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Thermonukleare Reaktionen, die in der Sonne ablaufen

(Ter.Ink. N03-02, 18.01.2002) Vadim Pribytkov, theoretischer Physiker, ständiger Korrespondent von Terra Incognita. Wissenschaftler sind sich bewusst, dass thermonukleare Reaktionen, die in der Sonne stattfinden, im Allgemeinen in der Umwandlung von Wasserstoff in Helium und in schwerere Elemente bestehen. Aber so vollziehen sich diese Transformationen, es herrscht keine absolute Klarheit, genauer gesagt, es herrscht völlige Unklarheit: Das wichtigste Anfangsglied fehlt. Daher wurde eine fantastische Reaktion erfunden, bei der zwei Protonen unter Freisetzung eines Positrons und eines Neutrinos zu Deuterium kombiniert werden. Eine solche Reaktion ist jedoch eigentlich unmöglich, da zwischen den Protonen starke Abstoßungskräfte wirken. ----Was passiert eigentlich auf der Sonne? Die erste Reaktion ist die Geburt von Deuterium, dessen Bildung bei hohem Druck in einem Niedertemperaturplasma mit einer engen Verbindung zweier Wasserstoffatome erfolgt. In diesem Fall sind zwei Wasserstoffkerne für kurze Zeit fast in der Nähe, während sie einen von ...

(Ter. Inc. N03-02, 18.01.2002)

Vadim Pribytkov, theoretischer Physiker, ständiger Korrespondent für Terra Incognita.

Wissenschaftler sind sich bewusst, dass thermonukleare Reaktionen, die in der Sonne stattfinden, im Allgemeinen in der Umwandlung von Wasserstoff in Helium und in schwerere Elemente bestehen. Aber so vollziehen sich diese Transformationen, es herrscht keine absolute Klarheit, genauer gesagt, es herrscht völlige Unklarheit: Das wichtigste Anfangsglied fehlt. Daher wurde eine fantastische Reaktion erfunden, bei der zwei Protonen unter Freisetzung eines Positrons und eines Neutrinos zu Deuterium kombiniert werden. Eine solche Reaktion ist jedoch eigentlich unmöglich, da zwischen den Protonen starke Abstoßungskräfte wirken.

Was passiert wirklich auf der Sonne?

Die erste Reaktion ist die Geburt von Deuterium, dessen Bildung bei hohem Druck in einem Niedertemperaturplasma mit einer engen Verbindung zweier Wasserstoffatome erfolgt. In diesem Fall sind zwei Wasserstoffkerne für kurze Zeit fast in der Nähe, während sie eines der Orbitalelektronen einfangen können, das mit einem der Protonen ein Neutron bildet.

Eine ähnliche Reaktion kann auch unter anderen Bedingungen auftreten, wenn ein Proton in ein Wasserstoffatom eingeführt wird. In diesem Fall findet auch der Einfang eines Orbitalelektrons (K-Einfang) statt.

Schließlich kann es zu einer solchen Reaktion kommen, wenn zwei Protonen für kurze Zeit zusammenkommen, ihre kombinierten Kräfte ausreichen, um ein vorbeiziehendes Elektron einzufangen und Deuterium zu bilden. Alles hängt von der Temperatur des Plasmas oder Gases ab, in dem diese Reaktionen stattfinden. Dabei werden 1,4 MeV Energie freigesetzt.

Deuterium ist die Grundlage für den nachfolgenden Reaktionszyklus, wenn zwei Deuteriumkerne unter Freisetzung eines Protons Tritium oder unter Freisetzung eines Neutrons Helium-3 bilden. Beide Reaktionen sind gleich wahrscheinlich und bekannt.

Es folgen die Reaktionen der Kombination Tritium mit Deuterium, Tritium mit Tritium, Helium-3 mit Deuterium, Helium-3 mit Tritium, Helium-3 mit Helium-3 unter Bildung von Helium-4. Dadurch werden mehr Protonen und Neutronen freigesetzt. Neutronen werden von Helium-3-Kernen und allen Elementen mit Deuteriumbindungen eingefangen.

Bestätigt werden diese Reaktionen auch durch die Tatsache, dass im Rahmen des Sonnenwindes eine riesige Menge hochenergetischer Protonen aus der Sonne geschleudert werden. Das Bemerkenswerteste an all diesen Reaktionen ist, dass dabei weder Positronen noch Neutrinos entstehen. Alle Reaktionen setzen Energie frei.

In der Natur geht alles viel einfacher.

Ferner beginnen sich aus den Kernen von Deuterium, Tritium, Helium-3, Helium-4 komplexere Elemente zu bilden. In diesem Fall liegt das ganze Geheimnis darin, dass sich Helium-4-Kerne nicht direkt miteinander verbinden können, weil sie sich gegenseitig abstoßen. Ihre Verbindung erfolgt durch Bündel von Deuterium und Tritium. Auch die offizielle Wissenschaft berücksichtigt diesen Moment überhaupt nicht und wirft Helium-4-Kerne auf einen Haufen, was unmöglich ist.

Ebenso fantastisch wie der offizielle Wasserstoffkreislauf ist der von G. Bethe 1939 erfundene sogenannte Kohlenstoffkreislauf, bei dem aus vier Protonen Helium-4 entsteht und dabei angeblich auch Positronen und Neutrinos freigesetzt werden.

In der Natur geht alles viel einfacher. Die Natur erfindet nicht wie Theoretiker neue Teilchen, sondern nutzt nur die, die sie hat. Wie wir sehen können, beginnt die Bildung von Elementen mit der Addition eines Elektrons durch zwei Protonen (dem sogenannten K-Einfang), wodurch Deuterium erhalten wird. K-Capture ist die einzige Methode zur Erzeugung von Neutronen und wird von allen anderen komplexeren Kernen weit verbreitet praktiziert. Die Quantenmechanik bestreitet das Vorhandensein von Elektronen im Kern, aber es ist unmöglich, Kerne ohne Elektronen zu bauen.

> Woraus besteht die Sonne?

Erfahren, woraus besteht die sonne: eine Beschreibung der Struktur und Zusammensetzung des Sterns, eine Liste der chemischen Elemente, die Anzahl und Eigenschaften der Schichten mit einem Foto, ein Diagramm.

Von der Erde aus sieht die Sonne aus wie ein glatter Feuerball, und vor der Entdeckung der Sonnenflecken durch das komische Schiff Galileo dachten viele Astronomen, sie sei perfekt geformt und ohne Mängel. Jetzt wissen wir das Die Sonne ist erfunden aus mehreren Schichten, wie die Erde, von denen jede ihre eigene Funktion erfüllt. Diese Struktur der Sonne ist wie ein massiver Ofen der Lieferant aller Energie auf der Erde, die für das irdische Leben notwendig ist.

Aus welchen Elementen besteht die Sonne?

Wenn Sie einen Stern auseinander nehmen und die Bestandteile vergleichen könnten, würden Sie verstehen, dass die Zusammensetzung zu 74 % aus Wasserstoff und zu 24 % aus Helium besteht. Außerdem besteht die Sonne zu 1% aus Sauerstoff, und die restlichen 1% sind solche chemischen Elemente des Periodensystems wie Chrom, Kalzium, Neon, Kohlenstoff, Magnesium, Schwefel, Silizium, Nickel, Eisen. Astronomen glauben, dass ein Element, das schwerer als Helium ist, ein Metall ist.

Wie sind all diese Elemente der Sonne entstanden? Der Urknall produzierte Wasserstoff und Helium. Zu Beginn der Entstehung des Universums entstand aus Elementarteilchen das erste Element, Wasserstoff. Aufgrund der hohen Temperatur und des hohen Drucks waren die Bedingungen im Universum wie im Kern eines Sterns. Später wurde Wasserstoff zu Helium verschmolzen, solange im Universum eine hohe Temperatur herrschte, damit die Fusionsreaktion stattfinden konnte. Die bestehenden Anteile von Wasserstoff und Helium, die sich jetzt im Universum befinden, sind nach dem Urknall entstanden und haben sich nicht verändert.

