Det finns något med dem som fascinerar oss alla. Många av mänsklighetens religioner kan knytas till att dyrka dessa himmelljus. För egypterna var solen representativ för Gud Ra, som varje dag övervann natten och förde ljus och värme till länderna. För grekerna var det Apollo som körde sin flammande vagn över himlen och upplyste världen. Till och med i kristendomen kan Jesus sägas vara representativ för solen med tanke på de slående egenskaper som hans berättelse har med antika astrologiska trosuppfattningar och figurer. Faktum är att många av de gamla trosuppfattningarna följer en liknande väg, som alla binder sitt ursprung till det för dyrkan av solen och stjärnorna.
Mänskligheten trivdes av stjärnorna på natthimlen eftersom de kände igen en korrelation i mönstret i vilket vissa stjärnformationer (känd som konstellationer) representerade specifika tider i den årliga cykeln. En av dem innebar att det snart skulle bli varmare, vilket ledde till plantering av mat. De andra konstellationerna förutspådde att a
kallare period, så du kunde börja lagra mat och samla ved. När vi gick framåt i mänsklighetens resa blev stjärnorna sedan ett sätt att navigera. Att segla med stjärnorna var sättet att ta sig runt, och vi är skyldiga vår tidiga utforskning till våra förståelser av konstellationerna. Under många av de tiotusentals år som mänskliga ögon har blickat uppåt mot himlen, var det inte förrän nyligen att vi började förstå vilka stjärnor egentligen var, var de kom ifrån och hur de levde och dog. Detta är vad vi ska diskutera i den här artikeln. Kom med mig när vi vågar djupt in i kosmos och bevittnar fysik som är stor, när jag täcker hur en stjärna är född, lever och så småningom dör.
Vi börjar vår resa med att resa ut i universum på jakt efter något speciellt. Vi letar efter en unik struktur där både rätt omständigheter och ingredienser finns. Vi letar efter det som astronomen kallar en mörk nebulosa. Jag är säker på att du har hört talas om nebulosor tidigare och har utan tvekan sett dem. Många av de fantastiska bilderna som Hubble Space Telescope har fått är av vackra gasmoln, glödande mitt i miljarder stjärnor. Deras färger sträcker sig från djupa röda, till livliga blues, och till och med kusliga gröna. Detta är inte den typ av nebulosor vi söker efter. Nebulosan vi behöver är mörk, ogenomskinlig och väldigt kallt.
Du kanske undrar för dig själv, "Varför letar vi efter något mörkt och kallt när stjärnorna är ljusa och heta?"
Det är verkligen något som verkar förbryllande till en början. Varför måste något vara kallt först innan det kan bli extremt varmt? Först måste vi täcka något elementärt om det vi kallar Interstellar Medium (ISM), eller utrymmet mellan stjärnorna. Utrymmet är inte tomt eftersom namnet antyder. Utrymmet innehåller både gas och damm. Gasen vi huvudsakligen hänvisar till är väte, det mest rikliga elementet i universum. Eftersom universum inte är enhetligt (samma densitet av gas och damm över varje kubikmeter) finns det fickor i rymden som innehåller mer gas och damm än andra. Detta får gravitationen att manipulera dessa fickor att samlas och bilda vad vi ser som nebulosor. Många saker går igenom de olika nebulosorna, men den vi söker, en mörk nebulosa, har mycket speciella egenskaper. Låt oss nu dyka in i en av dessa mörka nebulosa och se vad som händer.
