Wie Sterne geboren werden

„Wie werden Sterne geboren und wie sterben sie?
Wissenschaftler wollen diese Geheimnisse erfahren.“

((Motto des 1958 beim Wettbewerb der Deutschen Gesellschaft der Naturforscher und Ärzte vorgestellten und prämierten Werkes.))

Wir haben das Leben eines Sterns von der Zündung von Wasserstoff in seiner Jugend bis zu seinem grauen Alter verfolgt. Aber was geschah noch früher? Woher kommen die Sterne, deren Schicksal wir beobachtet haben? Wie entstehen sie?

Da die Lebensdauer von Sternen begrenzt ist, müssen sie in endlicher Zeit entstehen. Wie könnten wir etwas über diesen Prozess erfahren? Ist es möglich, die Entstehung von Sternen am Himmel zu beobachten? Werden wir Zeuge ihrer Geburt? Hunderte Milliarden Sterne bilden die flache Spirale unserer Galaxie; Gibt es hier Hinweise darauf, wie Sterne entstehen?

Sterne werden heute geboren

Den Schlüssel zur Lösung liefern uns bereits bekannte Fakten. Wir haben gesehen, dass massereiche Sterne mit mehr als zehn Sonnenmassen schnell altern. Sie verschwenden leichtfertig ihren Wasserstoff und verlassen die Hauptreihe. Wenn wir daher einen massereichen Hauptreihenstern beobachten, wissen wir, dass er nicht alt sein kann. Ein solcher Stern zeichnet sich durch große Helligkeit aus: Aufgrund der sehr hohen Oberflächentemperatur leuchtet er blau. Blaue helle Sterne sind also noch jung – ihr Alter überschreitet nicht eine Million Jahre. Das ist natürlich sehr kurz im Vergleich zu den Milliarden Jahren, in denen unsere Sonne scheint. Wer also herausfinden möchte, wo im Universum Sterne entstehen, muss sich an den leuchtend blauen Hauptreihensternen orientieren. Wenn Sie einen Ort finden, an dem sich kürzlich Sterne gebildet haben, kann es vorkommen, dass dort auch heute noch Sterne entstehen.

Am Himmel findet man ganze Ansammlungen leuchtend blauer Sterne. Warum sind sie wunderbar für uns? Es werden Regionen entdeckt, in denen die Dichte junger Sterne hoch ist – sie liegen zwischen alten Sternen, aber dennoch gibt es hier mehr davon als anderswo. Es scheint, dass zwischen den alten Sternen vor nicht allzu langer Zeit neue Sterne entstanden sind, die sich nun langsam mit ihrer Umgebung vermischen. Während die Sterne in Clustern nahe beieinander liegen und sich nicht auseinander bewegen, werden diese jungen Sterne durch die Kraft der gegenseitigen Anziehung „zerstreut“ und „verlieren sich gegenseitig aus den Augen“. Diese sogenannten Sternassoziationen erregten die Aufmerksamkeit des sowjetischen Astronomen V. A. Ambartsumyan. Können sie uns sagen, wie Sterne entstehen? Hier sind dichte Gas- und Staubansammlungen zwischen den Sternen zu sehen. Ein Beispiel ist der Orionnebel (Abb. 12.1). Hier gibt es viele leuchtend blaue Sterne, die weniger als eine Million Jahre alt sind. Im Sternbild Schütze werden junge Sterne von dichten Staubwolken verdeckt. Erst mit Beobachtungen im langwelligen Infrarotbereich konnten Hans Elsösser und seine Kollegen vom Spanisch-Deutschen Observatorium in Calar Alto erstmals Bilder durch Staubwolken machen und aufstrebende Sterne untersuchen.

Reis. 12.1. Leuchtender Orionnebel. In einer Region mit einem Durchmesser von etwa 15 Lichtjahren ist das interstellare Gas stark verdichtet; Ein Kubikzentimeter enthält bis zu 10.000 Wasserstoffatome. Obwohl dies im interstellaren Vergleich eine sehr hohe Dichte ist, ist die Gasverdünnung hier viel höher als in den besten Vakuumanlagen der Erde. Die Gesamtmasse des leuchtenden Gases beträgt etwa 700 Sonnen. Das Leuchten des Gases im Nebel wird durch das Licht leuchtend blauer Sterne angeregt. Der Orionnebel enthält Sterne, die weniger als eine Million Jahre alt sind. Das Vorhandensein von Verdichtungen deutet darauf hin, dass die Sternentstehung hier bis heute andauert. Das Licht des Nebels, das wir heute empfangen, wurde tatsächlich während der Großen Migration vom Nebel ausgestrahlt. (Foto vom US Naval Observatory, Washington.)

Wir wissen bereits, dass der Raum zwischen den Sternen nicht völlig leer ist: Er ist mit Gas und Staub gefüllt. Die Gasdichte beträgt etwa ein Wasserstoffatom pro Kubikzentimeter und die Temperatur entspricht minus 170 Grad Celsius. Interstellarer Staub ist viel kälter (minus 260 Grad Celsius). Aber wo es junge Stars gibt, ist die Situation anders. Dunkle Staubwolken blockieren das Licht der Sterne dahinter. Gaswolken leuchten: Hier beträgt ihre Dichte Zehntausende Atome pro Kubikzentimeter, und die Strahlung naher junger Sterne erhitzt sie auf bis zu 10.000 Grad Celsius. Im Radiobereich kann man die charakteristischen Frequenzen der Strahlung komplexer Moleküle beobachten: Alkohol, Ameisensäure. Die Konzentration interstellarer Materie in diesen Regionen lässt darauf schließen, dass Sterne aus interstellarem Gas entstehen.

Dafür sprechen auch Überlegungen, die erstmals der englische Astrophysiker James Jeans, ein Zeitgenosse Eddingtons, geäußert hatte. Stellen wir uns einen mit interstellarem Gas gefüllten Raum vor. Von der Seite jedes Atoms aus wirkt die Anziehungskraft der Schwerkraft auf die anderen, und das Gas neigt dazu, sich zu komprimieren. Dies wird vor allem durch den Gasdruck verhindert. Das Gleichgewicht ist hier genau wie im Inneren von Sternen, wo die Gravitationskräfte durch den Gasdruck ausgeglichen werden. Nehmen wir eine bestimmte Menge interstellaren Gases und komprimieren es gedanklich. Beim Zusammendrücken rücken die Atome näher zusammen und die Anziehungskraft nimmt zu. Der Gasdruck steigt jedoch schneller an und das komprimierte Gas neigt dazu, in seinen vorherigen Zustand zurückzukehren. Das Gleichgewicht des interstellaren Gases gilt als stabil. Gine zeigte jedoch, dass ein stabiles Gleichgewicht gestört werden kann. Wenn gleichzeitig eine ausreichend große Menge Materie komprimiert wird, können die Gravitationskräfte schneller zunehmen als der Gasdruck und die Wolke beginnt sich von selbst zu komprimieren. Damit dieser Prozess unter dem Einfluss der wolkeneigenen Gravitationskräfte ablaufen kann, ist eine sehr große Menge an Materie erforderlich: Mindestens 10.000 Sonnenmassen interstellarer Materie sind erforderlich, damit Instabilität entsteht. Dies ist wahrscheinlich der Grund, warum junge Sterne immer nur in Gruppen beobachtet werden: Sie werden höchstwahrscheinlich in großen Gruppen geboren. Wenn 10.000 Sonnenmassen interstellaren Gases und Staubs immer schneller zu komprimieren beginnen, scheinen sich einzelne Kondensationen zu bilden, die sich weiter verdichten. Und jede dieser Verdichtungen wird zu einem separaten Stern.

Computermodell der Sterngeburt

Der Prozess der Sternentstehung wurde in seiner Doktorarbeit beschrieben, die der junge kanadische Astrophysiker Richard Larson 1969 am California Institute of Technology verfasste. Seine Dissertation ist zu einem Klassiker der modernen astrophysikalischen Literatur geworden. Larson untersuchte die Entstehung eines einzelnen Sterns aus interstellarer Materie. Die von ihm erhaltenen Lösungen beschreiben detailliert das Schicksal einer einzelnen Gaswolke.

Larson betrachtete eine kugelförmige Wolke mit der Masse einer Sonnenmasse und beobachtete deren weitere Entwicklung mit einem Computer so präzise, ​​wie es nur damals möglich war. Die Wolke, die er aufnahm, war selbst eine Kondensation, ein Fragment eines großen kollabierenden Volumens des interstellaren Mediums. Dementsprechend war seine Dichte höher als die Dichte von interstellarem Gas: Ein Kubikzentimeter enthielt 60.000 Wasserstoffatome. Der Durchmesser der ursprünglichen Larson-Wolke betrug 5 Millionen Sonnenradien. Aus dieser Wolke entstand die Sonne, und dieser Prozess dauert im astrophysikalischen Maßstab sehr kurz: nur 500.000 Jahre.