Die restlichen Elemente der Sonne werden in anderen Sternen erzeugt. Die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium findet in den Kernen von Sternen ständig statt. Nachdem sie den gesamten Sauerstoff im Kern produziert haben, wechseln sie zur Kernfusion von schwereren Elementen wie Lithium, Sauerstoff, Helium. Viele der Schwermetalle, die in der Sonne vorkommen, sind am Ende ihres Lebens auch in anderen Sternen entstanden.

Die Bildung der schwersten Elemente, Gold und Uran, geschah, als Sterne explodierten, die vielfach so groß waren wie unsere Sonne. Im Bruchteil einer Sekunde nach der Entstehung eines Schwarzen Lochs kollidierten die Elemente mit hoher Geschwindigkeit und es bildeten sich die schwersten Elemente. Die Explosion verstreute diese Elemente im ganzen Universum, wo sie zur Bildung neuer Sterne beitrugen.

Unsere Sonne hat Elemente gesammelt, die durch den Urknall entstanden sind, Elemente von sterbenden Sternen und Partikel von neuen Detonationen von Sternen.

Was sind die Schichten der Sonne?

Auf den ersten Blick ist die Sonne nur eine Kugel aus Helium und Wasserstoff, doch bei genauerem Hinsehen zeigt sich, dass sie aus verschiedenen Schichten besteht. Bei der Bewegung in Richtung Kern steigen Temperatur und Druck, wodurch Schichten entstanden, da Wasserstoff und Helium unter verschiedenen Bedingungen unterschiedliche Eigenschaften haben.

Solarkern

Beginnen wir unsere Bewegung durch die Schichten vom Kern bis zur äußeren Schicht der Zusammensetzung der Sonne. In der inneren Schicht der Sonne - dem Kern - sind Temperatur und Druck sehr hoch, was zum Fluss der Kernfusion beiträgt. Die Sonne erzeugt aus Wasserstoff Heliumatome, als Ergebnis dieser Reaktion entstehen Licht und Wärme, die bis zu reichen. Es ist allgemein anerkannt, dass die Temperatur auf der Sonne etwa 13.600.000 Grad Kelvin beträgt und die Dichte des Kerns 150-mal höher ist als die Dichte von Wasser.

Wissenschaftler und Astronomen glauben, dass der Kern der Sonne etwa 20 % der Länge des Sonnenradius erreicht. Und im Inneren des Kerns helfen hohe Temperaturen und Drücke dabei, Wasserstoffatome in Protonen, Neutronen und Elektronen aufzubrechen. Die Sonne wandelt sie trotz ihres freischwebenden Zustands in Heliumatome um.

Eine solche Reaktion wird als exotherm bezeichnet. Im Verlauf dieser Reaktion wird eine große Wärmemenge freigesetzt, die 389 x 10 31 J entspricht. pro Sekunde.

Strahlungszone der Sonne

Diese Zone beginnt an der Kerngrenze (20 % des Sonnenradius) und erreicht eine Länge von bis zu 70 % des Sonnenradius. Innerhalb dieser Zone befindet sich die Sonnenmaterie, die ziemlich dicht und heiß in ihrer Zusammensetzung ist, sodass die Wärmestrahlung durch sie hindurchgeht, ohne Wärme zu verlieren.

Im Inneren des Sonnenkerns findet eine Kernfusionsreaktion statt - die Entstehung von Heliumatomen als Ergebnis der Fusion von Protonen. Als Ergebnis dieser Reaktion tritt eine große Menge an Gammastrahlung auf. Bei diesem Vorgang werden Energiephotonen emittiert, dann in der Strahlungszone absorbiert und von verschiedenen Partikeln wieder emittiert.

Die Flugbahn eines Photons wird als „Random Walk“ bezeichnet. Anstatt sich auf einem geraden Weg zur Sonnenoberfläche zu bewegen, bewegt sich das Photon in einem Zickzackmuster. Dadurch benötigt jedes Photon etwa 200.000 Jahre, um die Strahlungszone der Sonne zu überwinden. Beim Übergang von einem Teilchen zum anderen verliert das Photon Energie. Für die Erde ist das gut, denn wir könnten nur Gammastrahlung empfangen, die von der Sonne kommt. Ein Photon, das in den Weltraum eintritt, braucht 8 Minuten, um zur Erde zu gelangen.

Viele Sterne haben Strahlungszonen, und ihre Größe hängt direkt von der Größe des Sterns ab. Je kleiner der Stern, desto kleiner werden die Zonen, von denen die meisten von der Konvektionszone eingenommen werden. Den kleinsten Sternen fehlen möglicherweise Strahlungszonen, und die Konvektionszone erreicht die Entfernung zum Kern. Bei den größten Sternen ist die Situation umgekehrt, die Strahlungszone reicht bis zur Oberfläche.

konvektive Zone

Die Konvektionszone liegt außerhalb der Strahlungszone, wo die innere Wärme der Sonne durch heiße Gassäulen fließt.

Fast alle Sterne haben eine solche Zone. Bei unserer Sonne erstreckt sie sich von 70 % des Sonnenradius bis zur Erdoberfläche (Photosphäre). Das Gas in den Tiefen des Sterns, im Kern, erwärmt sich und steigt an die Oberfläche, wie Wachsblasen in einer Lampe. Beim Erreichen der Sternoberfläche geht Wärme verloren, beim Abkühlen sinkt das Gas zur Erneuerung der thermischen Energie zurück ins Zentrum. Als Beispiel können Sie einen Topf mit kochendem Wasser über ein Feuer bringen.

Die Oberfläche der Sonne ist wie lockerer Boden. Diese Unregelmäßigkeiten sind die heißen Gassäulen, die Wärme zur Sonnenoberfläche transportieren. Ihre Breite erreicht 1000 km und die Ableitungszeit erreicht 8-20 Minuten.

Astronomen glauben, dass massearme Sterne wie Rote Zwerge nur eine Konvektionszone haben, die sich bis zum Kern erstreckt. Sie haben keine Strahlungszone, was man von der Sonne nicht sagen kann.

Photosphäre

Die einzige Schicht der Sonne, die von der Erde aus sichtbar ist, ist . Unter dieser Schicht wird die Sonne undurchsichtig, und Astronomen verwenden andere Methoden, um das Innere unseres Sterns zu untersuchen. Oberflächentemperaturen von bis zu 6000 Kelvin leuchten von der Erde aus sichtbar gelb-weiß.

Die Atmosphäre der Sonne befindet sich hinter der Photosphäre. Der Teil der Sonne, der während einer Sonnenfinsternis sichtbar ist, wird als Sonnenfinsternis bezeichnet.

Die Struktur der Sonne im Diagramm

Die NASA hat speziell für Bildungszwecke eine schematische Darstellung der Struktur und Zusammensetzung der Sonne entwickelt, die die Temperatur für jede Schicht angibt:

