Nekaj o njih je, kar nas vse zaintrigira. Številne religije človeštva so lahko vezane na čaščenje teh nebesnih sveč. Za Egipčane je sonce predstavljalo boga Ra, ki je vsak dan izginil noč in prinašal svetlobo in toplino v dežele. Za Grke je bil Apolon tisti, ki je svojo gorečo kočijo vozil po nebu in razsvetljeval svet. Tudi v krščanstvu lahko rečemo, da je Jezus reprezentativen za sonce glede na presenetljive značilnosti, ki jih ima njegova zgodba s starodavnimi astrološkimi verovanji in številkami. Pravzaprav mnogi starodavni verovanja sledijo podobni poti, ki vse svoje veže povezujejo s čaščenjem sonca in zvezd.
Človeštvo je uspevalo od zvezd na nočnem nebu, ker so prepoznali povezavo v vzorcu, v katerem so določene zvezdne tvorbe (poznane kot ozvezdja) predstavljale posebne čase v letnem ciklu. Ena izmed njih je pomenila, da bo kmalu postalo topleje, kar je vodilo do sajenja hrane. Druga ozvezdja so napovedovala prihod a
hladnejše obdobje, zato ste lahko začeli shranjevati hrano in nabirati drva. Na poti človeštva naprej so zvezde postale način za krmarjenje. Jadranje po zvezdah je bilo pot, ki jo moramo obiti, svoje zgodnje raziskovanje pa dolgujemo razumevanju ozvezdij. Dolga desetletja, ki so jih človeške oči uprle v nebesa, nismo šele pred kratkim popolnoma razumeli, kaj so zvezde, od kod prihajajo in kako so živele in umirale. O tem bomo razpravljali v tem članku. Pojdite z mano, ko se podajamo globoko v kozmos in pričamo, kako fizika piše veliko, ko razkrivam, kako se zvezda rodi, živi in na koncu umre.
Svojo pot začnemo s potovanjem v vesolje v iskanju nečesa posebnega. Iščemo edinstveno strukturo, v kateri so prisotne tako prave okoliščine kot sestavine. Iščemo, kaj astronomi imenujejo Temna meglica Prepričan sem, da ste že kdaj slišali za meglice in jih niste videli. Številne neverjetne slike, ki jih je pridobil vesoljski teleskop Hubble, so čudovitih plinskih oblakov, ki svetijo v ozadju milijard zvezd. Njihove barve segajo od globokih rdečih, do živahnih modrih in celo nekaj mrzlega zelenja. To ni vrsta meglice, ki jo iščemo. Meglica, ki jo potrebujemo, je temna, nepregledna in zelo, zelo hladna.
Lahko se vprašate sami: "Zakaj iščemo nekaj temnega in hladnega, ko so zvezde svetle in vroče?"
Pravzaprav je to nekaj, kar bi se na začetku zdelo zagonetno. Zakaj mora biti nekaj najprej hladno, preden postane izredno vroče? Najprej moramo zajeti nekaj elementarnega v zvezi s tem, čemur pravimo medzvezdni medij (ISM) ali presledkom med zvezdami. Prostor ni prazen, kot bi namigovalo njegovo ime. Prostor vsebuje tako plin kot prah. Plin, na katerega mislimo v glavnem, je vodik, najbolj obilen element v vesolju. Ker vesolje ni enotno (enaka gostota plina in prahu nad vsakim kubičnim metrom), obstajajo žepi prostora, ki vsebujejo več plina in prahu kot drugi. Zaradi tega gravitacija manipulira s temi žepi, da se zberejo in tvorijo tisto, kar vidimo kot meglice. Veliko stvari gre v izdelavo teh različnih meglic, toda tista, ki jo iščemo, Temna meglica, ima zelo posebne lastnosti. Zdaj pa se potopimo v eno od teh temnih meglic in poglejmo, kaj se dogaja.