Das Gas ist zunächst transparent. Jedes Staubteilchen sendet ständig Licht und Wärme aus, und diese Strahlung wird nicht vom umgebenden Gas verzögert, sondern geht ungehindert in den Weltraum. Dies ist das ursprüngliche transparente Modell; Das weitere Schicksal der Gaskugel ist folgendes: Das Gas fällt frei zur Mitte hin; Dementsprechend reichert sich Materie im Zentralbereich an. Eine zunächst homogene Gaskugel bildet im Zentrum einen Kern mit höherer Dichte, die weiter zunimmt (Abb. 12.2). Die Erdbeschleunigung wird in der Nähe des Zentrums größer und die Geschwindigkeit der fallenden Materie nimmt in der Nähe des Zentrums am stärksten zu. Fast der gesamte Wasserstoff liegt in molekularer Form vor: Wasserstoffatome sind paarweise zu starken Molekülen verbunden. Zu diesem Zeitpunkt ist die Gastemperatur niedrig und steigt noch nicht an. Das Gas ist noch so verdünnt, dass die gesamte Strahlung durch das Gas nach außen gelangt und die kollabierende Kugel nicht erhitzt. Erst nach einigen hunderttausend Jahren nimmt die Dichte im Zentrum so stark zu, dass das Gas für die wärmetragende Strahlung undurchlässig wird. Dadurch entsteht im Zentrum unserer großen Gaskugel ein heißer Kern (dessen Radius etwa 1/250 des ursprünglichen Kugelradius beträgt), umgeben von fallender Materie. Mit zunehmender Temperatur steigt auch der Druck und irgendwann hört die Kompression auf. Der Radius der Verdichtungsregion entspricht ungefähr dem Radius der Jupiterbahn; Zu diesem Zeitpunkt sind etwa 0,5 % der Masse aller am Prozess beteiligten Materie im Kern konzentriert. Die Materie fällt weiterhin auf den relativ kleinen Kern. Fallende Materie trägt Energie, die beim Fallen in Strahlung umgewandelt wird. Der Kern zieht sich immer mehr zusammen und erwärmt sich.

Reis. 12.2. Larsons Modell der Entstehung der Sonne. Die interstellare Staubwolke beginnt zu schrumpfen (a). Zunächst ist die Dichte im Inneren überall nahezu gleich. Nach 390.000 Jahren nimmt die Dichte im Zentrum der Wolke um das Hundertfache zu (b). 423.000 Jahre nach Beginn des Prozesses entsteht im Zentrum der Verdichtung ein heißer Kern, der zunächst nicht mehr komprimiert (c). Die Abbildung zeigt es im vergrößerten Maßstab. Seine Dichte ist 10 Millionen Mal höher als seine ursprüngliche Dichte. Der Großteil der Masse fällt jedoch wie zuvor auf die umgebende, sich zusammenziehende Wolke. Nach kurzer Zeit zerfallen die Wasserstoffmoleküle im Kern in Atome, der Kern zieht sich wieder zusammen und es entsteht ein neuer Kern, der die Größe der Sonne hat (in der Abbildung verdoppelt) (d). Obwohl ihre Masse zunächst gering ist, geht schließlich die gesamte Materie der Wolke auf sie über. Der Kern im Zentrum erwärmt sich so stark, dass die thermonukleare Wasserstoffreaktion beginnt und er zu einem Hauptreihenstern mit einer Masse gleich der Sonne wird.

Dies wird so lange fortgesetzt, bis die Temperatur etwa 2000 Grad erreicht. Bei dieser Temperatur beginnen Wasserstoffmoleküle in einzelne Atome zu zerfallen. Dieser Prozess hat wichtige Konsequenzen für den Kern. Der Kern beginnt wieder zu schrumpfen und zieht sich zusammen, bis die freigesetzte Energie alle Wasserstoffmoleküle in einzelne Atome verwandelt. Der neue Kern ist nur geringfügig größer als unsere Sonne. Reste der umgebenden Materie fallen auf diesen Kern und er bildet schließlich einen Stern mit der Masse der Sonne. Von nun an ist nur noch dieser Kern von primärem Interesse.

Da aus diesem Kern schließlich ein Stern wird, wird er Protostern genannt. Seine Strahlung wird von der darauf fallenden Materie absorbiert; Dichte und Temperatur nehmen zu, Atome verlieren ihre Elektronenhüllen – Atome werden ionisiert, wie man sagt. Von außen ist noch nicht viel zu erkennen. Der Protostern ist von einer dichten Hülle aus auf ihn fallenden Gas- und Staubmassen umgeben, die den Austritt sichtbarer Strahlung nicht zulässt; es beleuchtet diese Hülle von innen. Erst wenn der größte Teil der Hüllenmasse auf den Kern fällt, wird die Hülle transparent und wir können das Licht des Sterns sehen. Während die Reste der Hülle auf den Kern fallen, zieht sich dieser zusammen und die Temperatur in seiner Tiefe steigt dadurch an. Wenn die Temperatur im Zentrum 10 Millionen Grad erreicht, beginnt die thermonukleare Verbrennung von Wasserstoff. Eine kollabierende Wolke, deren Masse gleich der Masse der Sonne ist, wird zu einem ganz normalen Hauptreihenstern; das ist sozusagen die Ursonne (die junge Sonne), deren weitere Geschichte im Folgenden beschrieben wird Anfang dieses Buches.

Gegen Ende des Protosternstadiums, noch bevor der Stern die Hauptreihe erreicht, kommt es in seinen Tiefen zu einer konvektiven Energieübertragung in größere Regionen. Es kommt zu einer aktiven Vermischung der Sonnenmaterie. Dies liefert einen Hinweis auf das in Kap. diskutierte solare Lithium-Paradoxon. 5. Atome dieses leicht zerstörbaren Elements werden tiefer in die heiße Zone transportiert, wo sie sich gemäß den angegebenen Reaktionen in Heliumatome verwandeln – dies geschieht, bevor der Stern zu einem Hauptreihenstern wird.

Die Geburt der Sterne in der Natur

Wir lernten Larsons Lösungen kennen, die für ein idealisiertes Problem ermittelt wurden, das am Computer berechnet werden kann. Doch entspricht der beschriebene Prozess der Realität? Ist es tatsächlich in der Natur verwirklicht? Kehren wir zum Himmel zurück, dorthin, wo die Sterne erscheinen – kehren wir zu den leuchtend blauen und damit jungen Sternen zurück! Wir werden nach Spuren der Sternentstehung suchen, nach Objekten, deren Existenz aufgrund von Larsons Lösungen zu erwarten ist.

Hellblaue Sterne sind sehr heiß und erreichen Oberflächentemperaturen von bis zu 35.000 Grad. Dementsprechend ist ihre Strahlung sehr energiereich. Diese Strahlung kann Wasserstoffatomen im interstellaren Gas Elektronen entziehen und positiv geladene Atomkerne zurücklassen. Wasserstoff ist ionisiert – helle, massereiche Sterne ionisieren die umgebenden Gasmassen. In unserer Galaxie zeigen sich diese Regionen durch ihr Leuchten, das entsteht, wenn ionisierte Wasserstoffatome Elektronen zurückgewinnen und Licht aussenden. Auch Wärmestrahlung aus diesen Bereichen kann im Funkbereich erfasst werden.

Der Vorteil von Messungen im Funkbereich besteht darin, dass Funksignale nicht durch die Aufnahme von Staubmassen verfälscht werden. Das beste Beispiel für eine solche Beteiligung am Himmel, wo das Leuchten interstellarer Materie durch helle, massereiche Sterne angeregt wird, ist wiederum der Orionnebel (siehe). Gibt es hier Objekte, die irgendeinen Bezug zu den von Larson berechneten Prozessen haben? Den Löwenanteil seines Lebens verbirgt der Protostern unter einer Staubhülle, die sich langsam darauf ablagert. Staub absorbiert Strahlung aus dem Kern; gleichzeitig erwärmt es sich auf mehrere hundert Grad und strahlt entsprechend dieser Temperatur. Diese Wärmestrahlung sollte im IR-Bereich beobachtet werden.

1967 entdeckten Eric Böcklin und Jerry Neugebauer vom California Institute of Technology in Pasadena im Orionnebel einen Infrarotstern, dessen Leuchtkraft etwa 1000-mal höher war als die Leuchtkraft der Sonne und dessen Strahlungstemperatur 700 Grad betrug. Der Durchmesser des Objekts betrug etwa das 1000-fache des Sonnendurchmessers. Genau so sollte die Gas- und Staubhülle eines Protosterns aussehen. Kürzlich wurde klar, dass es in den Bereichen unserer Milchstraße, in denen die Entstehung neuer Sterne am wahrscheinlichsten ist, kompakte Quellen gibt, die nicht nur im Infrarot-, sondern auch im Radiobereich emittieren. Im Orionnebel entdeckten der Bonner Radioastronom Peter Metzger und seine Kollegen Regionen mit hoher Wasserstoffdichte, von denen besonders starke Radioemissionen ausgehen. In diesen Bereichen ist die Konzentration freier, von Wasserstoffatomen getrennter Elektronen hundertmal höher als im umgebenden Raum. Im Vergleich zum Orionnebel ist die Größe des emittierenden Objekts extrem klein: Es wird auf das 500.000-fache des Durchmessers der Sonne geschätzt, etwa viermal kleiner als der Durchmesser der Wolke, die in Larsons Modell auf den Kern fällt.