När vi går ner genom de yttre skikten på denna nebulosa, märker vi att temperaturen på gasen och dammet är mycket låg. I vissa nebulosor är temperaturen mycket varm. Ju fler partiklar stöter på varandra, upphetsade av absorptionen och utsläppen av yttre och inre strålning, betyder högre temperaturer. Men i denna Mörka Nebula händer det motsatta. Temperaturen minskar ju längre in i molnet vi får. Anledningen till att dessa mörka nebulosor har specifika egenskaper som fungerar för att skapa en fantastisk stjärna plantskola måste ta itu med de grundläggande egenskaperna hos nebulosan och den regiontyp som molnet finns i, vilket har några svåra begrepp som är förknippade med det som jag inte kommer att illustrera helt. här. De inkluderar regionen där molekylära moln bildas som kallas neutrala vätgasregioner, och egenskaperna hos dessa regioner måste hantera elektronspinnvärden, tillsammans med magnetfältinteraktioner som påverkar nämnda elektroner. Egenskaperna som jag kommer att täcka är det som gör det möjligt för denna speciella nebula att vara mogen för stjärnbildning.
Exklusive den komplexa vetenskapen bakom vad som hjälper till att bilda dessa nebulosor, kan vi börja ta upp den första frågan om varför måste vi bli kallare för att bli varmare. Svaret kommer till tyngdkraften. När partiklar värms upp eller upphetsas rör de sig snabbare. Ett moln med tillräcklig energi kommer att innehålla alltför mycket fart mellan vart och ett av damm- och gaspartiklarna för att alla typer av formationer ska kunna uppstå. Som i, om dammkorn och gasatomer rör sig för snabbt, kommer de helt enkelt att studsa av varandra eller bara skjuta förbi varandra, aldrig uppnå någon typ av bindning. Utan denna interaktion kan du aldrig ha en stjärna. Men om temperaturen är tillräckligt kallt, rör sig gas- och dammpartiklarna så långsamt att deras ömsesidiga tyngdkraft gör det möjligt för dem att börja "fästa" ihop. Det är denna process som gör det möjligt för en protostar att börja bildas.
Generellt vad som tillhandahåller energi för att möjliggöra en snabbare rörelse av partiklarna i dessa molekylära moln är strålning. Naturligtvis finns det strålning som kommer in från alla håll hela tiden. Som vi ser med andra nebulosa glödar de av energi och stjärnor föds inte bland dessa heta gasmoln. De värms upp av yttre strålning från andra stjärnor och från sin egen inre värme. Hur förhindrar denna mörka nebula att extern strålning värmer upp gasen i molnet och får den att röra sig för snabbt för att tyngdkraften ska ta tag? Det är här
de mörka nebulonernas ogenomskinliga natur spelar in. Opacitet är måttet på hur mycket ljus som kan röra sig genom ett objekt. Ju mer material i objektet eller desto tjockare objektet är, desto mindre ljus kan tränga igenom det. Ljus med högre frekvens (Gamma-strålar, röntgenstrålar och UV) och till och med de synliga frekvenserna påverkas mer av tjocka fickor med gas och damm. Endast de lägre frekvenserna av ljus, inklusive infraröda, mikrovågor och radiovågor, har någon framgång med att penetrera gasmoln som dessa, och till och med det är något spridd så att de i allmänhet inte innehåller nästan tillräckligt med energi för att börja störa denna osäkra process med stjärnbildning. Således är de inre delarna av de mörka gasmolnen effektivt "skyddade" från den yttre strålningen som stör andra, mindre ogenomskinliga nebulosor. Ju mindre strålning som gör det till molnet, desto lägre är temperaturen på gasen och dammet. De kallare temperaturerna betyder mindre partikelrörelse i molnet, vilket är nyckeln till vad vi kommer att diskutera nästa.
När vi går ner mot kärnan i detta mörka molekylära moln, märker vi att mindre och mindre synligt ljus gör det för våra ögon, och med speciella filter kan vi se att detta gäller för andra ljusfrekvenser. Som ett resultat är molnens temperatur mycket låg. Det är värt att notera att processen med stjärnbildning tar mycket lång tid, och för att inte låta dig läsa i hundratusentals år, ska vi nu spola framåt. På några tusen år har tyngdkraften dragit in en ganska stor mängd gas och damm från det omgivande molekylära molnet, vilket har fått den att klumpa sig samman. Damm- och gaspartiklar, fortfarande skyddade från utsidan strålning, är fritt att naturligt träffas och "hålla fast" vid dessa låga temperaturer. Så småningom börjar något intressant hända. Den ömsesidiga tyngdkraften hos denna ständigt växande boll av gas och damm börjar med en snöbolleffekt. Ju fler lager gas och damm som koaguleras ihop, desto tätare blir denna protostars inre. Denna täthet ökar gravitationskraften nära protostaren och drar mer material in i den. Med varje dammkorn och väteatom som den ackumuleras ökar trycket inuti denna boll av gas.