Ko se spuščamo skozi zunanje plasti te meglice, opazimo, da je temperatura plina in prahu zelo nizka. V nekaterih meglicah so temperature zelo vroče. Več delcev, ki se spopadajo drug z drugim, vzbujeni zaradi absorpcije in oddajanja zunanjega in notranjega sevanja, pomeni višje temperature. Toda v tej Temni meglici se dogaja ravno obratno. Temperature se v oblaku, ki ga dobimo, znižujejo. Razlog, zaradi katerega imajo temne meglice posebne lastnosti, ki delujejo pri ustvarjanju odlične zvezdne drevesnice, se mora spoprijeti z osnovnimi lastnostmi meglice in vrsto regije, v kateri je oblak, kar ima nekaj težkih konceptov, povezanih z njimi, ki jih ne bom v celoti prikazal tukaj. Vključujejo območje, v katerem se tvorijo molekularni oblaki, ki jih imenujemo nevtralne vodikove regije, lastnosti teh regij pa se morajo spopadati z vrednostmi spina elektronov, skupaj z interakcijami magnetnega polja, ki vplivajo na omenjene elektrone. Lastnosti, ki jih bom pokrival, so tisto, kar omogoča, da je ta meglica zrela za nastanek zvezd.
Če izvzamemo zapleteno znanost, ki pomaga ustvariti te meglice, lahko začnemo obravnavati prvo vprašanje, zakaj moramo biti hladnejši, da postanemo bolj vroče. Odgovor se spušča na težo. Ko se delci segrejejo ali vzbudijo, se gibljejo hitreje. Oblak z zadostno energijo bo vseboval veliko preveč zagona med posameznimi delci prahu in plina, da bi se lahko pojavile kakršne koli tvorbe. Če se prašno zrno in plinski atomi prehitro premikajo, se bodo preprosto odskočili drug od drugega ali pa le streljali drug mimo drugega in nikoli ne dosegli nobene vezi. Brez te interakcije ne moreš nikoli imeti zvezde. Če pa so temperature dovolj hladne, se delci plina in prahu premikajo tako počasi, da bo njihovo medsebojno gravitacija omogočila, da se začnejo lepiti. Prav ta postopek omogoča, da se začne protostar razvijati.
Na splošno tisto, kar zagotavlja energijo za hitrejše gibanje delcev v teh molekularnih oblakih, je sevanje. Seveda ves čas v vesolju prihaja sevanje iz vseh smeri. Kot vidimo pri drugih meglicah, svetijo od energije in zvezde se ne rojevajo med temi vročimi plinskimi oblaki. Segrevajo jih z zunanjim sevanjem drugih zvezd in z lastno notranjo toploto. Kako ta temna meglica preprečuje, da bi zunanje sevanje segrevalo plin v oblaku in povzročilo, da se prehitro premika, da bi se gravitacija prijela? Tukaj je
prihaja v poštev nepregledna narava teh Temnih meglic. Neprozornost je merilo, koliko svetlobe se lahko premika skozi predmet. Več materiala v predmetu ali debelejši predmet je manj svetlobe, da lahko prodre vanj. Na višjo frekvenco svetlobe (gama žarki, rentgenski žarki in UV) in celo vidne frekvence bolj vplivajo debeli žepi plina in prahu. Le nižje frekvenčne vrste svetlobe, vključno z infrardečo, mikrovalovno pečjo in radijskimi valovi, imajo uspeh prodornih plinskih oblakov, kakršni so ti, in celo nekoliko raztreseni, tako da na splošno ne vsebujejo skoraj dovolj energije, da začnejo motiti to negotovo postopek nastajanja zvezd. Tako so notranji deli temnih plinskih oblakov učinkovito "zaščiteni" pred zunanjim sevanjem, ki moti druge, manj motne meglice. Manj sevanja, ki ga vdre v oblak, nižje so temperature plina in prahu v njem. Hladnejše temperature pomenijo manj gibanja delcev znotraj oblaka, kar je ključno za tisto, o čemer bomo razpravljali v nadaljevanju.