Darüber hinaus wurden im Orionnebel kleine Objekte entdeckt, von denen molekulare Strahlung ausgeht, vor allem die Strahlung von Wassermolekülen. Moleküle senden Radiowellen aus, und diese Strahlung kann von Radioteleskopen empfangen werden. Es stellt sich heraus, dass die räumlichen Abmessungen dieser Objekte nur das 1000-fache des Sonnendurchmessers betragen. Erinnern wir uns daran, dass Larsons anfänglicher Wolkendurchmesser mehrere Millionen Sonnenradien betrug! Die molekulare Strahlung dürfte also offenbar aus dem Kern des Protosterns stammen.

Natürlich muss man bei solchen Interpretationen vorsichtig sein. Wir können nur mit Sicherheit sagen, dass es im Orionnebel Objekte gibt, die, ohne sich im sichtbaren Licht zu offenbaren, eine sehr erhebliche Konzentration an Gas und Staub aufweisen, was genau den Wolken in Larsons Modell entspricht.

Es gibt jedoch weitere Hinweise darauf, dass es sich bei den beobachteten Infrarot- und Radioemissionsquellen tatsächlich um Protosterne handelt. Kürzlich wiederholte an unserem Institut eine Gruppe des österreichischen Astronomen Werner Charnuter die Berechnungen des Larson-Modells mit verbesserten Methoden. Insbesondere wurden die mit dem Auftreten von IR-Strahlung verbundenen Prozesse berechnet. Auffallend war die Übereinstimmung mit den Beobachtungen: Alles deutet darauf hin, dass es sich tatsächlich um am Computer simulierte Protosterne handelt.

Da wir dem Verständnis der Entstehung von Sternen so nahe gekommen sind, können wir uns fragen, ob dieses Modell in der Lage sein wird, die Entstehung aller 100 Milliarden Sterne in unserer Galaxie zu erklären. In Abb. Abbildung 12.3 zeigt schematisch den Aufbau unseres Sternensystems. Nicht alle Sterne liegen in derselben Ebene: Die ältesten Sterne sind in einem nahezu kugelförmigen Bereich des Weltraums verteilt, der Halo genannt wird. Die Halosterne sind sehr alt, wie aus dem G-P-Diagramm für die hier vorhandenen Kugelsternhaufen hervorgeht. Im Vergleich zu unserer Sonne sind sie chemisch ärmer an Elementen, die schwerer als Helium sind, oft um mehr als das Zehnfache. Alle jungen Sterne liegen in der galaktischen Ebene und enthalten schwerere Elemente. Obwohl Elemente, die schwerer als Helium sind, nur einen kleinen Prozentsatz ihrer Masse ausmachen, geben sie uns den Schlüssel zum Geheimnis des Ursprungs unserer Galaxie. Wasserstoff und Helium gibt es schon seit Anbeginn der Welt – das sind sozusagen gottgegebene Elemente. Schwerere Elemente sollen später im Inneren von Sternen und bei Supernova-Explosionen entstanden sein. Daher hängen die chemischen Unterschiede zwischen galaktischen Halo-Sternen und Sternen der galaktischen Ebene mit Kernreaktionen zusammen, die innerhalb der Sterne stattfinden.

Reis. 12.3. Diagramm der Struktur der Milchstraße. Die meisten Sterne befinden sich in einer flachen Scheibe (in der Abbildung betrachten wir sie von der Seite). Der Pfeil zeigt den Sonnenstand an, der helle Streifen in der Mitte zeigt absorbierende Staubmassen. Kugelsternhaufen (fette Punkte) und sehr alte Sterne (kleine Punkte) bilden den Halo der Milchstraße. Diese Stars gibt es schon sehr lange. Heutzutage entstehende Sterne kommen nur in unmittelbarer Nähe von Staubmassen in der Zentralebene der Galaxie vor.

Schwung und zusammenbrechende Wolken

Die Beschreibung der physischen Welt wird durch die Einführung einer Reihe von „Erhaltungsgesetzen“ erheblich vereinfacht. Im Alltag nutzen wir sie hin und wieder, manchmal ohne es zu merken. Aus der Schule erinnern wir uns an die Gesetze zur Erhaltung von Masse und Energie; Wir begegnen diesen Gesetzen jeden Tag. Weniger offensichtlich ist vielleicht die Tatsache, dass der Drehimpuls (Drehimpuls, Drehimpuls) eines rotierenden Körpers, wenn man ihn sich selbst überlässt, nicht einfach verschwinden kann. Ein klares Beispiel für die Wirkungsweise dieses Naturschutzgesetzes ist jedoch jedem bekannt. Wenn eine Eiskunstläuferin auf dem Eis Pirouetten dreht, dreht sie sich zunächst langsam mit seitlich ausgestreckten Armen. Wenn sie ihre Arme beugt, beschleunigt sich die Rotation ohne äußere Anstrengung. Dies geschieht aufgrund des Drehimpulserhaltungssatzes. Das Gleiche, wenn auch nicht so aufregend, wird beobachtet, wenn eine Wolke aus interstellarem Gas rotiert. Lassen Sie die Wolke erst in 10 Millionen Jahren eine vollständige Umdrehung machen. Wenn es auf ein Zehntel seines ursprünglichen Durchmessers schrumpft, dreht es sich hundertmal schneller und vollendet in hunderttausend Jahren eine volle Umdrehung. Je weiter die Wolke kleiner wird, desto schneller dreht sie sich. Grob gesagt bleibt das Produkt aus der Anzahl der Umdrehungen einer Wolke pro Zeiteinheit und ihrer Oberfläche (die annähernd als kugelförmig angesehen werden kann) während des Kollaps konstant. Je kleiner also die Wolke ist, desto schneller rotiert sie.

Gleichzeitig gewinnt die entlang der Äquatorialebene entgegen der Schwerkraft wirkende Zentrifugalkraft zunehmend an Bedeutung. Die kollabierende Wolke wird abgeflacht. Dies wirkt sich auf die Entstehung einzelner Sterne aus; Dies gilt auch für die Entstehung unserer Milchstraße.

Die Geschichte der Milchstraße, rekonstruiert aus ihren Spuren

Wir wissen nicht, woher es kam. Es war einmal, als Materie, die am Anfang der Welt entstand und durch den Weltraum raste, eine Wolke von mehreren Milliarden Sonnenmassen bildete und begann, dichter zu werden. Wie jede Substanz erlangte dieses aus der turbulenten Masse freigesetzte Gas eine Rotationsbewegung. Allmählich zog sich die Wolke zusammen und wurde dichter; Darin entstanden einzelne Bereiche, die sich in kleine, unabhängig voneinander kondensierende Gaswolken verwandelten. Die ersten Sterne erschienen. Sie bestanden nur aus Wasserstoff und Helium, und in ihnen fand eine thermonukleare Verbrennung von Wasserstoff statt (die Reaktion der Verbindung zweier Protonen). Schon bald verbrauchten die massereichsten Sterne ihren Wasserstoffvorrat, explodierten und wurden zu Supernovae. Dadurch wurde das interstellare Gas mit Elementen angereichert, die schwerer als Helium waren. Dies geschah überall, da die gesamte galaktische Wolke noch eine Kugelform hatte (Abb. 12.4, a). Daher befinden sich die ältesten Sterne und sehr alten Kugelsternhaufen im galaktischen Halo. Die Sterne des galaktischen Halos erschienen zuerst, lange bevor die Milchstraße die Form einer Scheibe annahm, lange bevor unsere Sonne erschien. Sie enthalten schwere Elemente in sehr geringen Mengen: Diese Sterne entstanden aus Materie, die noch wenig an Atomen angereichert war, die durch Kernreaktionen in anderen Sternen entstanden waren.

Reis. 12.4. Diagramm der Entstehung der Milchstraße. Vor etwa 10 Milliarden Jahren bildete sich aus Urmaterie eine Wolke, die aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft immer dichter zu werden begann. Mit zunehmender Dichte bildeten sich die ersten Sterne (Punkte) und Kugelsternhaufen (dicke Punkte) (a). Noch heute füllen sie den kugelförmigen Bereich, in dem sie entstanden sind, und bewegen sich relativ zum Zentrum entlang der durch rote Pfeile (b) dargestellten Flugbahnen. Massive Sterne durchliefen schnell ihren gesamten Entwicklungsweg und gaben mit schweren Elementen angereicherte Materie zurück in das interstellare Gas. Es begannen sich Sterne zu bilden, die bereits reich an schweren Elementen waren. Durch die Rotation bildete das verdichtete Gas eine Scheibe. Hier erscheinen bis heute Sterne (c). Dieses Diagramm erklärt die räumliche Struktur unserer Galaxie und die chemischen Unterschiede zwischen den peripheren Sternen und den Sternen im Zentrum.