• (Sichtbare, IR- und UV-Strahlung) ist sichtbare Strahlung, Infrarotstrahlung und ultraviolette Strahlung. Sichtbare Strahlung ist das Licht, das wir von der Sonne kommen sehen. Infrarotstrahlung ist die Wärme, die wir spüren. Ultraviolette Strahlung ist die Strahlung, die uns bräunen lässt. Die Sonne erzeugt diese Strahlungen gleichzeitig.
• (Photosphäre 6000 K) - Die Photosphäre ist die obere Schicht der Sonne, ihre Oberfläche. Eine Temperatur von 6000 Kelvin entspricht 5700 Grad Celsius.
• Radioemissionen - Neben sichtbarer Strahlung, Infrarotstrahlung und ultravioletter Strahlung sendet die Sonne Radioemissionen aus, die Astronomen mit einem Radioteleskop nachgewiesen haben. Je nach Anzahl der Sonnenflecken nimmt diese Emission zu und ab.
• Koronales Loch - Dies sind Orte auf der Sonne, an denen die Korona eine geringe Plasmadichte aufweist, was zu einer dunkleren und kälteren Korona führt.
• 2100000 K (2100000 Kelvin) - Diese Temperatur hat die Strahlungszone der Sonne.
• Konvektive Zone/Turbulente Konvektion (trans. Konvektive Zone/Turbulente Konvektion) - Dies sind Orte auf der Sonne, an denen die Wärmeenergie des Kerns durch Konvektion übertragen wird. Plasmasäulen erreichen die Oberfläche, geben ihre Wärme ab und stürzen wieder nach unten, um sich erneut zu erhitzen.
• Koronale Schleifen (trans. Koronale Schleifen) - Schleifen, die aus Plasma in der Atmosphäre der Sonne bestehen und sich entlang magnetischer Linien bewegen. Sie sehen aus wie riesige Bögen, die sich über Zehntausende von Kilometern von der Oberfläche erstrecken.
• Core (per. Core) ist das Sonnenherz, in dem die Kernfusion unter Verwendung von hoher Temperatur und Druck stattfindet. Alle Sonnenenergie kommt aus dem Kern.
• 14.500.000 K (per. 14.500.000 Kelvin) - Die Temperatur des Solarkerns.
• Strahlungszone (trans. Strahlungszone) - Die Schicht der Sonne, in der Energie durch Strahlung übertragen wird. Das Photon überwindet die Strahlungszone jenseits von 200.000 und geht in den Weltraum.
• Neutrinos (trans. Neutrino) sind Teilchen mit vernachlässigbarer Masse, die als Ergebnis einer Kernfusionsreaktion von der Sonne ausgehen. Hunderttausende Neutrinos passieren jede Sekunde den menschlichen Körper, aber sie schaden uns nicht, wir spüren sie nicht.
• Chromosphärischer Flare (trans. Chromospheric Flare) - Das Magnetfeld unseres Sterns kann sich verdrehen und dann abrupt in verschiedenen Formen brechen. Als Folge von Unterbrechungen in Magnetfeldern erscheinen starke Röntgenstrahlen, die von der Oberfläche der Sonne ausgehen.
• Magnetfeldschleife - Das Magnetfeld der Sonne befindet sich über der Photosphäre und ist sichtbar, wenn sich heißes Plasma entlang magnetischer Linien in der Sonnenatmosphäre bewegt.
• Fleck - Ein Sonnenfleck (trans. Sonnenflecken) - Dies sind Orte auf der Oberfläche der Sonne, an denen Magnetfelder die Oberfläche der Sonne passieren und die Temperatur niedriger ist, oft in einer Schleife.
• Energetische Teilchen (trans. Energetische Teilchen) - Sie kommen von der Oberfläche der Sonne, wodurch der Sonnenwind entsteht. Bei Sonnenstürmen erreicht ihre Geschwindigkeit Lichtgeschwindigkeit.
• Röntgenstrahlen (trans. Röntgenstrahlen) - für das menschliche Auge unsichtbare Strahlen, die bei Fackeln auf der Sonne entstehen.
• Helle Flecken und kurzlebige magnetische Regionen (trans. Helle Flecken und kurzlebige magnetische Regionen) - Aufgrund von Temperaturunterschieden erscheinen helle und dunkle Flecken auf der Oberfläche der Sonne.

Es besteht kein Zweifel, dass sich das winzige, sehr heiße Universum in der frühen Zeit nach dem Urknall ausdehnte und abkühlte, bis sich Protonen und Neutronen zu Atomkernen verbinden konnten. Welche Kerne wurden erhalten und in welchem ​​Verhältnis? Dies ist ein sehr interessantes Problem für Kosmologen (Wissenschaftler, die sich mit den Ursprüngen des Universums befassen), ein Problem, das uns schließlich zur Betrachtung von Novae und Supernovae zurückbringen wird. Schauen wir es uns also im Detail an.

Atomkerne haben eine Reihe von Varianten. Um diese Sorten zu verstehen, werden sie in Abhängigkeit von der Anzahl der in diesen Kernen vorhandenen Protonen klassifiziert. Diese Zahl reicht von 1 bis 100 oder mehr.

Jedes Proton hat eine elektrische Ladung von +1. Die anderen in Kernen vorhandenen Teilchen sind Neutronen, die keine elektrische Ladung haben. Daher ist die elektrische Gesamtladung eines Atomkerns gleich der Anzahl der darin enthaltenen Protonen. Ein Kern mit einem Proton hat eine Ladung von +1, ein Kern mit zwei Protonen hat eine Ladung von +2, ein Kern mit fünfzehn Protonen hat eine Ladung von +15 usw. Die Anzahl der Protonen in einem bestimmten Kern (bzw eine Zahl, die die elektrische Ladung des Kerns ausdrückt) wird Ordnungszahl genannt.

Das Universum kühlt immer mehr ab und jeder Kern kann bereits eine bestimmte Anzahl von Elektronen einfangen. Jedes Elektron hat eine elektrische Ladung von -1, und da sich entgegengesetzte Ladungen anziehen, neigt das negativ geladene Elektron dazu, in der Nähe des positiv geladenen Kerns zu bleiben. Unter normalen Bedingungen ist die Anzahl der Elektronen, die von einem einzelnen Kern gehalten werden können, gleich der Anzahl der Protonen in diesem Kern. Wenn die Anzahl der Protonen im Kern gleich der Anzahl der ihn umgebenden Elektronen ist, ist die elektrische Gesamtladung des Kerns und der Elektronen gleich Null, und ihre Kombination ergibt ein neutrales Atom. Die Anzahl der Protonen oder Elektronen entspricht der Ordnungszahl.

Ein Stoff, der aus Atomen mit gleicher Ordnungszahl aufgebaut ist, wird als Element bezeichnet. Beispielsweise ist Wasserstoff ein Element, das aus Atomen besteht, deren Kerne ein Proton und ein Elektron in der Nähe enthalten. Ein solches Atom wird als "Wasserstoffatom" bezeichnet, und der Kern eines solchen Atoms wird als "Wasserstoffkern" bezeichnet. Somit ist die Ordnungszahl von Wasserstoff 1. Helium besteht aus Heliumatomen, die Kerne mit zwei Protonen enthalten, daher ist die Ordnungszahl von Helium 2. Ähnlich hat Lithium eine Ordnungszahl von 3, Beryllium - 4, Bor - 5, Kohlenstoff - 6, Stickstoff - 7 , Sauerstoff - 8 usw.

Mit Hilfe der chemischen Analyse der Erdatmosphäre, des Ozeans und des Bodens wurde festgestellt, dass es 81 stabile Elemente gibt, dh 81 Elemente, die sich unter natürlichen Bedingungen auf unbestimmte Zeit nicht verändern.

Das am wenigsten komplexe Atom auf der Erde ist (tatsächlich) das Wasserstoffatom. Das Wachstum der Ordnungszahl wird uns zum komplexesten stabilen Atom der Erde führen. Dies ist ein Bismutatom mit der Ordnungszahl 83, d.h. jeder Bismutkern enthält 83 Protonen.

Da es insgesamt 81 stabile Elemente gibt, müssen zwei Zahlen aus der Liste der Ordnungszahlen weggelassen werden, und zwar: Atome mit 43 Protonen und 61 Protonen sind instabil, Elemente mit den Ordnungszahlen 43 und 61, die einer chemischen Analyse unterzogen wurden, sind es nicht in natürlichen Materialien gefunden.

Dies bedeutet jedoch nicht, dass Elemente mit den Ordnungszahlen 43 und 61 oder mit Zahlen größer als 83 nicht vorübergehend existieren können. Diese Atome sind instabil, also werden sie früher oder später in einem oder mehreren Schritten in Atome zerfallen, die stabil bleiben. Dies geschieht nicht unbedingt sofort, sondern kann lange dauern. Thorium (Ordnungszahl 90) und Uran (Ordnungszahl 92) benötigen Milliarden Jahre atomaren Zerfalls, um zu stabilen Bleiatomen (Ordnungszahl 82) zu werden.