Ko se spuščamo proti jedru tega temnega molekularnega oblaka, opazimo, da vse manj vidne svetlobe naredi na naše oči, s posebnimi filtri pa lahko vidimo, da to velja tudi za druge frekvence svetlobe. Posledično je temperatura v oblaku zelo nizka Omeniti velja, da postopek nastajanja zvezd traja zelo dolgo in v interesu, da vas več sto tisoč let ne bo bralo, bomo zdaj hitro čas naprej. V nekaj tisoč letih je gravitacija potegnila dokaj veliko plina in prahu iz okoliškega molekularnega oblaka, zaradi česar se je zgrudila. Delci prahu in plina, še vedno zaščiteni pred zunanjim sevanjem, se lahko naravno združijo in se pri teh nizkih temperaturah držijo. Sčasoma se začne dogajati nekaj zanimivega. Medsebojna teža te vedno večje kroglice plina in prahu začne učinek snežne kepe (ali zvezda). Več plasti plina in prahu, ki sta skupaj strjena, postaja notranjost tega protostarja bolj gosta. Ta gostota poveča gravitacijsko silo v bližini protostarja in tako potegne vanjo več materiala. Z vsakim zrnom prahu in atomom vodika, ki ga nabira, se v notranjosti te kroglice plina poveča tlak.
Če se spomnite česar koli iz kemije, ki ste jo kdajkoli obiskali, se lahko spomnite zelo posebnega razmerja med tlakom in temperaturo pri delu s plinom. PV = nRT, zakon o idealnem plinu, pride na misel. Če izvzamemo konstantno skalarno vrednost 'n' in plinsko konstanto R ({8.314 J / mol x K}) in rešimo za temperaturo (T), dobimo T = PV, kar pomeni, da je temperatura plinskega oblaka neposredno sorazmerna na pritisk. Če zvišujete tlak, zvišate tudi temperaturo. Jedro te kmalu zvezde, ki prebiva v tej Temni meglici, postaja zelo gosto in pritisk narašča. Glede na to, kar smo ravno izračunali, to pomeni, da se temperatura tudi zvišuje.
To meglico ponovno obravnavamo za naslednji korak. Ta meglica ima veliko prahu in plina (zato je neprozorna), kar pomeni, da ima veliko materiala za napajanje našega protostarja. Še naprej vleče plin in prah iz okolice ter se začne segrevati. Delci vodika v jedru tega predmeta skočijo naokoli tako hitro, da sproščajo energijo v zvezdo. Protostar se začne zelo segrevati in zdaj žare od sevanja (na splošno infrardečega). Na tej točki gravitacija še vedno vleče več plina in prahu, kar povečuje pritiske, ki so bili globoko v jedru tega protostarja. Plin Temne meglice se bo še naprej sesedal sam po sebi, dokler se ne zgodi kaj pomembnega. Ko v bližini zvezde ostane skoraj nič, da pade na njeno površino, začne izgubljati energijo (zaradi tega seva kot svetloba). Ko se to zgodi, se zunanja sila zmanjša in gravitacija začne zvezdo hitreje skrčiti. To močno poveča tlak v jedru tega protostarja. Ko tlak raste, temperatura v jedru doseže vrednost, ki je ključna za postopek, ki smo mu priče. Jedro protostarja je postalo tako gosto in vroče, da dosega približno 10 milijonov Kelvinov. Če pogledamo to, je ta temperatura približno 1700x bolj vroča od površine našega sonca (približno 5800 K). Zakaj je 10 milijonov Kelvinov tako pomembno? Ker pri tej temperaturi lahko pride do termonuklearne fuzije vodika in ko se fuzija začne, se ta novorojena zvezda "vklopi" in poživi, kar oddaja ogromne količine energije v vse smeri.
V jedru je tako vroče, da se elektroni, ki zadrgajo okoli vodikovih protonskih jeder, odtrgajo (ionizirajo), in vsi, kar imate, so prosti gibajoči se protoni. Če temperatura ni dovolj vroča, bodo ti prosti leteči protoni (s pozitivnimi naboji) preprosto pogledali drug na drugega. Toda pri 10 milijonov Kelvinov se protoni premikajo tako hitro, da se lahko dovolj približajo, da lahko močne jedrske sile prevzamejo, in ko se to vodikovi protoni začnejo tiščati drug v drugega z dovolj sile, da se združijo, ustvarjajo Atomi helija in sproščajo veliko energije v obliki sevanja. To je verižna reakcija, ki jo lahko povzamemo, če 4 protoni prinesejo 1 helijev atom + energijo. Ta fuzija je tisto, kar vžge zvezdo in povzroči, da "gori". Energija, ki se sprosti s to reakcijo, pomaga drugim vodikovim protonom, da se zlijejo in tudi oskrbi energijo, da se zvezda ne bi sesedla. Energija, ki se v tej smeri črpa iz te zvezde, vsa izvira iz jedra, naslednji sloji te mlade zvezde pa oddajajo to toploto na svoj način (z uporabo metode sevanja in konvekcije, odvisno od tega, kakšna zvezda se je rodila) .