Aber die Evolution ging noch weiter. Interstellares Gas wurde ständig mit schweren Elementen angereichert. Darin entstanden Staubkörner durch Kollisionen von Gasteilchen mit Kondensationskernen, die von sich entwickelnden Sternen ausgestoßen wurden. Bald nahm die Rotation eine spürbare Geschwindigkeit an. Alle kondensierenden Gas- und Staubmassen nahmen die Form einer flachen Scheibe an und hinterließen einen kugelförmigen Halo aus alten Sternen und Kugelsternhaufen (). Neue Sterne entstanden nur noch in einer zunehmend abgeflachten, linsenförmigen Region aus Materie, die immer mehr schwere Elemente enthielt. Der größte Teil des Gases war bereits verbraucht und die letzten Sterne bildeten sich auf der galaktischen Ebene. Die erste Phase der Sternentstehung ist beendet.

Dieses Bild erklärt die grundlegenden Eigenschaften unserer Galaxie: Die ältesten Sterne gehören zu einem kugelförmigen Halo und sind arm an schweren Elementen. Die jüngsten Sterne entstehen heute nur noch in der dünnen Scheibe, da nur hier noch ausreichend Gas vorhanden ist.

Der von der Wolke, aus der unsere Galaxie entstand, geerbte Drehimpuls ist dafür verantwortlich, dass unser Sternensystem die Form einer flachen Scheibe hat. Deshalb sehen wir unsere Milchstraße am Himmel als schmalen Streifen.

Wer befiehlt die Entstehung von Sternen?

Was führt heute dazu, dass sich interstellare Materie an bestimmten Stellen in der Ebene unserer Milchstraße verdichtet und Sterne entstehen? Warum entstehen an anderen Orten unserer Galaxie keine Sterne? Aus dem Weltraum betrachtet würde die Milchstraße dem Andromedanebel ähneln: eine flache Scheibe mit einer ausgeprägten Spiralstruktur (siehe). In anderen Sternensystemen tritt die Spiralstruktur noch deutlicher hervor (siehe). Auf Fotos entfernter Galaxien fallen Spiralarme auf, weil sie aus ionisiertem Wasserstoff leuchten. Wie wir bereits am Beispiel des Orionnebels wissen, sind helle, massereiche Hauptreihensterne für die Ionisierung von Wasserstoff verantwortlich. Spiralarme sind also Regionen, in denen es junge Sterne gibt, also Regionen, in denen Sterne gerade erst entstanden sind. Und in unserer Galaxie reihen sich junge Sterne entlang der Spiralarme auf.

Mit Hilfe der Radioastronomie ist es möglich, die Verteilung des interstellaren Gases in unserer Milchstraße sehr detailliert zu untersuchen; Es wurde festgestellt, dass in den Spiralarmen die Gasdichte höher ist als im Allgemeinen in der Ebene der Galaxie. Es ist also gegeben: Einerseits sind Spiralarme Gebiete mit erhöhter Gasdichte, andererseits befinden sich hier junge Sterne. Es stellt sich die Frage: Was ist für die Spiralstruktur verantwortlich, die Galaxien wie feurige Feuerwerksräder aussehen lässt?

Versuche, Spiralstrukturen zu erklären, stießen lange Zeit auf große Schwierigkeiten, und auch heute noch kann ihr Vorkommen nicht als völlig klar angesehen werden. Das Sternensystem dreht sich. Die Geschwindigkeit seiner Rotation kann gemessen werden (siehe); Es stellt sich heraus, dass das System nicht wie ein starrer Körper rotiert. Die Rotationsgeschwindigkeit nimmt zur Peripherie hin ab, sodass sich der zentrale Teil der Galaxie schneller dreht.

Auf den ersten Blick überrascht es nicht, dass Galaxien eine Spiralstruktur aufweisen. Auch beim Rühren von Kaffee und Milch in einer Tasse entstehen spiralförmige Strukturen, da sich die Flüssigkeit in unterschiedlichem Abstand vom Mittelpunkt unterschiedlich schnell dreht. Man würde erwarten, dass jede anfängliche Struktur der Galaxie nach einiger Zeit aufgrund der unterschiedlichen Rotationsgeschwindigkeit in verschiedenen Entfernungen vom Zentrum zu einer Spirale wird.

Carl Friedrich von Weizsäcker sagte einmal, dass die heutige Milchstraße eine spiralförmige Struktur haben müsste, auch wenn sie einst wie eine Kuh aussah. Vor vielen Jahren haben wir in Göttingen Weizsäckers galaktische Kuh aufgegriffen; Alfred Baer, ​​der bis vor Kurzem in Hamburg lehrte, hat uns dabei geholfen. Das Ergebnis ist in Abb. dargestellt. 12.5. Noch bevor die Masse der Sterne ihre erste Umdrehung um das Zentrum vollendet hat, wird sich die Kuhgalaxie in eine wunderschöne Spirale verwandeln. Leider gibt es hier ein Problem.

Reis. 12.5. Die Milchstraße rotiert nicht wie ein starrer Körper. Daher entsteht aus einer willkürlichen Ausgangsstruktur nach 100 Millionen Jahren ein spiralförmiges Objekt. Leider entziehen sich die Spiralarme unserer Galaxie einer solchen Erklärung.

Es dauert weniger als hundert Millionen Jahre, bis unsere willkürliche Ausgangsstruktur eine Spirale bildet. Unsere Milchstraße ist hundertmal älter. In dieser Zeit müsste sich die Spirale deutlich stärker dehnen: Wie die Rillen einer Langspielplatte müssten sich die Fäden der Spirale hundertmal oder öfter um die Mitte winden. Aber das sehen wir nicht. Die Spiralarme der Galaxie, wie sie in der Abbildung zu sehen sind, erstreckten sich nicht zu Fäden und können daher nicht die Überreste einer ursprünglichen Struktur sein. Da keine der beobachteten Spiralgalaxien eine filamentartige Spiralstruktur aufweist, müssen wir davon ausgehen, dass die Spirale nicht verlängert ist. Gleichzeitig bestehen Spiralarme aus Sternen und Gas, die an Rotationsbewegungen teilnehmen. Wie lässt sich dieser Widerspruch auflösen?

Es gibt nur einen Ausweg. Wir sollten die Annahme aufgeben, dass Materie immer zu denselben Armen der Spirale gehört, und annehmen, dass durch die Arme der Spiralstruktur Sterne und Gas strömen. Obwohl Sterne und Gas an der Rotationsbewegung beteiligt sind, repräsentieren die Arme der Spirale selbst nur bestimmte Zustände, die den Fluss von Sternen und Gas akzeptieren.

Lassen Sie uns dies anhand eines Beispiels aus der Alltagserfahrung verdeutlichen. Die Flamme eines Gasbrenners besteht nicht aus derselben Substanz. Es stellt nur einen bestimmten Zustand der Gasströmung dar: Hier gehen Gasmoleküle bestimmte chemische Reaktionen ein. Ebenso sind Spiralarme Bereiche der galaktischen Scheibe, in denen die Strömung von Sternen und Gas einen bestimmten Zustand hat. Dieser Zustand wird durch die Besonderheiten der Gravitationskräfte der Materie der gesamten Galaxie bestimmt. Lassen Sie uns dies genauer erklären.

Spiralarme: Was sind sie?

In der Natur entstehen durch Jetstreams häufig regelmäßige Formationen. Durch das Zusammenspiel von Wasser und Wind entstehen Brandungswellen, die rhythmisch ans Ufer rollen. Sandige Meeresufer verlaufen in wellenförmigen Falten. Beim sorgfältigen Mischen von Flüssigkeiten unterschiedlicher Temperatur und Dichte können auch regelmäßige Strukturen entstehen. Auf der Oberfläche des abgekühlten Kakaos in der Tasse ist ein regelmäßiges Muster zu erkennen.

Auch Sterne, die in der Ebene der Galaxie um ein gemeinsames Zentrum kreisen und der Anziehungskraft und Zentrifugalkraft ausgeliefert sind, neigen dazu, Strukturen zu bilden.

Stellen wir uns vor, dass eine große Anzahl von Sternen eine rotierende Scheibe bildet. An jedem Punkt der Scheibe gleichen sich Zentrifugalkraft und Schwerkraft gegenseitig aus. Dieses Gleichgewicht ist im Allgemeinen instabil. Wenn irgendwo die Dichte der Sterne höher ist, neigen sie dazu, näher zusammenzurücken, wie Teilchen interstellaren Gases, das bei der Sternentstehung instabil geworden ist. Allerdings spielt auch die Zentrifugalkraft eine wichtige Rolle, was den Prozess erschwert. Die betrachtete Situation kann am Computer simuliert werden. In Abb. Abbildung 12.6 zeigt die Lösung, die für eine rotierende Scheibe bestehend aus 200.000 Sternen erhalten wurde. Lange Spiralregionen mit erhöhter Sterndichte bilden sich völlig unabhängig voneinander: Sterne bilden Spiralarme! Die Ärmel dehnen sich jedoch nicht in Fäden aus, da sie nicht aus denselben Sternen bestehen. Durch die Ärmel fließt ein Strom aus Sternen. Wenn sich die Sterne auf ihren Kreisbahnen bewegen, wenn sie in die Arme fallen, kommen sie einander näher. Wenn Sterne aus den Armen hervortreten, vergrößert sich der Abstand zwischen ihnen. So sind Spiralarme Bereiche, in denen Sterne näher zusammenrücken, genauso wie eine Brennerflamme ein Bereich ist, in dem Gasmoleküle chemische Reaktionen eingehen.

