt, at deres gensidige tyngdekraft gør det muligt for dem at begynde at "klæbe" sammen. Det er denne proces, der giver mulighed for, at en protostar begynder at dannes.
Generelt, hvad der leverer energi for at give mulighed for hurtigere bevægelse af partiklerne i disse molekylære skyer er stråling. Selvfølgelig er der stråling, der kommer ind fra alle retninger på alle tidspunkter i universet. Som vi ser med andre tåger, lyser de med energi, og stjerner fødes ikke midt i disse varme gasskyer. De opvarmes af ekstern stråling fra andre stjerner og fra dens egen indre varme. Hvordan forhindrer denne mørke nebula, at ekstern stråling opvarmer gassen i skyen og får den til at bevæge sig for hurtigt til, at tyngdekraften griber fat? Det er her
disse mørke tågenes uigennemsigtige natur kommer i spil. Opacitet er målet for, hvor meget lys der er i stand til at bevæge sig gennem et objekt. Jo mere materiale der er i objektet eller jo tykkere objektet er, jo mindre lys er i stand til at trænge ind i det. Lyset med højere frekvens (Gamma-stråler, røntgenstråler og UV) og endda de synlige frekvenser påvirkes mere af tykke lommer med gas og støv. Kun de lavere frekvenser af lystyper, inklusive infrarød, mikrobølger og radiobølger, har nogen succes med at trænge ind i gasskyer som disse, og endda er det noget spredt, så de generelt ikke indeholder næsten nok energi til at begynde at forstyrre denne usikre process med stjerne dannelse. Således er de indre dele af de mørke gasskyer effektivt "afskærmet" fra den udvendige stråling, der forstyrrer andre, mindre uigennemsigtige tåger. Jo mindre stråling der skaber det ind i skyen, jo lavere er temperaturen på gas og støv deri. De koldere temperaturer betyder mindre partikelbevægelse i skyen, hvilket er nøglen til det, vi skal diskutere næste gang.
Når vi går ned mod kernen i denne mørke molekylære sky, bemærker vi, at mindre og mindre synligt lys gør det for vores øjne, og med specielle filtre kan vi se, at dette er tilfældet med andre lysfrekvenser. Som et resultat er skyens temperatur meget lav. Det er værd at bemærke, at stjernedannelsesprocessen tager meget lang tid, og i interessen af ikke at holde dig læst i hundreder af tusinder af år, skal vi nu hurtigt fremad. I løbet af et par tusinde år har tyngdekraften trukket en rimelig mængde gas og støv fra den omgivende molekylære sky, hvilket får den til at klumpe sammen. Støv- og gaspartikler, der stadig er afskærmet mod udvendig stråling, kan frit samles og "klæbe" ved disse lave temperaturer. Til sidst begynder noget interessant at ske. Den gensidige tyngdekraft af denne stadigt voksende kugle af gas og støv begynder en snebold (eller stjernekugle) effekt. Jo flere lag gas og støv, der koaguleres sammen, jo tættere bliver det indre af denne protostar. Denne tæthed øger tyngdekraften nær protostaren og trækker mere materiale ind i den. Med hvert støvkorn og brintatom, som det akkumuleres, øges trykket i det indre af denne gasbold.
Hvis du husker noget fra en hvilken som helst kemiklasse, du nogensinde har taget, husker du måske et meget specielt forhold mellem tryk og temperatur, når du håndterer en gas. PV = nRT, den ideelle gaslov, kommer til at tænke på. Ekskluderer den konstante skalarværdi 'n' og gasskonstanten R ({8.314 J / mol x K}) og løser for temperatur (T), får vi T = PV, hvilket betyder, at temperaturen på en gassky er direkte proportional at presse. Hvis du øger trykket, øger du temperaturen. Kernen i denne snart-værende stjerne, der bor i denne mørke tåge bliver meget tæt, og trykket skyder sammen. I henhold til hvad vi netop har beregnet, betyder det, at temperaturen også stiger.
Vi overvejer endnu en gang denne tåge til det næste trin. Denne tåge har en stor mængde støv og gas (derfor er den uigennemsigtig), hvilket betyder, at den har meget materiale til at fodre vores protostar. Det fortsætter med at trække gas og støv fra det omgivende miljø og begynder at varme op. Brintpartiklerne i kernen af dette objekt springer rundt så hurtigt, at de frigiver energi i stjernen. Protostaren begynder at blive meget varm og lyser nu af stråling (generelt Infrarød). På dette tidspunkt trækker tyngdekraften stadig mere gas og støv til, hvilket øger trykket, der udøves dybt inde i kernen af denne protostar. Den mørke tågenes gas vil fortsætte med at kollapse i sig selv, indtil der sker noget vigtigt. Når der ikke er meget lidt tilbage i nærheden af stjernen til at falde på dens overflade, begynder den at miste energi (på grund af at den stråler væk som lys). Når dette sker, mindskes den ydre kraft, og tyngdekraften begynder at samle stjernen hurtigere. Dette øger trykket i kernen af denne protostar kraftigt. Når trykket vokser, når temperaturen i kernen en værdi, der er afgørende for den proces, vi er vidne til. Protostarens kerne er blevet så tæt og varm, at den når ca. 10 millioner Kelvin. For at sætte det i perspektiv er denne temperatur omtrent 1700x varmere end overfladen af vores sol (på ca. 5800K). Hvorfor er 10 millioner Kelvin så vigtige? Fordi ved den temperatur kan den termonukleare fusion af brint opstå, og når fusionen først er startet, tænder denne nyfødte stjerne og sprænger til liv og sender enorme mængder energi ud i alle retninger.