Tistemu, čemur smo bili priča, od začetka poti, ko se spustimo v to mrzlo Temno meglico, je rojstvo mlade, vroče zvezde. Meglica je to zvezdo zaščitila pred nagajivim sevanjem, ki bi motilo ta proces, pa tudi zagotovilo hladno okolje, ki je bilo potrebno, da bi gravitacija izkoristila svojo čarovnijo. Ko smo bili priča protostar obliki, smo morda videli tudi nekaj neverjetnega. Če je vsebina te meglice prava, kot je na primer velika količina težkih kovin in silikatov (ki ostanejo od supernov prejšnjih, bolj masivnih zvezd), bi lahko začeli videti planetarno tvorjenje, ki se odvija v akrecijskem disku gradiva okoli protostarja.
Ostanki plina in prahu v bližini naše nove zvezde bi po istem mehanizmu začeli tvoriti goste žepe
gravitacije, sčasoma se bodo lahko vgradili v protoplanete, ki bodo sestavljeni iz plina ali silikata in kovine (ali kombinacije obeh). Kot rečeno, planetarna tvorba je za nas še vedno nekoliko skrivnost, saj se zdi, da stvari, ki jih pri delu še ne znamo razložiti. Vendar se zdi, da ta model tvorbe zvezd deluje dobro.
Življenje zvezde ni tako vznemirljivo kot njeno rojstvo ali smrt. Še naprej bomo premikali uro in opazovali, kako se razvija ta zvezdasti sistem. V nekaj milijardah letih so se ostanki Temne meglice raznesli in tvorili so tudi druge zvezde, kot je bila ta, ki smo jim bili priča, in je ne obstaja več. Planeti, ki smo jih videli, so nastali, ko je protostar zrasel, začenjajo ples v času milijarde let okoli matične zvezde. Mogoče na enem od teh svetov, svetu, ki sedi ravno na desni razdalji od zvezde, obstaja tekoča voda. Znotraj te vode so aminokisline, ki so potrebne za beljakovine (vse sestavljene iz elementov, ki so jih zapustili prejšnji zvezdni izbruhi). Ti proteini se lahko povežejo skupaj, da začnejo tvoriti verige RNA, nato verige DNK. Mogoče v nekem trenutku nekaj milijard let po rojstvu zvezde vidimo, kako se vesoljska vrsta lansira v vesolje, ali pa zaradi različnih razlogov tega nikoli ne dosežejo in ostanejo vezani na planet. Seveda je to le ugibanje za naše zabave. Vendar pa zdaj prihajamo do konca našega potovanja, ki se je začelo pred milijardami let. Zvezda začne umirati.
Vodik v svojem jedru se zliva v helij, ki vodik sčasoma izčrpa; zvezdi zmanjkuje plina. Po mnogih letih se proces zlivanja vodika ustavi in zvezda oddaja vse manj energije. To pomanjkanje zunanjega pritiska iz procesa fuzije vznemirja tisto, čemur pravimo hidrostatično ravnovesje, in omogoča gravitaciji (ki se vedno trudi, da bi zdrobila zvezdo), zmago. Zvezda se začne hitro krčiti pod lastno težo. Toda, kot smo že govorili prej, ko se tlak povečuje, tako tudi temperatura narašča. Ves tisti helij, ki je ostal
od milijarde let se zlivanje vodika v jedru začne segrevati. Helij se zliva pri precej bolj vroči temperaturi kot vodik, kar pomeni, da je helijsko bogato jedro mogoče gravitacijsko pritisniti navznoter, ne da bi se zlilo (še). Ker se fuzija ne dogaja v helijevem jedru, je malo zunanje sile (ki jo oddaja fuzija) malo, da ne prepreči propadanja jedra. Ta zadeva postaja veliko gostejša, kar zdaj označujemo kot degenerirano in izpušča ogromne količine toplote (gravitacijska energija postane toplotna energija). Zaradi tega se preostali vodik, ki je v naslednjih plasteh nad helijevim jedrom, zlije, kar povzroči, da se zvezda močno razširi, ko ta vodikova lupina izgori. Zaradi tega se zvezda „odmori“ in se hitro razširi; bolj energijsko zlivanje vodikovih lupin zunaj jedra močno poveča premer zvezde. Naša zvezda je zdaj rdeči velikan. Nekatere, če ne že vse notranje planete, ki smo jim bili priča, bo sežgala in pogoltnila zvezda, ki jim je prva dala življenje. Če bi se na katerem koli planetu zgodilo kakšno življenje, ki mu ni uspelo zapustiti svojega domačega sveta, bi bili zagotovo izbrisani iz vesolja, o čemer ne bi nikoli vedeli.