Reis. 12.6. Ein vereinfachtes Computermodell der Bewegung der Sterne in unserer Galaxie. 200.000 Sterne bewegen sich relativ zum Zentrum einer flachen Scheibe, wir betrachten sie von oben. Die Zahlen unter den Bildern geben die Anzahl der Umdrehungen an, die das System gemacht hat. Es ist zu erkennen, dass die Spiralstruktur sehr schnell entsteht. Die Durchdringung der Spiralen, also die Tatsache, dass sie zu jedem Zeitpunkt aus unterschiedlichen Sternen bestehen, lässt sich am Beispiel des Oberarms in den Bildern 4.5 und 5.5 erkennen. Der Arm bewegte sich leicht, aber während dieser Zeit drehten sich die Sterne vollständig um das Zentrum. Die hier angegebene Lösung wurde vom amerikanischen Astronomen Frank Hall am Langley Center der NASA (Hampton, Virginia, USA) ermittelt.

Spiralarme sind Regionen, in denen die Sternendichte höher ist als anderswo in der galaktischen Scheibe. Dies ist deutlich sichtbar, aber in einer normalen Galaxie sind die Dichteänderungen so gering, dass sie nicht direkt beobachtet werden können. Mit der Dichte der Sterne ändert sich jedoch auch die Dichte des interstellaren Gases, das zusammen mit den Sternen an der Rotationsbewegung teilnimmt: Durch die Spiralarme wird das Gas dichter. Durch diese Verdichtung entstehen die Voraussetzungen für die Entstehung von Sternen. Deshalb entstehen Sterne in Spiralarmen. Unter ihnen gibt es auch massereiche Sterne. Diese leuchtend blauen Sterne regen das Leuchten des umgebenden Gases an. Es sind die leuchtenden Wolken aus ionisiertem Wasserstoff, die das bemerkenswerte Schauspiel der Spiralarme erzeugen, nicht die dichter gepackten Sterne.

Wir haben die Galaxie bereits im Sternbild Canes Venatici kennengelernt (siehe). Hier erfahren wir noch mehr über die Sternentstehung in Spiralarmen. Wir betrachten dieses System aus der Ferne: Es scheint durch die nahen Sterne unserer eigenen Galaxie. Das Licht von ihm wandert zwölf Millionen Jahre, bevor es unsere Teleskope erreicht. Da wir diese Galaxie sozusagen von oben senkrecht zu ihrer Ebene sehen, lassen sich ihre Spiralarme besonders gut erkennen.

Sternentstehung in der Galaxie im Sternbild Canes Venatici

Die Radioemission kommt von dieser Galaxie zu uns. Schnelle Elektronen, die offenbar durch Supernova-Explosionen enorm an Geschwindigkeit gewonnen haben, fliegen durch das Sternensystem und senden dabei Radiowellen aus. Diese Radiowellen werden von empfindlichen Radioteleskopen empfangen. Es lässt sich sogar bestimmen, aus welchen Bereichen der Galaxie die Strahlung stärker und aus welchen schwächer ist. 1971 machten die Radioastronomen Donald Mathewson, Piet van der Kruyt und Wim Brouw in Holland ein Radiobild dieser Galaxie (Abb. 12.7). In diesem Bild wird die Intensität der Funkemission durch Bereiche unterschiedlicher Dichte übertragen: Je stärker die Funkemission, desto heller der Bildbereich. Obwohl das Radioteleskop kein so scharfes Bild liefert wie ein optisches Teleskop, ist die Spiralstruktur im Bild deutlich zu erkennen. Somit senden die Spiralarme nicht nur sichtbares Licht, sondern auch Radiowellen aus.

Reis. 12.7. Ein Radiobild der in gezeigten Galaxie. Auf diesem Computerbild sieht die Galaxie so aus, wie wir sie sehen würden, wenn unsere Augen für Radioemissionen bei einer Wellenlänge von 21 cm empfindlich wären und darüber hinaus so gut „sehen“ könnten wie das große Radioteleskop in Westerbork (Holland). Die Radioemission kommt hauptsächlich aus den Regionen, in denen die Dichte des interstellaren Gases erhöht ist. Es ist auch klar, dass die Gaswolken in dieser Galaxie fast die gleiche Spiralstruktur haben wie die Verteilung junger Sterne. (Foto des Observatoriums Leiden.)

Warum ist die von Elektronen erzeugte Radioemission an manchen Orten in der Galaxie stärker und an anderen schwächer? Dies ist auf den Entstehungsmechanismus dieser Strahlung zurückzuführen, auf dessen Einzelheiten wir hier nicht näher eingehen. Es genügt der Hinweis, dass dort, wo die Dichte des interstellaren Gases höher ist, eine stärkere Radioemission auftritt. So beweist das Radiobild der Galaxie im Sternbild Canes Venatici, dass in den Spiralarmen nicht nur die Sterne näher beieinander liegen, sondern auch das interstellare Gas eine höhere Dichte aufweist.

Der Canes-Venatici-Nebel zeigt uns noch etwas anderes. Es ist zu beachten, dass die Bereiche maximaler Intensität der Radioemission nicht genau mit den sichtbaren Armen der Spirale übereinstimmen (Abb. 12.8). Der Bereich der größten interstellaren Gasdichte ist im Vergleich zum sichtbaren Arm leicht nach innen verschoben. Was würde das bedeuten? Durch die Spiralarme strömt ein Strom aus Sternen und interstellarem Gas, und dieser Strom kreuzt den Arm, so dass er von der „inneren“ (der Mitte zugewandten) Seite in ihn eintritt und von außen wieder austritt. Ein Vergleich des sichtbaren Arms, der von neugeborenen Sternen beleuchtet wird, und des Radioarms, der dem Bereich maximaler Kompression des interstellaren Gases entspricht, ermöglicht es uns, das folgende Bild zu zeichnen.

Reis. 12.8. Bereiche maximaler Radioemission (schematisch mit weißen Linien gezeichnet), überlagert mit einem optischen Bild der Galaxie im Sternbild Canes Venatici. Es ist zu erkennen, dass die Spiralarme maximaler Gasdichte und die von jungen Sternen gebildeten Spiralstrukturen nicht vollständig übereinstimmen. Daher sollte man zwischen Dichtearmen (Radioarmen) und sichtbaren Armen der Galaxie unterscheiden.

Sterne und interstellare Materie kreisen um das Zentrum der Galaxie (Abb. 12.9). Bei der Annäherung an den Spiralarm kommen die Sterne einander näher, das Gas wird dichter und so werden die Voraussetzungen für die Entstehung neuer Sterne geschaffen. Es erscheinen Wolken aus interstellarem Gas; sie kollabieren und die ersten Protosterne erscheinen. Nach einiger Zeit verlassen die Sterne und das interstellare Gas den Bereich maximaler Dichte (der dem Arm im Radiobild der Galaxie entspricht). Doch der dort begonnene Prozess der Sternentstehung geht weiter und nach einiger Zeit entstehen aus Protosternen die ersten massereichen Sterne. Diese leuchtend blauen Sterne regen das Leuchten des umgebenden Gases an, und wir sehen dies als sichtbaren Spiralarm.

Reis. 12.9. Sternentstehung in der Galaxie im Sternbild Canes Venatici. Oben rechts ist schematisch der Aufbau der Galaxie dargestellt (vgl.). Der mit einem gestrichelten Quadrat markierte Bereich ist unten in der Abbildung vergrößert dargestellt. Die Materie einer gegen den Uhrzeigersinn rotierenden Galaxie durchläuft zunächst Dichtearme (Radioarme). In diesem Fall wird das interstellare Gas komprimiert. Die Sternentstehung beginnt. Nach einiger Zeit erscheinen die ersten jungen Sterne, sie beleuchten die angrenzenden Gasmassen, die sichtbare Strahlung erzeugen (sichtbare Arme der Galaxie). Da das Gas Zeit hat, sich vom Moment der Verdichtung bis zum Moment der Sternentstehung zu bewegen, fallen die Radioarme und die sichtbaren Arme nicht zusammen. Dies erklärt die in dargestellte Situation. Die Bewegungsrichtung der Substanz wird durch rote Pfeile angezeigt.