I kernen er det så varmt, at elektronerne, der lynlås omkring brintets protonkerner, fjernes (ioniseres), og alt hvad du har, er frie bevægelige protoner. Hvis temperaturen ikke er varm nok, vil disse frie flyvende protoner (som har positive ladninger) blot se på hinanden. Imidlertid bevæger protonerne ved 10 millioner Kelvin så hurtigt, at de kan komme tæt nok til, at den stærke atomkraft kan overtage, og når det sker, begynder Hydrogenprotoner at smide ind i hinanden med nok kraft til at smelte sammen og skabe Helium atomer og frigiver masser af energi i form af stråling. Det er en kædereaktion, der kan opsummeres, da 4 protoner giver 1 heliumatom + energi. Denne fusion er det, der antænder stjernen og får den til at "brænde". Den energi, der frigøres ved denne reaktion, går i at hjælpe andre brintprotoner med at smelte sammen og leverer også energien til at forhindre, at stjernen falder sammen på sig selv. Energien, der pumpes ud af denne stjerne i alle retninger, kommer alle fra kernen, og de efterfølgende lag af denne unge stjerne overfører alle denne varme på deres egen måde (ved hjælp af stråling og konvektionsmetoder afhængigt af hvilken type stjerne der er født) .
Det, vi har været vidne til nu, fra starten af vores rejse, når vi dykker ned i den kolde mørke tåge, er fødslen af en ung, varm stjerne. Nebelen beskyttede denne stjerne mod ukorrekt stråling, der ville have forstyrret denne proces, samt tilvejebragt det frigide miljø, som var nødvendigt for at tyngdekraften kunne gribe fat og udføre dens magi. Da vi var vidne til protostarformen, har vi måske også set noget utroligt. Hvis indholdet af denne tåge er rigtigt, såsom at have en stor mængde tungmetaller og silicater (til overs fra supernovaerne fra tidligere, mere massive stjerner), hvad vi kunne begynde at se ville være planetarisk dannelse, der finder sted i akkretionsdisken til materiale omkring protostaren.
Resterende gas og støv i nærheden af vores nye stjerne ville begynde at danne tætte lommer ved den samme mekanisme af
tyngdekraft, der til sidst kan akkrediteres i protoplaneter, der vil bestå af gas eller silikater og metal (eller en kombination af de to). Når det er sagt, er planetdannelse stadig noget et mysterium for os, da der ser ud til at være ting, som vi ikke kan forklare endnu på arbejdet. Men denne model for dannelse af stjernesystem synes at fungere godt.
Stjernens liv er ikke næsten lige så spændende som dets fødsel eller død. Vi vil fortsætte med at spole frem uret og se, at dette stjernesystem udvikler sig. I løbet af nogle få milliarder år er resterne af den mørke tåge sprængt fra hinanden og har også dannet andre stjerner som den, vi var vidne til, og den findes ikke længere. Planeterne, vi så, blev dannet, da protostaren voksede, begynder deres milliardårsdans omkring deres moderstjerne. Måske findes der i en af disse verdener, en verden, der sidder lige i den rigtige afstand væk fra stjernen, flydende vand. Inden i dette vand indeholder de aminosyrer, der er nødvendige for proteiner (alle sammensat af de elementer, der blev tilovers efter tidligere stjernedbrud). Disse proteiner er i stand til at koble sammen for at begynde at danne RNA-kæder, derefter DNA-kæder. Måske på et tidspunkt nogle få milliarder år efter, at stjernen er født, ser vi en rumfarende art lancere sig selv ind i kosmos, eller måske opnår de det aldrig af forskellige grunde og forbliver planetbundet. Naturligvis er dette bare spekulation for vores underholdning. Men nu kommer vi til slutningen af vores rejse, der begyndte for milliarder af år siden. Stjernen begynder at dø.