Om du kommer ihåg något från någon kemiklass du någonsin har tagit kan du komma ihåg ett mycket speciellt samband mellan tryck och temperatur när du hanterar en gas. PV = nRT, den ideala gaslagen, kommer att tänka på. Exklusive det konstanta skalvärdet 'n' och gasskonstanten R ({8.314 J / mol x K}) och lösning för temperatur (T) får vi T = PV, vilket innebär att temperaturen på ett gasmoln är direkt proportionell att pressa. Om du ökar trycket ökar du temperaturen. Kärnan i denna snart-att-bli stjärna som bor i denna mörka nebulosa blir mycket tät, och trycket skyrocket. Enligt vad vi just beräknade betyder det att temperaturen också ökar.
Vi överväger ännu en gång denna nebulosa för nästa steg. Denna nebula har en stor mängd damm och gas (därmed den är ogenomskinlig), vilket innebär att den har mycket material att mata vår protostar. Den fortsätter att dra in gasen och dammet från omgivningen och börjar värmas upp. Vätpartiklarna i kärnan i detta objekt studsar så snabbt att de släpper energi in i stjärnan. Protostaren börjar bli väldigt het och lyser nu av strålning (vanligtvis Infraröd). Vid denna tidpunkt drar tyngdkraften fortfarande in mer gas och damm som ökar trycket som utövas djupt i denna protostars kärna. Mörknebulens gas fortsätter att kollapsa på sig själv tills något viktigt händer. När det finns lite till ingenting kvar i närheten av stjärnan att falla på ytan, börjar den tappa energi (på grund av att den strålar bort som ljus). När detta händer, minskar den yttre kraften och tyngdkraften börjar kontrahera stjärnan snabbare. Detta ökar kraftigt trycket i kärnan i denna protostar. När trycket växer når temperaturen i kärnan ett värde som är avgörande för den process som vi bevittnar. Protostars kärna har blivit så tät och het att den når ungefär 10 miljoner Kelvin. För att sätta det i perspektiv är denna temperatur ungefär 1700 gånger varmare än ytan på vår sol (cirka 5800K). Varför är 10 miljoner Kelvin så viktiga? Eftersom vid den temperaturen kan den termonukleära fusionen av väte inträffa, och när fusionen börjar, "slår den nyfödda stjärnan på" och brister till liv och skickar ut enorma mängder energi i alla riktningar.
I kärnan är det så varmt att elektronerna som zipar runt vätgas protonkärnor avlägsnas (joniseras), och allt du har är fritt rörliga protoner. Om temperaturen inte är tillräckligt varm kommer dessa gratisflygningsprotoner (som har positiva laddningar) helt enkelt att titta på varandra. Emellertid på 10 miljoner Kelvin rör sig protonerna så snabbt att de kan komma tillräckligt nära för att möjliggöra att den starka kärnkraften ska ta över, och när det går, börjar vätgasprotonerna att smälla in i varandra med tillräckligt med kraft för att smälta samman och skapa Helium atomer och släpper ut massor av energi i form av strålning. Det är en kedjereaktion som kan summeras som 4 protoner ger 1 heliumatom + energi. Denna fusion är det som tänder stjärnan och får den att "brännas". Den energi som frigörs genom denna reaktion går till att hjälpa andra vätgasprotoner att smälta samman och tillhandahåller också energin för att hindra stjärnan från att kollapsa på sig själv. Energin som pumpar ut ur denna stjärna i alla riktningar kommer allt från kärnan, och de efterföljande lagren av denna unga stjärna överför alla den värmen på sitt eget sätt (med strålnings- och konvektionsmetoder beroende på vilken typ av stjärna som har fötts) .