Tatsächlich gelang es in all den langen Milliarden Jahren des Bestehens der Erde nur ein Teil des Thoriums und des Urans, die ursprünglich in ihrer Struktur vorhanden waren, zu zerfallen. Etwa 80 % des ursprünglichen Thoriums und 50 % des Urans sind dem Zerfall entgangen und finden sich noch heute in den Gesteinen der Erdoberfläche.

Zwar sind alle 81 stabilen Elemente (plus Thorium und Uran) in der Erdkruste (ihren oberen Schichten) vorhanden, jedoch in unterschiedlichen Mengen. Die häufigsten sind Sauerstoff (Ordnungszahl 8), Silizium (14), Aluminium (13) und Eisen (26). Sauerstoff macht 46,6 % der Erdkruste aus, Silizium - 27,7 %, Aluminium - 8,13 %, Eisen -5 %. Diese vier bilden fast sieben Achtel der Erdkruste, ein Achtel - alle anderen Elemente.

Natürlich kommen diese Elemente selten in reiner Form vor. Wenn sie sich vermischen, neigen sie dazu, sich miteinander zu verbinden. Diese Kombinationen (oder Kombinationen von Elementen) von Atomen werden Verbindungen genannt. Silizium- und Sauerstoffatome verbinden sich auf sehr skurrile Weise, hier und da gesellen sich Atome von Eisen, Aluminium und anderen Elementen zu dieser Verbindung (Silizium/Sauerstoff). Solche Verbindungen – Silikate – sind gewöhnliche Gesteine, aus denen die Erdkruste hauptsächlich besteht.

Da Sauerstoffatome selbst leichter sind als andere häufigste Elemente der Erdkruste, enthält die Gesamtmasse von Sauerstoff mehr Atome als eine ähnliche Masse anderer Elemente. Auf 1000 Atome der Erdkruste kommen 625 Atome Sauerstoff, 212 Silizium, 65 Aluminium und 19 Eisen, d. h. 92 % der Atome der Erdkruste fallen auf die eine oder andere Weise auf diese vier Elemente.

Die Erdkruste ist kein Testmuster des Universums und nicht einmal der Erde als Ganzes. Der „Kern“ der Erde (die zentrale Region, die ein Drittel der Masse des Planeten ausmacht) soll fast ausschließlich aus Eisen bestehen. Wenn wir dies berücksichtigen, macht Eisen 38% der Masse der gesamten Erde aus, Sauerstoff - 28%, Silizium - 15%. Das vierthäufigste Element ist möglicherweise eher Magnesium als Aluminium, das bis zu 7 % der Erdmasse ausmacht. Diese vier Elemente machen zusammen sieben Achtel der Masse der gesamten Erde aus. Dann kommen auf 1000 Atome im Allgemeinen auf der Erde 480 Sauerstoffatome, 215 Eisenatome, 150 Siliziumatome und 80 Magnesiumatome, d. h. zusammen machen diese vier 92,5 % aller Atome der Erde aus. Aber die Erde ist kein typischer Planet im Sonnensystem. Vielleicht bestehen Venus, Merkur, Mars und der Mond, die in ihrer Struktur der Erde sehr ähnlich sind, aus steinernen Materialien und haben wie Venus und Merkur einen eisenreichen Kern. Dasselbe gilt bis zu einem gewissen Grad für Satelliten und einige Asteroiden, aber all diese Gesteinswelten (mit oder ohne Eisenkern) machen kein halbes Prozent der Gesamtmasse aller Objekte aus, die die Sonne umkreisen. Die restlichen 99,5 % der Masse des Sonnensystems (ohne die Masse der Sonne) gehören den vier Riesenplaneten: Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Nur Jupiter (der größte von allen) macht mehr als 70 % der Gesamtmasse aus.

Vermutlich hat Jupiter einen relativ kleinen felsigen Metallkern. Die Struktur des Riesenplaneten besteht nach den Daten der Spektroskopie und Proben der Planeten aus Wasserstoff und Helium. Dies scheint auch für andere Riesenplaneten zu gelten.

Aber zurück zur Sonne, deren Masse das 500-fache der Masse aller Planetenkörper zusammen beträgt – vom Jupiter bis zum winzigen Staubkorn; Wir werden feststellen (hauptsächlich aufgrund von Spektroskopie), dass sein Volumen mit demselben Wasserstoff und Helium gefüllt ist. Tatsächlich entfallen etwa 75 % seiner Masse auf Wasserstoff, 22 % auf Helium und 3 % auf alle anderen Elemente zusammen. Die quantitative Zusammensetzung der Sonnenatome wird so sein, dass auf 1000 Sonnenatome 920 Wasserstoffatome und 80 Heliumatome kommen. Weniger als ein Atom von tausend repräsentiert alle anderen Elemente.

Zweifellos hat die Sonne den Löwenanteil der Masse des gesamten Sonnensystems, und wir werden uns nicht sehr irren, wenn wir zu dem Schluss kommen, dass ihre elementare Zusammensetzung repräsentativ für das gesamte System als Ganzes ist. Die überwältigende Mehrheit der Sterne ähnelt in ihrer elementaren Zusammensetzung der Sonne. Darüber hinaus ist bekannt, dass die verdünnten Gase, die den interstellaren und intergalaktischen Raum füllen, ebenfalls hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium bestehen.

Daraus können wir schließen, dass von 1000 Atomen des gesamten Universums 920 Wasserstoff, 80 Helium und weniger als eines alles andere sind.

WASSERSTOFF UND HELIUM

Warum so? Ist das Wasserstoff-Helium-Universum mit dem Urknall verbunden? Natürlich ja. Zumindest was Gamows Argumentationssystem betrifft, ein verbessertes, aber im Grunde unverändertes System.

So funktioniert das. Sehr bald nach dem Urknall kühlte sich das expandierende Universum in Sekundenbruchteilen bis zu dem Punkt ab, an dem die uns bekannten Bestandteile der Atome gebildet wurden: Protonen, Neutronen und Elektronen. Unter den Bedingungen der damals noch herrschenden enormen Temperatur konnte es nichts Komplizierteres geben. Die Teilchen konnten sich nicht miteinander verbinden: Bei einer solchen Temperatur prallten sie selbst bei Kollisionen sofort in verschiedene Richtungen ab.

Dies gilt auch bei Proton-Proton- oder Neutron-Neutron-Kollisionen, selbst bei viel niedrigeren Temperaturen, wie der Temperatur des gegenwärtigen Universums. Als jedoch die Temperatur in den frühen Stadien der Entwicklung des Universums weiter abfiel, kam ein Moment, in dem es bei Proton-Neutron-Kollisionen möglich wurde, dass zwei Teilchen zusammenbleiben. Zusammengehalten werden sie von der sogenannten starken Kraft, der stärksten der vier bekannten Kräfte.

Proton-1 ist der Wasserstoffkern, wie weiter oben in diesem Kapitel besprochen. Aber die Proton-Neutron-Kombination ist auch ein Wasserstoffkern, weil sie ein Proton hat, was ausreicht, um sich als Wasserstoffkern zu qualifizieren. Diese beiden Arten von Wasserstoffkernen (Proton und Proton-Neutron) werden als Wasserstoffisotope bezeichnet und in Abhängigkeit von der Gesamtzahl der darin enthaltenen Teilchen definiert. Ein Proton mit nur einem Teilchen ist der Wasserstoff-1-Kern. Die Proton-Neutron-Kombination, die nur aus zwei Teilchen besteht, ist der Wasserstoff-2-Kern.

Bei den hohen Temperaturen des frühen Universums, als sich verschiedene Kerne bildeten, war der Wasserstoff-2-Kern nicht sehr stabil. Es versuchte, entweder in separate Protonen und Neutronen zu zerfallen oder sich mit zusätzlichen Teilchen zu verbinden, mit der anschließenden Bildung komplexerer (aber vielleicht stabilerer) Kerne. Ein Wasserstoff-2-Kern kann mit einem Proton kollidieren und sich mit ihm verbinden, wodurch ein Kern gebildet wird, der aus zwei Protonen und einem Neutron besteht. In dieser Kombination gibt es zwei Protonen, und wir erhalten einen Heliumkern, und da der Kern drei Teilchen enthält, ist dies Helium-3.