Die Substanz durchläuft also zunächst einen Bereich erhöhter Dichte. Hier beginnt der Prozess der Sternentstehung. Nach einiger Zeit leuchten die ersten Sterne auf und wir beobachten einen sichtbaren Spiralarm. Da wir wissen, wie schnell sich die Sterne und das Gas in der Galaxie in Canes Venatici bewegen, und wir den Abstand zwischen dem Radioarm und dem sichtbaren Arm der Galaxie messen können, können wir die Zeit berechnen, die von der Konsolidierung des interstellaren Gases bis zur Galaxie vergeht das Erscheinen der ersten Sterne: Es ist etwa sechs Millionen Jahre her. In den letzten 500.000 dieser sechs Millionen Jahre hat ein Prozess der Art stattgefunden, wie er in Larsons Lösungen beschrieben wird. Es dauert fünfeinhalb Millionen Jahre, bis die interstellare Materie die Wolke bildet, auf der Larson sein Modell basierte.

Bevor galaktische Materie eine vollständige Revolution um das galaktische Zentrum machen kann, läuft die Lebensdauer massereicher Sterne ab. Sie geben einen erheblichen Teil ihrer Materie an das interstellare Gas zurück und werden selbst zu Weißen Zwergen oder explodieren und bilden Supernovae. Die von ihnen in das interstellare Gas gelangende Materie wird mit Atomen schwerer Elemente angereichert, die im Inneren der Sterne entstanden sind, und ist beim nächsten Durchgang durch den Spiralarm an der Entstehung neuer Sterne beteiligt. Nur die Materie, die in kompakten Objekten enthalten ist – Weißen Zwergen oder Neutronensternen –, die nach dem Tod der Sterne übrig bleibt, ist von diesem Materiekreislauf ausgeschlossen.

Es war einmal, lange nach der Entstehung der Sterne im galaktischen Halo, passierte die Materie unserer Sonne in Form von interstellarem Gas den Spiralarm, und dann entstanden viele Sterne. Die massereicheren Brüder unserer Sonne haben ihr Leben längst beendet, während die weniger massereichen wie unsere Sonne in dieser Zeit aufgrund der ungleichmäßigen Rotation unserer Galaxie über die gesamte Galaxie verstreut waren und aus dem Blickfeld verschwanden.

Anmerkungen:

Hier und im gesamten Buch verwenden wir, sofern nicht anders angegeben, die absolute Temperaturskala, deren Nullpunkt -273° Celsius entspricht. Um von der absoluten Temperatur zur Temperatur auf der Celsius-Skala zu gelangen, müssen Sie 273 Grad abziehen. Die Oberflächentemperatur der Sonne in Celsius beträgt demnach 5530°

Diese Ideen gehören Isaac Newton! Und Gine zitiert ihn in seinem Buch. - Ca. Ed.

Osmose wird oft als luftloser Raum bezeichnet, was darauf hindeutet, dass er leer ist. Dies ist jedoch nicht der Fall. Im interstellaren Raum gibt es Staub und Gas (hauptsächlich Helium und Wasserstoff, mit viel mehr letzterem). Im Universum gibt es ganze Wolken aus Staub und Gas. Dank dieser Wolken können wir das Zentrum unserer Galaxie nicht sehen. Diese Wolken können Hunderte von Lichtjahren groß sein und Teile davon können unter dem Einfluss der Schwerkraft komprimiert werden.

Während des Kompressionsprozesses wird ein Teil der Wolke dichter, nimmt an Größe ab und erwärmt sich gleichzeitig. Wenn die Masse einer komprimierten Substanz ausreicht, damit während des Kompressionsprozesses in ihr Kernreaktionen beginnen, entsteht eine solche Wolke Stern.

Es ist darauf hinzuweisen, dass Normalerweise entsteht eine ganze Gruppe aus einer Wolke Sterne , was normalerweise aufgerufen wird herausragend Cluster. In dieser Wolke bilden sich separate Verdichtungen (wir werden sie in Zukunft auch Wolken nennen), die jeweils erzeugen können Stern. Wie gesagt, am einfachsten Sterne haben eine zwölfmal geringere Masse als die Sonne. Wenn die kollabierende Wolke weniger massereich ist, aber nicht mehr als hundertmal weniger massereich als die Sonne ist, bilden solche Wolken sogenannte Braune Zwerge. Braune Zwerge sind noch kühler als Rote Zwerge Sterne. Diese Objekte werden durch die Kräfte der Gravitationskompression recht stark erhitzt und geben viel Wärme (Infrarotstrahlung) ab, leuchten aber kaum. Aber Kernreaktionen beginnen nicht in Braunen Zwergen. Am Ende wird die Gravitationskompression durch den Gasdruck von innen gestoppt, es werden keine neuen Energieportionen mehr freigesetzt und Braune Zwerge kühlen in relativ kurzer Zeit ab. Einer der neuesten Braunen Zwerge, die entdeckt wurden, ist ein Zwerg im Sternbild Hydra. Seine Helligkeit beträgt nur 22,3, obwohl er nur 33 Lichtjahre von der Sonne entfernt ist. Die Einzigartigkeit dieses nahe gelegenen Braunen Zwergs liegt in der Tatsache, dass alle zuvor entdeckten ähnlichen Objekte Teil binärer Systeme waren, und dieses hier ist ein einziges. Es fällt nur aufgrund seiner Nähe zur Erde auf. Der Planet Jupiter, der größte im Sonnensystem, ist 80-mal leichter als der Planet mit der geringsten Masse Sterne und nur 8-10 mal leichter als Braune Zwerge. Erneut beachten wir die Rolle der Masse eines Objekts für sein eigenes Schicksal.

Wenn es massiv genug ist, um sich zu bilden Sterne Die Wolke erwärmt sich so stark, dass sie aktiv Wärme abgibt und möglicherweise schwach dunkelrot leuchtet (noch bevor die Kernfusion beginnt). Eine solche Wolke wird üblicherweise Protostern genannt(Vor- Stern). Sobald die Temperatur im Zentrum des Protosterns 10.000.000 K erreicht, beginnt die Kernfusion. Durch leichten Druck wird die Kompression des Protosterns gestoppt Stern. Auch hier bestimmt die Masse, wie schnell sich der Protostern verwandelt Stern. Sterne Art der Sonne verbringen diese Phase ihrer Geburt 30.000.000 Jahre, Sterne dreimal massiver - 100.000 Jahre und zehnmal weniger massiv - 100.000.000 Jahre. Also nicht massiv Sterne Sie machen alles langsamer, werden geboren und leben. Wie wir uns erinnern, ist es so einfach zu den Sternen Rot einschließen Sterne, die klein sind und Rote Zwerge genannt werden. Rote Zwerge sind zehnmal kleiner als die Sonne. Stern Art der Sonne wird als Gelber Zwerg bezeichnet, z Sterne sind auch relativ klein. Das schwerste und größte Normal Sterne werden blaue Riesen genannt.

Im jungen Alter Stern ist immer noch von seiner Mutterwolke umgeben, die in Form einer Gas- oder Gas-Staub-Scheibe um ihn rotiert. Dabei Stern Wind – ein Strom aller Arten von Partikeln, der von der Oberfläche entweicht Sterneübt bei hohen Geschwindigkeiten Druck auf die Wolkensubstanz aus und versucht, sie wegzudrücken. Da die Wolke eine flache Scheibenform hat, ist die Bewegung von Partikeln in ihrer Ebene unter Druck möglich herausragend Wind ist schwierig. Materie rast entlang der Rotationsachse Sterne und Wolken, in zwei entgegengesetzte Richtungen. In diese Richtungen gibt es wenig Materie und Wolkenpartikel strömen fast ungehindert davon Sterne. So kommt es zu den oft beobachteten Ausflüssen von Materie aus jungen Menschen Sterne.

Wenn wir das Wort Stern hören, stellen wir uns oft verschiedene Himmelskörper vor, die am Himmel sichtbar sind. Aber nicht alle von ihnen sind Sterne; es können Planeten, Sterngruppen oder einfach Gaswolken sein.

Stern ist ein Gasball. Es leuchtet aufgrund seiner sehr hohen Temperatur. Die Temperaturen von Sternen liegen zwischen 2.100 und 50.000 Grad Celsius. Die Temperatur eines Sterns beeinflusst direkt seine Farbe. Dies kann mit heißem Metall verglichen werden, das je nach Temperatur seine Farbe ändert. Die heißesten Sterne erscheinen blau.

Das Erscheinen eines Sterns

Wissenschaftler versuchen seit langem herauszufinden, wie Sterne entstehen. Sterne können unterschiedliche Größen haben. Viele seiner weiteren Eigenschaften wie Temperatur, Farbe und Lebenserwartung hängen von seiner Größe ab. Sterne bestehen aus kosmischem Staub und Gas. Die Schwerkraft verdichtet diese Bauteile. Sie erhöhen ihre Rotationsgeschwindigkeit und Temperatur, was zur Bildung eines Protosterns führt. Wenn sich das Gas im Kern eines Protosterns auf 12.000.000 Grad erhitzt, beginnt sich Wasserstoff im Inneren in Helium umzuwandeln. Dabei gibt der Protostern viel Energie ab, wodurch er sich nicht mehr zusammenzieht.