Det vi har bevittnat nu, från början av vår resa när vi dyker ner i den kalla mörka nebulon, är födelsen av en ung, het stjärna. Nebulosan skyddade denna stjärna från felaktig strålning som skulle ha stört denna process, liksom att ge den frigida miljön som behövdes för att tyngdekraften skulle ta tag och utöva sin magi. När vi såg protostarformen kan vi också ha sett något otroligt. Om innehållet i denna nebulosa är rätt, som att ha en hög mängd tungmetaller och silikater (kvar från supernovorna från tidigare, mer massiva stjärnor), vad vi kunde börja se skulle vara planetbildning som äger rum i ackretionsskivan för material runt protostaren.
Återstående gas och damm i närheten av vår nya stjärna skulle börja bilda täta fickor med samma mekanism av
tyngdkraften, så småningom kunna samlas i protoplaneter som kommer att bestå av gas eller silikater och metall (eller en kombination av de två). Med det sagt är planetbildning fortfarande något ett mysterium för oss, eftersom det verkar finnas saker som vi inte kan förklara ännu på jobbet. Men denna modell av bildning av stjärnsystem tycks fungera bra.
Stjärnans liv är inte nästan lika spännande som dess födelse eller död. Vi kommer att fortsätta att spola framåt klockan och titta på att detta stjärnsystem utvecklas. Under några miljarder år har resterna av den mörka nebulåsen blivit sönder isär och har också bildat andra stjärnor som den vi bevittnat, och den finns inte längre. De planeter som vi såg bildas när protostaren växte börjar sin miljardårsdans kring deras moderstjärna. Kanske finns det i en av dessa världar, en värld som ligger precis på rätt avstånd från stjärnan, flytande vatten. Inom detta vatten innehåller de aminosyror som behövs för proteiner (alla sammansatta av de element som återstod av tidigare stellarutbrott). Dessa proteiner kan koppla samman för att börja bilda RNA-kedjor, sedan DNA-kedjor. Kanske vid ett tillfälle några miljarder år efter att stjärnan föddes, ser vi en rymdfarande art lansera sig in i kosmos, eller kanske de aldrig uppnår detta av olika skäl och förblir planetbundna. Naturligtvis är detta bara spekulationer för vår nöjen. Men nu kommer vi till slutet av vår resa som började för miljarder år sedan. Stjärnan börjar dö.
Vätnet i dess kärna smälts in i Helium, vilket tappar vätgas över tid; stjärnan tar slut på bensin. Efter många år börjar vätefusionsprocessen att stoppa och stjärnan släpper ut mindre och mindre energi. Denna brist på utåttryck från fusionsprocessen upprör det vi kallar den hydrostatiska jämvikten och gör att tyngdkraften (som alltid försöker krossa stjärnan) kan vinna. Stjärnan börjar krympa snabbt under sin egen vikt. Men precis som vi diskuterade tidigare, när trycket ökar, så gör temperaturen också. Allt det helium som var kvar
från miljarder år av vätgasfusion börjar nu värmas upp i kärnan. Helium smälter samman vid en mycket varmare temperatur än väte, vilket innebär att den heliumrika kärnan kan pressas inåt av tyngdkraften utan att smälta (ännu). Eftersom fusion inte förekommer i Helium-kärnan finns det liten eller ingen utåtriktad kraft (avges av fusion) för att förhindra att kärnan kollapsar. Denna fråga blir mycket tätare, som vi nu betecknar som degenererade och driver ut enorma mängder värme (gravitationsenergi blir termisk energi). Detta orsakar att det återstående väte som finns i efterföljande lager ovanför Heliumkärnan smälter samman, vilket får stjärnan att expandera kraftigt när detta väteskal bränner ut ur kontroll. Detta gör att stjärnan "återhämtar sig" och den expanderar snabbt; den mer energiska fusionen från väteskalna utanför kärnan och utvidgar stjärnans diameter kraftigt. Vår stjärna är nu en röd jätte. Vissa, om inte alla de inre planeterna som vi bevittnat form kommer att förbrännas och förtäras av stjärnan som först gav dem liv. Om det råkade vara något liv på någon av dessa planeter som inte lyckades lämna sin hemvärld, skulle de säkert raderas från universum, aldrig att bli kända om.