Hydrogenet i sin kerne smeltes sammen til Helium, der udtømmer brintet over tid; stjernen løber tør for gas. Efter mange år begynder brintfusionsprocessen at stoppe, og stjernen udsætter mindre og mindre energi. Denne mangel på udvendigt pres fra fusionsprocessen forstyrrer det, vi kalder den hydrostatiske ligevægt, og tillader, at tyngdekraften (som altid prøver at knuse stjernen) vinder. Stjernen begynder at krympe hurtigt under sin egen vægt. Men ligesom vi diskuterede tidligere, når trykket stiger, også temperaturen. Hele det helium, der var tilbage
fra milliarder af år med brintfusion begynder nu at varme op i kernen. Helium smelter sammen med en meget varmere temperatur end Hydrogen gør, hvilket betyder, at den Helium-rige kerne er i stand til at blive presset indad af tyngdekraften uden at smelte sammen (endnu). Da fusion ikke forekommer i Helium-kernen, er der kun lidt eller ingen udadrettet kraft (givet ved fusion) til at forhindre kernen i at kollapse. Denne sag bliver meget tættere, som vi nu betegner som degenererede og skubber ud store mængder varme (tyngdekraft bliver termisk energi). Dette får det resterende brint, der er i efterfølgende lag over Helium-kernen, til at smelte sammen, hvilket får stjernen til at ekspandere kraftigt, da denne brint skal ud af kontrol. Dette får stjernen til at "rebound", og den ekspanderer hurtigt; den mere energiske fusion fra hydrogenskaller uden for kernen, hvilket udvider stjernens diameter kraftigt. Vores stjerne er nu en rød kæmpe. Nogle, hvis ikke alle de indre planeter, som vi var vidne til, vil blive forbrændt og slukket af den stjerne, der først gav dem liv. Hvis der tilfældigvis var noget liv på nogen af disse planeter, der ikke lykkedes at forlade deres hjemverden, ville de bestemt blive slettet fra universet, aldrig at være kendt for.
Denne proces med stjernens løbetid på brændstof (først Hydrogen, derefter Helium osv.) Vil fortsætte i et stykke tid. Til sidst vil Helium i kernen nå en bestemt temperatur og begynde at smelte sammen i kulstof, hvilket vil afskrække stjernens sammenbrud (og død). Stjernen, vi i øjeblikket ser live og dør, er en gennemsnitlig stor sekvensstjerne, så dens liv slutter, når den er færdig med at smelte Helium ind i
Kulstof. Hvis stjernen var meget større, ville denne fusionsproces fortsætte, indtil vi nåede Iron. Jern er det element, hvor fusion ikke finder sted spontant, hvilket betyder, at det kræver mere energi for at smelte det, end det afgiver efter fusion. Vores stjerne vil dog aldrig komme til Iron i sin kerne, og dermed er den død, efter at den udtømmer sit Helium-reservoir. Når fusionsprocessen endelig "slukker" (ud af gas), begynder stjernen langsomt at køle ned, og de ydre lag af stjernen ekspanderer og skubbes ud i rummet. Efterfølgende udskydninger af stjernemateriale fortsætter med at skabe det, vi kalder en planetarisk tåge, og alt, hvad der er tilbage af den engang strålende stjerne, vi så foråret ind i eksistensen, er nu bare en kugle med tæt kulstof, som vil fortsætte med at køle ned resten af evigheden, muligvis krystalliserer til diamant.
Døden, vi var vidne til lige nu, er ikke den eneste måde, en stjerne dør på. Hvis en stjerne er tilstrækkelig stor nok, er dens død meget mere voldelig. Stjernen vil bryde ud i den største eksplosion i universet, kaldet en supernova. Afhængig af mange variabler kan resterne af stjernen ende som en neutronstjerne eller endda et sort hul. Men for det meste af det, vi kalder de gennemsnitlige store vigtigste sekvensstjerner, vil døden, som vi var vidne til, være deres skæbne.
Vores rejse slutter med, at vi overvejer, hvad vi har observeret. At se, hvad naturen kan gøre under de rigtige omstændigheder, og se en sky af meget kold gas og støv forvandles til noget, der har potentialet til at trække liv i kosmos. Vores sind vandrer tilbage til den art, der kunne have udviklet sig på en af disse planeter. Du tænker over, hvordan de kan have været igennem faser, der ligner os. Brug af stjernerne muligvis som overnaturlige guddomme, der ledede deres tro i tusinder af år, hvor de erstattede svar for hvor deres uvidenhed hersker. Disse overbevisninger kunne muligvis blive til religioner, idet de stadig griber ind i tanken om særlig udvælgelse og storslået tanke. Ville stjernerne brænde deres ønske om at forstå universet, som stjernerne gjorde for os? Dit sind overvejer så, hvad vores skæbne vil være, hvis vi ikke forsøger at tage det næste skridt ind i universet. Skal vi tillade, at vores arter slettes fra kosmos, når vores stjerne udvides i sin død? Denne rejse, du lige har gjort ind i hjertet af en mørk tåge, eksemplificerer virkelig, hvad det menneskelige sind kan gøre, og viser dig, hvor langt vi er kommet, selvom vi stadig er bundet til vores solsystem. De ting, du har lært, blev fundet af andre som dig, som bare spurgte, hvordan tingene opstår og derefter bringe vores fulde vægt af vores viden om fysik til bare. Forestil dig, hvad vi kan opnå, hvis vi fortsætter denne proces; at være i stand til fuldt ud at nå vores plads blandt stjernerne.