Wenn Wasserstoff-2 mit einem Neutron kollidiert und schließt, entsteht ein Kern, bestehend aus einem Proton und zwei Neutronen (wiederum drei Teilchen zusammen). Das Ergebnis ist Wasserstoff-3.

Wasserstoff-3 ist bei jeder Temperatur instabil, selbst bei der niedrigen Temperatur des modernen Universums, so dass es ständigen Veränderungen unterliegt, selbst wenn es frei von dem Einfluss anderer Teilchen oder Kollisionen mit ihnen ist. Eines der beiden Neutronen im Kern von Wasserstoff-3 verwandelt sich früher oder später in ein Proton, und Wasserstoff-3 wird zu Helium-3. Unter den derzeitigen Bedingungen ist diese Veränderung nicht allzu schnell: Die Hälfte der Wasserstoff-3-Kerne verwandelt sich in etwas mehr als zwölf Jahren in Helium-3. Bei den enormen Temperaturen des frühen Universums war diese Veränderung zweifellos schneller.

Wir haben also jetzt drei Arten von Kernen, die unter modernen Bedingungen stabil sind: Wasserstoff-1, Wasserstoff-2 und Helium-3.

Helium-3-Partikel binden noch schwächer aneinander als Wasserstoff-2-Partikel, und besonders bei den erhöhten Temperaturen des frühen Universums hat Helium-3 eine starke Tendenz zum Zerfall oder zur Veränderung durch weitere Zugabe von Partikeln.

Wenn Helium-3 zufällig auf ein Proton trifft und sich ihm anschließen müsste, dann hätten wir einen Kern, der aus drei Protonen und einem Neutron besteht. Es wäre Lithium-4, das bei jeder Temperatur instabil ist, da sich eines seiner Protonen selbst bei der kühlen Temperatur der Erdoberfläche schnell in ein Neutron verwandelt. Das Ergebnis ist eine Kombination aus zwei Protonen - zwei Neutronen oder Helium-4.

Helium-4 ist ein sehr stabiler Kern, der bei normalen Temperaturen am stabilsten ist, mit Ausnahme eines einzelnen Protons, das Wasserstoff-1 bildet. Einmal gebildet, neigt es auch bei sehr hohen Temperaturen kaum zum Zerfall.

Wenn Helium-3 kollidiert und sich mit einem Neutron verbindet, wird sofort Helium-4 gebildet. Wenn zwei Wasserstoff-2-Kerne kollidieren und verschmelzen, entsteht wieder Helium-4. Wenn Helium-3 mit Wasserstoff-2 oder einem anderen Helium-3 kollidiert, entsteht Helium-4 und die überschüssigen Teilchen werden als einzelne Protonen und Neutronen ausgesiebt. Somit wird Helium-4 auf Kosten von Wasserstoff-2 und Helium-3 gebildet.

Als das Universum auf eine Temperatur abkühlte, bei der Protonen und Neutronen kombiniert komplexere Kerne bilden konnten, war der erste solche Kern, der in großen Mengen gebildet wurde, genau Helium-4.

Als sich das Universum weiter ausdehnte und abkühlte, waren Wasserstoff-2 und Helium-3 immer weniger bereit, sich zu verändern, und einige von ihnen wurden sozusagen zu einer unveränderlichen Existenz eingefroren. Derzeit ist nur eines von 7.000 Wasserstoffatomen Wasserstoff-2; Helium-3 ist noch seltener - nur ein Atom Helium pro Million. Ohne Berücksichtigung von Wasserstoff-2 und Helium-3 können wir also sagen, dass das Universum, kurz nachdem es ausreichend abgekühlt war, aus Wasserstoff-1- und Helium-4-Kernen bestand. Somit bestand die Masse des Universums aus 75 % Wasserstoff-1 und 25 % Helium-4.

An Orten, an denen die Temperatur niedrig genug war, zogen die Kerne im Laufe der Zeit negativ geladene Elektronen an, die von den positiv geladenen Kernen durch die Kraft der elektromagnetischen Wechselwirkung – der zweitstärksten der vier Wechselwirkungen – gehalten wurden. Ein einzelnes Proton des Kerns Wasserstoff-1 ist mit einem Elektron assoziiert, und zwei Protonen des Kerns Helium-4 sind mit zwei Elektronen assoziiert. So entstanden Wasserstoff- und Heliumatome. Quantitativ kommen auf 1.000 Atome im Universum 920 Wasserstoff-1-Atome und 80 Helium-4-Atome.

Das ist die Erklärung für das Wasserstoff-Helium-Universum. Aber Moment mal! Was ist mit Atomen schwerer als Helium und mit höheren Atomgewichten? (Sammeln wir alle Atome, die mehr als vier Teilchen in den Kernen enthalten, unter dem Zeichen „schwere Atome“). Es gibt sehr wenige schwere Atome im Universum, und doch existieren sie. Wie sind sie erschienen? Die Logik schreibt vor, dass Helium-4, obwohl es sehr stabil ist, immer noch eine leichte Tendenz hat, sich mit einem Proton, Neutron, Wasserstoff-2, Helium-3 oder anderem Helium-4 zu verbinden und kleine Mengen verschiedener schwerer Atome zu bilden; daraus stammen etwa 3 % der Masse des heutigen Universums, die aus diesen Atomen besteht.

Leider hält diese Antwort einer Überprüfung nicht stand. Wenn Helium-4 mit Wasserstoff-1 (ein Proton) kollidieren und sie verschmelzen würden, würde es einen Kern mit drei Protonen und zwei Neutronen geben. Es wäre Lithium-5. Wenn Helium-4 kollidieren und mit einem Neutron fusionieren würde, wäre das Ergebnis ein Kern mit zwei Protonen und drei Neutronen oder Helium-5.

Weder Lithium-5 noch Helium-5, auch wenn sie unter den Bedingungen unseres abgekühlten Universums gebildet werden, werden länger als ein paar Billionstel einer Billionstel Sekunde überleben. Während dieser Zeit zerfallen sie entweder in Helium-4 oder in ein Proton oder Neutron.

Die Möglichkeit, dass Helium-4 kollidiert und mit Wasserstoff-2 oder Helium-3 verschmilzt, ist sehr schwer fassbar, wenn man bedenkt, wie selten die letzten beiden Kerne in der ursprünglichen Mischung sind. Alle schweren Atome, die sich auf diese Weise gebildet haben könnten, sind zu wenige, um so viele der heute existierenden Atome zu erklären. Es ist eher möglich, einen Helium-4-Kern mit einem anderen Helium-4-Kern zu kombinieren. Aus einem solchen Doppelkern, bestehend aus vier Protonen und vier Neutronen, soll Beryllium-8 werden. Beryllium ist jedoch ein weiterer extrem instabiler Kern: Selbst unter den Bedingungen unseres heutigen Universums existiert er weniger als ein paar hundertstel Billionstel Sekunden. Einmal gebildet, spaltet es sich sofort in zwei Helium-4-Kerne auf.

Natürlich wäre etwas Vernünftiges passiert, wenn drei Kerne von Helium-4 durch eine „Dreier“-Kollision aufeinandergetroffen und aneinander haften geblieben wären. Aber die Hoffnung, dass dies in einer Umgebung geschehen wird, in der Helium-4 von Wasserstoff-1 umgeben ist, das es dominiert, ist zu gering, um berücksichtigt zu werden.

Daher sind zu dem Zeitpunkt, an dem sich das Universum ausgedehnt und bis zu dem Punkt abgekühlt hat, an dem die Bildung komplexer Kerne beendet ist, nur noch Wasserstoff-1 und Helium-4 im Überfluss vorhanden. Bleiben freie Neutronen übrig, zerfallen sie in Protonen (Wasserstoff-1) und Elektronen. Es werden keine schweren Atome gebildet.