Denna process med stjärnan som tar slut på bränsle (först väte, sedan Helium, etc. ...) kommer att fortsätta ett tag. Så småningom kommer Helium i kärnan att uppnå en viss temperatur och börja smälta in i kol, vilket kommer att skjuta upp stjärnens kollaps (och död). Stjärnan som vi för närvarande tittar live och dör är en medelstor huvudsekvensstjärna, så dess liv slutar när den är klar och smälter Helium in
Kol. Om stjärnan var mycket större skulle denna fusionsprocess fortsätta tills vi nådde Iron. Järn är det element där fusion inte sker spontant, vilket innebär att det kräver mer energi för att smälta det än det avger efter fusion. Men vår stjärna kommer aldrig att komma till Iron i sin kärna, och därmed har den dött efter att den tappar ut sin Helium-behållare. När fusionsprocessen slutligen "stängs av" (ur bensin), börjar stjärnan långsamt svalna och de yttre lagren av stjärnan expanderar och kastas ut i rymden. Efterföljande utkast av stjärnmaterial fortsätter och skapar det vi kallar en planetarisk nebula, och allt som återstår av den en gång lysande stjärnan som vi såg på våren blev nu bara en boll av tätt kol som kommer att fortsätta att svalna resten av evigheten, möjligen kristallisera till diamant.
Döden vi bevittnade just nu är inte det enda sättet en stjärna dör på. Om en stjärna är tillräckligt stor är döden mycket mer våldsam. Stjärnan kommer att bryta ut i den största explosionen i universum, kallad en supernova. Beroende på många variabler kan resterna av stjärnan hamna som en neutronstjärna, eller till och med ett svart hål. Men för det mesta av det vi kallar de medelstora huvudsekvensstjärnorna, kommer döden som vi bevittnat att vara deras öde.
Vår resa slutar med att vi funderar över vad vi har observerat. Att se precis vad naturen kan göra med tanke på de rätta omständigheterna, och se ett moln med mycket kallt gas och damm förvandlas till något som har potential att andas liv i kosmos. Våra sinnen vandrar tillbaka till den art som kunde ha utvecklats på en av dessa planeter. Du tänker på hur de kan ha gått igenom faser som liknar oss. Eventuellt att använda stjärnorna som övernaturliga gudar som styrde deras trosuppfattningar i tusentals år och ersatte svar där deras okunnighet härskade. Dessa övertygelser kan möjligen förvandlas till religioner och fortfarande fånga den uppfattningen om speciellt urval och storartad tanke. Skulle stjärnorna driva sin önskan att förstå universum som stjärnorna gjorde för oss? Ditt sinne funderar då på vad vårt öde blir om vi inte försöker ta nästa steg in i universum. Ska vi låta våra arter raderas från kosmos när vår stjärna expanderar i sin död? Den här resan som du just gjort i hjärtat av en mörk nebulosa exemplifierar verkligen vad det mänskliga sinnet kan göra, och visar dig hur långt vi har kommit trots att vi fortfarande är bundna till vårt solsystem. De saker du har lärt hittades av andra som du helt enkelt frågar hur saker inträffar och sedan försvårar vår kunskap om fysik i full vikt. Föreställ dig vad vi kan åstadkomma om vi fortsätter denna process; att kunna fullständigt uppnå vår plats bland stjärnorna.