Lebensweg

Die von einem Stern abgegebene Energie lässt ihn viele Jahre lang leuchten. Beispielsweise lebt und leuchtet ein sonnenähnlicher Stern durchschnittlich 10 Milliarden Jahre. Größere Sterne haben eine kürzere Lebensdauer von nur wenigen Millionen Jahren. Dies liegt daran, dass das Gas in ihren Tiefen schneller verarbeitet wird. Sterne, die kleiner als unsere Sonne sind, erzeugen weniger Wärme und Licht und leben 50 Milliarden Jahre oder länger.

Gruppen von Sternen

In manchen Fällen entstehen zwei oder eine ganze Gruppe von Sternen aus demselben Ausgangsmaterial in Form von Gas und Staub. Sie werden Vielfache genannt. Wissenschaftler, die solche Sterne beobachteten, bemerkten, dass manchmal das Licht eines Sterns einen anderen überstrahlt und manchmal das von ihnen emittierte Licht summiert wird.

• Bei der Umwandlung von Wasserstoff in Helium wird im Kern des Sterns eine große Energiemenge freigesetzt, die eine weitere Kompression des Sterns stoppt.
• Die sogenannten Plejaden, ziemlich weit von der Erde entfernte Sterngruppen, können mit bloßem Auge als nebliger Fleck wahrgenommen werden.
• Ein Stern entsteht aus einer Wolke aus Gas und Staub. Die Schwerkraft verdichtet diese Wolke. Die Temperatur des Gases steigt, was zur Freisetzung von Energie, insbesondere Licht, führt.
• Die Temperatur des Gases steigt ständig, das vom Stern emittierte Licht wird heller.
• Unsere Sonne befindet sich derzeit mitten in ihrem Lebensweg. Laut Wissenschaftlern ist darin genug Gas, um noch weitere 5 Milliarden Jahre zu leben.

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Sterne entstehen, wenn eine Wolke aus interstellarem Gas und Staub durch ihre eigene Schwerkraft komprimiert und verdichtet wird.
Es wird angenommen, dass dieser Prozess zur Entstehung von Sternen führt. Mit optischen Teleskopen können Astronomen diese Zonen erkennen, die vor einem hellen Hintergrund wie dunkle Flecken aussehen. Sie werden „riesige Molekülwolkenkomplexe“ genannt, weil Wasserstoff in molekularer Form vorliegt. Diese Komplexe oder Systeme sind zusammen mit Kugelsternhaufen die größten Strukturen in der Galaxie und erreichen manchmal einen Durchmesser von 1.300 Lichtjahren.
Jüngere Sterne, sogenannte „Sternpopulation I“, entstanden aus den Überresten der Ausbrüche älterer Sterne, wie sie genannt werden
„Sternpopulation II“. Eine explosive Fackel verursacht eine Stoßwelle, die den nächstgelegenen Nebel erreicht und dessen Kompression hervorruft.

Bok-Globuli.

Ein Teil des Nebels ist also komprimiert. Gleichzeitig mit diesem Prozess beginnt die Bildung dichter dunkler, runder Gas- und Staubwolken. Sie werden „Bockkügelchen“ genannt. Bok, ein amerikanischer Astronom niederländischer Herkunft (1906-1983), war der Erste, der Kügelchen beschrieb. Die Masse der Kügelchen beträgt ca
200-fache Masse unserer Sonne.
Während die Bok-Kugel weiter kondensiert, nimmt ihre Masse zu und zieht aufgrund der Schwerkraft Materie aus benachbarten Regionen an. Dadurch, dass der innere Teil der Kügelchen schneller kondensiert als der äußere Teil, beginnt sich die Kügelchen zu erwärmen und zu rotieren. Nach mehreren hunderttausend Jahren, in denen es zu einer Kompression kommt, entsteht ein Protostern.

Entwicklung eines Protosterns.

Durch die Massenzunahme wird immer mehr Materie ins Zentrum des Protosterns gezogen. Die aus dem darin komprimierten Gas freigesetzte Energie wird in Wärme umgewandelt. Druck, Dichte und Temperatur des Protosterns nehmen zu. Durch den Temperaturanstieg beginnt der Stern dunkelrot zu leuchten.
Der Protostern ist sehr groß und obwohl die Wärmeenergie über seine gesamte Oberfläche verteilt ist, bleibt er dennoch relativ kalt. Im Kern steigt die Temperatur und erreicht mehrere Millionen Grad Celsius. Die Rotation und die runde Form des Protosterns verändern sich etwas, er wird flacher. Dieser Prozess dauert Millionen von Jahren.
Junge Sterne sind schwer zu erkennen, da sie noch von einer dunklen Staubwolke umgeben sind, wodurch die Helligkeit des Sterns praktisch unsichtbar ist. Sie können aber mit speziellen Infrarot-Teleskopen beobachtet werden. Der heiße Kern eines Protosterns ist von einer rotierenden Materiescheibe mit starker Gravitationskraft umgeben. Der Kern wird so heiß, dass er anfängt, Materie aus den beiden Polen herauszuschleudern, wo der Widerstand minimal ist. Wenn diese Emissionen mit dem interstellaren Medium kollidieren, verlangsamen sie sich und verteilen sich auf beiden Seiten, wodurch eine tropfenförmige oder gewölbte Struktur entsteht, die als Herbic-Haro-Objekt bekannt ist.

Stern oder Planet?

Die Temperatur eines Protosterns erreicht mehrere tausend Grad. Die weitere Entwicklung hängt von den Dimensionen dieses Himmelskörpers ab; Wenn die Masse klein ist und weniger als 10 % der Sonnenmasse beträgt, bedeutet dies, dass keine Bedingungen für das Auftreten von Kernreaktionen vorliegen. Ein solcher Protostern wird sich nicht in einen echten Stern verwandeln können.
Wissenschaftler haben berechnet, dass die Mindestmasse eines kontrahierenden Himmelskörpers mindestens 0,08 der Masse unserer Sonne betragen muss, damit er sich in einen Stern verwandelt. Eine gashaltige Wolke kleinerer Größe, die kondensiert, kühlt allmählich ab und verwandelt sich in ein Übergangsobjekt, etwas zwischen einem Stern und einem Planeten, dem sogenannten „Braunen Zwerg“.
Der Planet Jupiter ist ein Himmelsobjekt, das zu klein ist, um ein Stern zu werden. Wenn er größer wäre, würden möglicherweise in seinen Tiefen Kernreaktionen beginnen, und er würde zusammen mit der Sonne zur Entstehung eines Systems von Doppelsternen beitragen.

Kernreaktionen.

Wenn die Masse eines Protosterns groß ist, kondensiert er unter dem Einfluss seiner eigenen Schwerkraft weiter. Der Druck und die Temperatur im Kern steigen, die Temperatur erreicht allmählich 10 Millionen Grad. Dies reicht aus, um Wasserstoff- und Heliumatome zu verbinden.
Als nächstes wird der „Kernreaktor“ des Protosterns aktiviert und dieser verwandelt sich in einen gewöhnlichen Stern. Dann wird ein starker Wind freigesetzt, der die umgebende Staubhülle aufwirbelt. Man kann dann sehen, wie Licht von dem resultierenden Stern ausgeht. Dieses Stadium wird „T-Taurus-Phase“ genannt und kann 30 Millionen Jahre dauern. Die Bildung von Planeten ist aus den Überresten von Gas und Staub, die den Stern umgeben, möglich.
Die Geburt eines neuen Sterns kann eine Schockwelle auslösen. Sobald er den Nebel erreicht, kommt es zur Kondensation neuer Materie, und der Sternentstehungsprozess wird durch Gas- und Staubwolken fortgesetzt. Kleine Sterne sind schwach und kalt, während große heiß und hell sind. Die meiste Zeit seines Bestehens balanciert der Stern im Gleichgewichtsstadium.

Städtische Haushaltsbildungseinrichtung „Gymnasium“

Zusammenfassung zum Thema: Wie Sterne entstehen

Abgeschlossen vom Schüler der 4. Klasse, Wolf Vladislav

G. Chernogorsk, RH

1. Einführung
2. Ein Star ist geboren
3. Star-Anleihen
4. Geburt der Erde
5. Sonne
6. Mond
7. Konstellationen
8. Abschluss

Einführung

Erst kürzlich schenkte mir meine Mutter das Buch „The Great Schoolchild’s Encyclopedia“. Ich war sehr froh. Als ich anfing, es zu studieren, wurde mir klar, wie faszinierend und interessant es inhaltlich war. Darunter Geschichten über den Weltraum, über das Sonnensystem, über die Geburt neuer Sterne oder Planeten. Es gefiel mir sehr gut und ich beschloss, einen kleinen Bericht zu verfassen, damit auch andere Kinder davon erfahren.