Postopek zvezde, ki ji zmanjka goriva (najprej vodik, nato helij itd.), Bo še nekaj časa. Sčasoma bo helij v jedru dosegel določeno temperaturo in se začel zlivati v Karbon, kar bo odložilo propad zvezde. Zvezda, ki jo trenutno spremljamo v živo in umre, je povprečna zvezda glavne sekvence, tako da se njeno življenje konča, ko konča z združevanjem helija v
Ogljik. Če bi bila zvezda veliko večja, bi se ta proces fuzije nadaljeval, dokler nismo dosegli železa. Železo je element, v katerem fuzija ne poteka spontano, kar pomeni, da za njegovo zlivanje potrebuje več energije, kot jo oddaja po fuziji. Vendar naša zvezda nikoli ne bo prišla do Železa v svojem jedru in tako je umrla, potem ko je izčrpala svoj helijev rezervoar. Ko se proces zlivanja končno "izklopi" (brez plina), se zvezda počasi začne hladiti, zunanji sloji zvezde pa se razširijo in se izvržejo v vesolje. Kasnejši izlivi zvezdnega materiala nadaljujejo z ustvarjanjem tistega, čemur pravimo planetarna meglica, in vse, kar je ostalo od nekoč sijajne zvezde, ki smo jo gledali pomladi, je zdaj le krogla iz gostega ogljika, ki se bo ohlajala še celo večnost, po možnosti kristalizira v diamant.
Smrt, ki smo ji bili priča ravno zdaj, ni edini način, kako zvezda umre. Če je zvezda dovolj velika, je njena smrt veliko bolj nasilna. Zvezda bo izbruhnila v največji eksploziji v vesolju, imenovani supernova. Ostanki zvezde bi se lahko glede na številne spremenljivke končali kot nevtronska zvezda ali celo črna luknja. Toda za večino tega, čemur pravimo povprečne velikosti glavnih sekvenčnih zvezd, bo smrt, ki smo jim bili priča, usoda.
Naše potovanje se konča tako, da razmislimo o tem, kar smo opazili. Videti, kaj lahko narava naredi v pravih okoliščinah, in opazovati oblak zelo hladnega plina in prahu se spremeni v nekaj, kar lahko vdahne življenje v kozmos. Naš um se sprehaja do tiste vrste, ki bi se lahko razvila na enem od teh planetov. Razmišljate, kako so morda prešli faze, podobne nam. Morebiti zvezde kot nadnaravna božanstva, ki so svoja verovanja vodila tisoče let, nadomestijo odgovore, kje kraljuje njihova nevednost. Ta prepričanja bi se lahko spremenila v religije, vendar še vedno dojemajo to predstavo o posebni selekciji in velikodušni misli. Bi zvezde spodbudile svojo željo po razumevanju vesolja, kot so zvezde storile za nas? Vaš um nato razmišlja o tem, kakšna bo naša usoda, če ne poskušamo narediti naslednjega koraka v vesolju. Ali naj dovolimo, da se naša vrsta izbriše iz kozmosa, ko se naša zvezda ob smrti širi? To potovanje, ki ste ga pravkar zapeljali v osrčje temne meglice, resnično ponazarja, kaj lahko človeški um naredi, in vam pokaže, kako daleč smo prišli, čeprav smo še vedno vezani na naš osončje. Stvari, ki ste se jih naučili, so našli tudi drugi, kot ste, preprosto vprašali, kako se stvari odvijajo, in nato spustili vso težo našega znanja fizike. Predstavljajte si, kaj lahko dosežemo, če nadaljujemo s tem postopkom; da lahko v celoti dosežemo svoje mesto med zvezdami.