In einem solchen Universum zerfallen Wolken aus Wasserstoff-Helium-Gas in galaktische Massen, und letztere kondensieren zu Sternen und Riesenplaneten. Infolgedessen bestehen sowohl Sterne als auch Riesenplaneten fast vollständig aus Wasserstoff und Helium. Und macht es Sinn, sich über einige schwere Atome Sorgen zu machen, wenn sie nur 3 % der Masse und weniger als 1 % der Anzahl der vorhandenen Atome ausmachen?

Es ergibt Sinn! Diese 3% müssen erklärt werden. Die vernachlässigbare Menge schwerer Atome in den Sternen und Riesenplaneten darf nicht vernachlässigt werden, denn ein Planet wie die Erde besteht fast ausschließlich aus schweren Atomen. Darüber hinaus macht Wasserstoff im menschlichen Körper und in Lebewesen im Allgemeinen nur 10% der Masse aus und Helium fehlt vollständig. Alle restlichen 90 % der Masse sind schwere Atome.

Mit anderen Worten, wenn das Universum kurz nach dem Urknall unverändert geblieben wäre und der Prozess der Kernbildung abgeschlossen wäre, wären Planeten wie die Erde und das Leben darauf in einer bestimmten Form völlig unmöglich.

Bevor Sie und ich in dieser Welt erscheinen konnten, mussten zuerst schwere Atome gebildet werden. Aber wie?

LECK VON DEN STERNEN

Tatsächlich ist dies für uns kein Rätsel mehr, da wir bereits darüber gesprochen haben, wie Kerne in den Tiefen der Sterne entstehen. In unserer Sonne beispielsweise wird in ihren Zentralregionen kontinuierlich Wasserstoff in Helium umgewandelt (Wasserstofffusion, die als Energiequelle der Sonne dient. Wasserstofffusion findet auch in allen anderen Hauptreihensternen statt).

Wenn dies die einzig mögliche Transformation wäre und diese Transformation dazu bestimmt wäre, auf unbestimmte Zeit mit ihrer derzeitigen Geschwindigkeit zu dauern, dann würde der gesamte Wasserstoff synthetisiert und das Universum würde etwa 500 Milliarden Jahre lang aus reinem Helium bestehen (das 30- bis 40-fache Alter unseres Universums). . Dennoch ist das Auftreten von massiven Atomen nicht klar.

Massereiche Atome entstehen, wie wir heute wissen, im Sternkern. Aber sie werden erst geboren, wenn es für einen solchen Stern an der Zeit ist, die Hauptreihe zu verlassen. Zu diesem Zeitpunkt des Klimakteriums ist der Kern so dicht und heiß, dass die Helium-4-Kerne mit der größten Geschwindigkeit und Häufigkeit aufeinander prallen. Von Zeit zu Zeit kollidieren drei Helium-4-Kerne und verschmelzen zu einem stabilen Kern, bestehend aus sechs Protonen und sechs Neutronen. Es ist Kohlenstoff-12.

Wie kann es jetzt im Kern eines Sterns zu einer dreifachen Kollision kommen und nicht in der Zeit unmittelbar nach dem Urknall?

Nun, in den Kernen von Sternen, die sich darauf vorbereiten, die Hauptreihe zu verlassen, erreicht die Temperatur unter enormem Druck etwa 100.000.000 °C. Solche Temperaturen und Drücke sind auch einem sehr jungen Universum eigen. Aber der Kern eines Sterns hat einen großen Vorteil: Es ist viel einfacher, dass eine dreifache Helium-4-Kollision stattfindet, wenn es keine anderen Kerne im Kern des Sterns gibt als Wasserstoff-1-Kerne, die Helium-4-Kerne transportieren.

Das bedeutet, dass sich im Laufe der Geschichte des Universums schwere Kerne im Inneren von Sternen gebildet haben, obwohl solche Kerne nicht unmittelbar nach dem Urknall entstanden sind. Außerdem werden sich heute und in Zukunft schwere Kerne in den Kernen von Sternen bilden. Und nicht nur Kohlenstoffkerne, sondern alle anderen massiven Kerne, einschließlich Eisen, was, wie gesagt, das Ende normaler Fusionsprozesse in Sternen ist.

Und doch bleiben zwei Fragen: 1) Wie breiten sich schwere Kerne, die in den Zentren von Sternen entstanden sind, so im Universum aus, dass sie sowohl auf der Erde als auch in uns sind? 2) Wie bilden sich Elemente mit massiveren Kernen als Eisenkernen? Schließlich ist der massivste stabile Eisenkern Eisen-58, bestehend aus 26 Protonen und 32 Neutronen. Und doch gibt es auf der Erde noch schwerere Kerne bis hin zu Uran-238 mit 92 Protonen und 146 Neutronen.

Schauen wir uns zuerst die erste Frage an. Gibt es Prozesse, die zur Ausbreitung von Sternmaterial im Universum beitragen?

Existieren. Und einige von ihnen können wir deutlich fühlen, wenn wir unsere eigene Sonne studieren.

Für das bloße Auge (mit den notwendigen Vorsichtsmaßnahmen) mag die Sonne wie eine ruhige, konturlose helle Kugel erscheinen, aber wir wissen, dass sie sich in einem Zustand eines ständigen Sturms befindet. Enorme Temperaturen in seinem Inneren verursachen Konvektionsbewegungen in den oberen Schichten (wie in einem Topf mit kochendem Wasser). Die Sonnenmaterie steigt ständig hier und da auf und bricht die Oberfläche auf, daher ist die Oberfläche der Sonne mit "Körnchen" bedeckt, die für sie konvektive Säulen sind. (Ein solches Körnchen sieht auf Fotografien der Sonnenoberfläche sehr klein aus, hat aber in Wirklichkeit die Fläche eines anständigen amerikanischen oder europäischen Staates.)

Das konvektive Material dehnt sich aus und kühlt sich ab, wenn es aufsteigt, und neigt, sobald es an der Oberfläche ist, dazu, wieder abzusinken, um Platz für eine neue, heißere Strömung zu schaffen.

Dieser ewige Kreislauf hält keinen Moment an, er unterstützt die Wärmeübertragung vom Kern zur Oberfläche der Sonne. Von der Oberfläche wird Energie in Form von Strahlung in den Weltraum abgegeben, das meiste davon ist das Licht, das wir sehen und von dem das Leben auf der Erde selbst abhängt.

Der Prozess der Konvektion kann manchmal zu außergewöhnlichen Ereignissen auf der Oberfläche des Sterns führen, wenn nicht nur Strahlung ins All entweicht, sondern auch ganze Haufen echter Sonnenmaterie ausgestoßen werden.

1842 wurde in Südfrankreich und Norditalien eine totale Sonnenfinsternis beobachtet. Sonnenfinsternisse wurden damals kaum im Detail untersucht, da sie meist in Gegenden abseits von großen astronomischen Observatorien stattfanden und es gar nicht so einfach war, lange Strecken mit einer vollen Ladung Spezialausrüstung zurückzulegen. Aber die Sonnenfinsternis von 1842 verlief in der Nähe der astronomischen Zentren Westeuropas, und die Astronomen mit ihren Instrumenten versammelten sich alle dort.

Zum ersten Mal wurde bemerkt, dass es rund um den Sonnenrand einige rotglühende, violett gefärbte Objekte gibt, die deutlich sichtbar wurden, als die Sonnenscheibe vom Mond bedeckt wurde. Es sah aus wie Jets aus Sonnenmaterial, die in den Weltraum geschossen wurden, und diese feurigen Zungen wurden "Protuberanzen" genannt.

Eine Zeit lang zögerten Astronomen noch, ob diese Protuberanzen zum Mond oder zur Sonne gehörten, aber 1851 ereignete sich eine weitere Sonnenfinsternis, diesmal in Schweden beobachtet, und sorgfältige Beobachtungen zeigten, dass die Protuberanzen ein Sonnenphänomen sind, und der Mond hat nichts mit ihnen zu tun.