Wie Sterne entstehen

Wenn man von Sternen spricht, meint man meist alle leuchtenden Körper, die man am Nachthimmel sehen kann. Viele von ihnen sind jedoch keine Sterne, sondern Planeten, Sterngruppen oder einfach Gaswolken.

Ein Stern ist eine Gaskugel, die auf eine solche Temperatur erhitzt ist, dass sie leuchtet. Die Temperatur von Sternen liegt zwischen 2100 °C und 50.000 °C. Die Farbe eines Sterns hängt von seiner Temperatur ab. Stellen Sie sich vor, ein Stück Metall wird auf einem Feuer erhitzt. Zunächst verfärbt sich das Metall leuchtend rot. Dann wird es weißglühend. Weiße Sterne sind heißer als rote Sterne, aber die heißesten Sterne sind blau.

EIN STERN IST GEBURT

Seit vielen Jahren suchen Wissenschaftler nach einer Antwort auf die Frage, wie Sterne entstehen. Sterne gibt es in verschiedenen Größen. Die Lebensdauer eines Sterns, seine Helligkeit und andere Eigenschaften hängen von seiner Größe ab. Sterne entstehen aus Wolken aus kosmischem Gas und Staub. Unter dem Einfluss der Gravitationskräfte wird die Wolke dichter, ihre Rotationsgeschwindigkeit und Temperatur erhöhen sich allmählich und sie verwandelt sich in einen Protostern. Wenn die Temperatur im Zentrum eines Protosterns etwa 12.000.000 * C erreicht, beginnen in seinen Tiefen thermonukleare Reaktionen, bei denen Wasserstoff und Helium umgewandelt werden. Dabei wird eine so große Energiemenge freigesetzt, dass der Stern unter dem Einfluss seiner eigenen Gravitationskräfte aufhört, sich zusammenzuziehen. Hier endet die Sternentstehung.

Die freigesetzte Energie verhindert nicht nur, dass der Stern schrumpft, sondern lässt ihn auch sehr lange leuchten. Ein Stern von der Größe unserer Sonne kann etwa 10 Milliarden Jahre alt werden. Größere Sterne verbrennen Gas schneller und leben nur wenige Millionen Jahre. Sterne, die kleiner als die Sonne und kühler sind, können mehr als 50 Milliarden Jahre alt werden.

STERNKRAWATTEN

Manchmal entstehen zwei Sterne in der Nähe aus einer rotierenden Gas- und Staubwolke. Darüber hinaus unterscheiden sich Neugeborene oft in Farbe und Größe und sehen überhaupt nicht wie Zwillinge aus. Sie sind durch gegenseitige Anziehungskräfte verbunden und bewegen sich in Umlaufbahnen, die sich umeinander drehen, genau wie der Mond sich um die Erde dreht. Solche Sterne nennt man Doppelsterne. Befinden sich mehr als zwei Sterne in einer Gruppe, spricht man von Vielfachen. Astronomen vergleichen die Helligkeit solcher Sterne, indem sie sie zu unterschiedlichen Zeiten beobachten: wenn das Licht eines Sterns einen anderen überstrahlt oder wenn ihre Strahlungen summiert werden.

Es gibt die Plejaden – einen offenen Sternhaufen, der mehr als 100 Sterne umfasst. Sie sind sehr weit vom Boden entfernt, sodass die meisten von ihnen mit bloßem Auge nicht sichtbar sind und insgesamt als nebliger Fleck wahrgenommen werden.

DIE GEBURT DER ERDE

Die Erde entstand offenbar vor etwa 4,6 Milliarden Jahren (etwa 8,5 bis 10,5 Milliarden Jahre nach der Geburt des Universums als Ergebnis einer kolossalen Energiefreisetzung namens Urknall). Es entstand, als sich protoplanetare Materie zu einem Klumpen sammelte und erhitzte. Im Zentrum dieser Kugel waren schwere Eisen- und Nickelpartikel konzentriert, und aus leichteren Materialien bildete sich eine äußere, wahrscheinlich geschmolzene Schicht. Nach Millionen von Jahren begann die äußere Schicht abzukühlen und auszuhärten. In den Tiefen der Erde ist die Substanz noch heiß, teilweise ist sie geschmolzen. Aus dem Weltraum erscheint unser Planet blau, weil er zum größten Teil von Ozeanen bedeckt ist und die Erde von einer Atmosphäre – einer Hülle aus Luft – umgeben ist. Es schützt vor kosmischer Strahlung und reguliert die Temperatur der Erde. Weiter oben wird die Atmosphäre dünner, bis es zu einem luftleeren Raum kommt. Es wird durch die Schwerkraft gehalten. Die Erde hat die Form einer Kugel, ist jedoch an den Polen etwas abgeflacht und am Äquator in der Mitte breiter. Das Magnetfeld unseres Planeten wird durch Ströme geladener Teilchen im eisenreichen Erdkern erzeugt.

SONNE

Unser Star. Es befindet sich jetzt in der Mitte seines Lebenszyklus und seine Gasreserven werden noch weitere 5 Milliarden Jahre reichen. Neun kosmische Körper, sogenannte Planeten, kreisen in der gleichen Richtung um die Sonne – von oben betrachtet gegen den Uhrzeigersinn. Zusammen mit der Sonne bilden sie das Sonnensystem. Die Erde macht in einem Jahr (365 Tage) einen vollständigen Umlauf um die Sonne. Die Sonne ist 150 Millionen km von der Erde entfernt. Die Sonne ist etwa 333.000 Mal schwerer als die Erde. Mit der Präzision des volumetrischen Sehens würden etwa 1.300.000 erdähnliche Planeten in die Sonne passen. Wie alle Sterne ist die Sonne eine Kugel aus heißen Gasen, hauptsächlich Wasserstoff und Helium. Im Sonnenkern findet eine thermonukleare Reaktion statt, bei der Wasserstoff in Helium umgewandelt wird. Es wird eine enorme Energiemenge freigesetzt, wodurch die Temperatur des Kerns 15.000.000 * C erreicht und die Sonne leuchtet.

MOND

Dies ist der der Erde am nächsten liegende kosmische Körper und unser einziger Satellit

Planeten. Astronomen nennen den Mond einen Satelliten, weil er alle 27,3 Tage die Erde umkreist. Gleichzeitig gelingt es ihm, sich um seine Achse zu drehen, sodass der Mond der Erde immer mit der gleichen Seite zugewandt ist. Der Mond scheint mit dem von der Sonne reflektierten Licht. Bei Neumond wird die uns zugewandte Seite des Mondes nicht von der Sonne beleuchtet und wir können sie überhaupt nicht sehen. Manchmal erscheint der Mond zwischen der Erde und der Sonne und verdeckt die Sonne. Dann kommt es auf der Erde zu einer Sonnenfinsternis. Mondfinsternisse treten auf, wenn die Erde zwischen Sonne und Mond wandert und einen Schatten auf die Mondoberfläche wirft. Sie kommen häufiger vor als solare. Einige Wissenschaftler glauben, dass die Erde vor 4 Milliarden Jahren mit einem festen Himmelskörper namens Planetesimal kollidierte. Beim Aufprall lösten sich Teile von der Erdoberfläche. Sie bewegten sich im Orbit um ihn herum, kamen ihm allmählich näher und bildeten den Mond. Auf dem Mond gibt es keine Atmosphäre und alle Meteoriten fallen ohne zu verbrennen auf seine Oberfläche und bilden Krater. Die Temperatur auf der Mondoberfläche liegt zwischen -170 °C und 100 °C.

Planetesimale Erde

KONSTELLATIONEN

Tausende Sterne sind am Nachthimmel sichtbar. Die Sterne bilden verschiedene Muster und Formen. Gruppen von Sternen, die ein bestimmtes Muster erzeugen, werden Sternbilder genannt. Schon in der Antike bemerkten die Menschen, dass sich alle Sterne scheinbar um den Polarstern drehten. Sie steht immer an ihrem Platz, regungslos. Liegt direkt über dem Nordpol. Auf der Südhalbkugel ist es praktisch, sich am Sternbild Kreuz des Südens zu orientieren. Die Form der Sternbilder ändert sich nicht, aber die Planeten ändern ihre Position, wenn sie sich zwischen den Sternbildern bewegen. Antike Astronomen nannten die mysteriösen sich bewegenden Objekte „Planeten“, was im Altgriechischen „Wanderer“ bedeutet.

ASTRONOMIE

Wissenschaft über den Weltraum und kosmische Körper. Jedes Jahr erfahren wir mehr und mehr über das Sonnensystem, unsere Galaxie (Milchstraße) und viele andere Objekte und Phänomene im Universum. Astronomen nutzen modernste wissenschaftliche Geräte, um in die Geheimnisse des Weltraums einzudringen. Dank ihrer Forschung verstehen wir die Struktur des Sonnensystems und des Universums. Beim Blick in die Tiefen des Weltalls arbeiten Astronomen mit Chemikern, Physikern und anderen Wissenschaftlern zusammen und tauschen Wissen und Ideen aus.