Seitdem werden Protuberanzen regelmäßig untersucht und können nun jederzeit mit geeigneten Instrumenten beobachtet werden. Sie müssen dafür nicht auf eine totale Sonnenfinsternis warten. Einige Protuberanzen erheben sich in einem mächtigen Bogen und erreichen Höhen von Zehntausenden von Kilometern über der Sonnenoberfläche. Andere explodieren mit einer Geschwindigkeit von 1300 km / s nach oben. Obwohl Protuberanzen das spektakulärste Phänomen sind, das auf der Sonnenoberfläche beobachtet wird, tragen sie immer noch nicht die meiste Energie.

1859 bemerkte der englische Astronom Richard Carrington (1826-1875) einen sternförmigen Lichtpunkt, der auf der Sonnenoberfläche aufblitzte, fünf Minuten lang brannte und dann verschwand. Es war die erste aufgezeichnete Sichtung dessen, was wir heute als Sonneneruption bezeichnen. Carrington selbst dachte, dass ein großer Meteorit auf die Sonne gefallen sei.

Carringtons Beobachtung erregte erst Aufmerksamkeit, als der amerikanische Astronom George Hale 1926 das Spektrohelioskop erfand. Dadurch war es möglich, die Sonne im Licht spezieller Wellenlängen zu beobachten. Sonneneruptionen sind in einigen Wellenlängen des Lichts bemerkenswert reich, und wenn die Sonne bei diesen Wellenlängen betrachtet wird, sind die Eruptionen sehr hell zu sehen.

Jetzt wissen wir, dass Sonneneruptionen häufig sind, sie sind mit Sonnenflecken verbunden, und wenn es viele Sonnenflecken auf der Sonne gibt, treten alle paar Stunden kleine Eruptionen und größere alle paar Wochen auf.

Sonneneruptionen sind hochenergetische Explosionen auf der Sonnenoberfläche, und die Teile der Oberfläche, die aufflackern, sind viel heißer als andere Bereiche um sie herum. Eine Eruption, die sogar ein Tausendstel der Sonnenoberfläche bedeckt, kann mehr hochenergetische Strahlung (UV-, Röntgen- und sogar Gammastrahlen) aussenden, als die gesamte normale Sonnenoberfläche aussenden würde.

Obwohl die Protuberanzen sehr beeindruckend aussehen und mehrere Tage bestehen können, verliert die Sonne durch sie nur sehr wenig Materie. Flash ist eine ganz andere Sache. Sie sind weniger auffällig, viele von ihnen dauern nur wenige Minuten, selbst die größten verschwinden nach ein paar Stunden vollständig, aber sie haben eine so hohe Energie, dass sie Materie in den Weltraum schießen; diese Materie ist für immer an die Sonne verloren.

Dies begann 1843 zu verstehen, als der deutsche Astronom Samuel Heinrich Schwabe (1789–1875), der die Sonne siebzehn Jahre lang täglich beobachtete, berichtete, dass die Zahl der Sonnenflecken auf ihrer Oberfläche über einen Zeitraum von etwa elf Jahren zu- und abnahm.

1852 beobachtete der englische Physiker Edward Sabin (1788–1883), dass Störungen im Erdmagnetfeld („magnetische Stürme“) zeitgleich mit dem Sonnenfleckenzyklus ansteigen und abfallen.

Zuerst war es nur eine statistische Aussage, weil niemand wusste, was der Zusammenhang sein könnte. Als sie jedoch im Laufe der Zeit begannen, die energetische Natur von Sonneneruptionen zu verstehen, wurde eine Verbindung entdeckt. Zwei Tage nachdem eine große Sonneneruption in der Nähe des Zentrums der Sonnenscheibe ausgebrochen war (sie war also direkt der Erde zugewandt), wurden die Kompassnadeln auf der Erde verrückt, und das Nordlicht nahm ein völlig ungewöhnliches Aussehen an.

Diese zweitägige Wartezeit machte sehr viel Sinn. Würden diese Effekte durch Sonneneinstrahlung verursacht, dann würde das Zeitintervall zwischen dem Ausbruch und seinen Folgen acht Minuten betragen: Die Sonneneinstrahlung fliegt mit Lichtgeschwindigkeit auf die Erde zu. Die Verzögerung von zwei Tagen bedeutete jedoch, dass der „Störer“, der diese Effekte verursacht, mit einer Geschwindigkeit von etwa 300 km / h von der Sonne zur Erde gelangen muss. Natürlich ist es auch schnell, aber in keiner Weise an die Lichtgeschwindigkeit heranreichend. Eine solche Geschwindigkeit kann von subatomaren Teilchen erwartet werden. Diese Teilchen, die infolge von Sonnenereignissen in Richtung Erde ausgestoßen wurden, trugen elektrische Ladungen und sollten, als sie die Erde passierten, auf diese Weise Kompassnadeln und Nordlichter beeinflusst haben. Als die Idee der von der Sonne ausgestoßenen subatomaren Teilchen verstanden und aufgegriffen wurde, begann ein weiteres Merkmal der Sonne klar zu werden.

Wenn sich die Sonne in einem Zustand der totalen Sonnenfinsternis befindet, können Sie mit einem einfachen Auge ein perlmuttfarbenes Leuchten um sie herum sehen, in der Mitte, anstelle der Sonne, befindet sich die schwarze Scheibe des wolkigen Mondes. Dieses Leuchten (oder Leuchten) ist die Sonnenkrone, die ihren Namen vom lateinischen Wort Corona erhielt - eine Krone (die Krone umgibt die Sonne mit einer Art strahlender Krone oder Heiligenschein).

Die erwähnte Sonnenfinsternis von 1842 führte zum Beginn der wissenschaftlichen Erforschung von Protuberanzen. Dann wurde die Krone zum ersten Mal sorgfältig untersucht. Es stellte sich heraus, dass sie auch der Sonne gehört, nicht dem Mond. Seit 1860 beschäftigt sich die Fotografie und später die Spektroskopie mit der Corona-Forschung.

1870 untersuchte der amerikanische Astronom Charles Young (1834–1908) während einer Sonnenfinsternis in Spanien erstmals das Spektrum der Korona. Im Spektrum fand er eine hellgrüne Linie, die keiner bekannten Linie eines der bekannten Elemente entsprach. Es wurden auch andere seltsame Linien entdeckt, und Young nahm an, dass sie ein neues Element darstellten, und nannte es "Corony".

Was nützt diese "Krone", nur und alles, was es gibt, ist eine Art Spektrallinie. Bis dahin, nein, bis die Natur der Struktur des Atoms beschrieben war. Es stellte sich heraus, dass jedes Atom im Zentrum aus einem schweren Kern besteht, der an der Peripherie von einem oder mehreren leichten Elektronen umgeben ist. Jedes Mal, wenn ein Elektron ein Atom verlässt, ändern sich die von diesem Atom erzeugten Spektrallinien. Chemiker konnten das Spektrum von Atomen erkennen, die zwei oder drei Elektronen verloren hatten, aber die Technik, eine große Anzahl von Elektronen zu entfernen und das Spektrum unter diesen Bedingungen zu untersuchen, stand ihnen noch nicht zur Verfügung.

1941 gelang Bengt Edlen der Nachweis, dass „Coronium“ überhaupt kein neues Element ist. Gewöhnliche Elemente - Eisen, Nickel und Kalzium hinterlassen genau die gleichen Linien, wenn Sie ihnen ein Dutzend Elektronen entziehen. „Coronium“ war also ein gewöhnliches Element, dem viele Elektronen fehlten.

Ein so großer Elektronenmangel konnte nur durch außergewöhnlich hohe Temperaturen verursacht werden, und Edlen schlug vor, dass die Sonnenkorona eine Temperatur von ein oder zwei Millionen Grad haben sollte. Zuerst stieß dies auf allgemeines Unglauben, aber schließlich, als die Stunde der Raketentechnologie kam, stellte sich heraus, dass die Sonnenkorona Röntgenstrahlen aussendet, und dies konnte nur bei den von Edlen vorhergesagten Temperaturen auftreten.

Die Korona ist also die äußere Atmosphäre der Sonne, die kontinuierlich von Materie gespeist wird, die von Sonneneruptionen herausgeschleudert wird. Die Korona ist eine extrem strahlende Materie, so verdünnt, dass sich weniger als eine Milliarde Teilchen in einem Kubikzentimeter befinden, was etwa einem Billionstel der Dichte der Erdatmosphäre auf Meereshöhe entspricht.

Tatsächlich ist dies ein echtes Vakuum. Die Energie, die von der Sonnenoberfläche durch ihre Eruptionen, Magnetfelder und gewaltigen Schallschwingungen von den unaufhörlich dröhnenden Konvektionsströmen ausgestoßen wird, wird auf eine relativ kleine Anzahl von Teilchen verteilt. Obwohl die gesamte in der Korona enthaltene Wärme gering ist (angesichts ihres angemessenen Volumens), ist die Wärmemenge, die jedes dieser wenigen Teilchen besitzt, ziemlich hoch, und es ist diese „Wärme pro Teilchen“, die mit der gemessenen Temperatur gemeint ist.

Koronateilchen sind einzelne Atome, die von der Sonnenoberfläche nach außen geschleudert werden, denen die meisten oder alle Elektronen durch hohe Temperaturen weggenommen wurden. Da die Sonne hauptsächlich aus Wasserstoff besteht, sind die meisten dieser Teilchen Wasserstoffkerne oder Protonen. Auf Wasserstoff folgen mengenmäßig Heliumkerne. Die Zahl aller anderen schwereren Kerne ist ganz vernachlässigbar. Und obwohl einige schwere Kerne die berühmten Koroniumlinien verursachen, sind sie nur in Spuren vorhanden.

Koronateilchen bewegen sich in alle Richtungen von der Sonne weg. Während sie sich ausbreiten, nimmt die Korona immer mehr Volumen ein und wird immer dünner. Dadurch wird sein Licht immer schwächer, bis es in einiger Entfernung von der Sonne ganz verschwindet.

Die bloße Tatsache, dass die Korona bis zum völligen Verschwinden für das Auge des Betrachters schwächer wird, bedeutet jedoch nicht, dass sie nicht in Form von ins All rauschenden Teilchen weiterexistiert. Der amerikanische Physiker Eugene Parker (geb. 1927) nannte diese schnellen Teilchen 1959 den Sonnenwind.

Der sich ausdehnende Sonnenwind erreicht die nächsten Planeten und geht noch weiter. Raketentests haben gezeigt, dass der Sonnenwind über die Umlaufbahn von Saturn hinaus nachweisbar ist und wahrscheinlich sogar über die Umlaufbahnen von Neptun und Pluto hinaus nachweisbar sein wird.

Mit anderen Worten, alle Planeten, die um die Sonne kreisen, bewegen sich in ihrer breitesten Atmosphäre. Diese Atmosphäre ist jedoch so verdünnt, dass sie die Bewegung der Planeten nicht merklich beeinflusst.

Und doch ist der Sonnenwind nichts so Gespenstisches, dass er sich nicht in vielerlei Hinsicht manifestiert. Partikel des Sonnenwinds sind elektrisch geladen, und diese Partikel, eingefangen vom Magnetfeld der Erde, bilden "Van-Allen-Gürtel", die die Aurora entzünden, Kompasse und elektronische Geräte verwirren. Sonneneruptionen verstärken den Sonnenwind für einen Moment und erhöhen die Intensität dieser Effekte für eine Weile erheblich.

In der Nähe der Erde rasen Sonnenwindpartikel mit einer Geschwindigkeit von 400-700 km / s, und ihre Anzahl in 1 cm 3 variiert zwischen 1 und 80. Wenn diese Partikel auf die Erdoberfläche treffen, hätten sie die schädlichste Wirkung Auf alle Lebewesen sind wir glücklicherweise durch das Magnetfeld der Erde und ihre Atmosphäre geschützt.

Die Menge an Materie, die die Sonne durch den Sonnenwind verliert, beträgt 1 Milliarde kg/s. Nach menschlichen Maßstäben ist es schrecklich viel, für die Sonne ist es nur eine Kleinigkeit. Die Sonne befindet sich seit etwa 5 Milliarden Jahren auf der Hauptreihe und wird noch weitere 5–6 Milliarden Jahre darauf bleiben. Wenn sie während dieser ganzen Zeit mit dem Wind in der aktuellen Geschwindigkeit an Masse verloren hat und weiter verlieren wird, dann wird der Gesamtverlust der Sonne über die gesamte Zeit ihres Lebens als Hauptreihenstern 1/5 von ihr betragen Masse.

Nichtsdestotrotz ist 1/5 der Masse eines festen Sterns keine durchschnittliche Menge, die zum Gesamtvorrat an Materie hinzugefügt wird, die in den riesigen Räumen zwischen den Sternen driftet. Dies ist nur ein Beispiel dafür, wie sich Materie von Sternen entfernen und sich dem gesamten Angebot an interstellarem Gas anschließen kann.

Unsere Sonne ist in diesem Sinne nicht ungewöhnlich. Wir haben allen Grund zu der Annahme, dass jeder Stern, der noch nicht zusammengebrochen ist, einen Sternenwind aussendet.

Natürlich können wir die Sterne nicht auf die gleiche Weise untersuchen wie die Sonne, aber einige Verallgemeinerungen können gemacht werden. So gibt es zum Beispiel kleine, kühle Rote Zwerge, die in unregelmäßigen Abständen plötzlich einen Helligkeitsanstieg zeigen, begleitet von einem Aufhellen des Lichts. Diese Verstärkung dauert einige Minuten bis zu einer Stunde und hat solche Eigenschaften, dass sie mit einem Blitz auf der Oberfläche eines kleinen Sterns verwechselt werden kann.

Diese Roten Zwerge werden daher Leuchtsterne genannt.

Eine Eruption, die weniger stark ist als eine Sonneneruption, wird auf einem kleinen Stern eine viel deutlichere Wirkung erzielen. Wenn eine ausreichend große Flare die Strahlkraft der Sonne um 1 % erhöhen kann, dann würde die gleiche Flare ausreichen, um das Licht eines schwachen Sterns um das 250-fache zu verstärken.

Als Ergebnis kann sich herausstellen, dass Rote Zwerge einen Sternenwind von sehr beeindruckender Qualität senden.

Einige Sterne senden wahrscheinlich ungewöhnlich starke Sternwinde aus. Rote Riesen zum Beispiel haben eine exorbitant gestreckte Struktur, von denen die größten einen 500-mal größeren Durchmesser als die Sonne haben. Daher ist ihre Oberflächengravitation relativ gering, da die große Masse des riesigen Roten Riesen kaum durch den ungewöhnlich großen Abstand vom Zentrum zur Oberfläche ausgeglichen wird. Darüber hinaus nähern sich die Roten Riesen dem Ende ihrer Existenz und werden mit ihrem Zusammenbruch enden. Sie sind daher extrem turbulent.

Daraus lässt sich schließen, dass starke Wirbel trotz schwacher Oberflächenanziehung Sternmaterie abtransportieren.

Der große rote Riese Beteigeuze ist uns nahe genug, dass Astronomen einige Daten über ihn sammeln können. Zum Beispiel wird angenommen, dass der Sternwind von Beteigeuze eine Milliarde Mal stärker ist als der der Sonne. Selbst wenn man bedenkt, dass die Masse von Beteigeuze das 16-fache der Sonne beträgt, könnte diese Masse bei dieser Abnahmerate in etwa einer Million Jahren vollständig schmelzen (wenn sie nicht viel früher zusammenbricht).

Anscheinend können wir davon ausgehen, dass der Sonnenwind unseres Sterns nicht allzu weit von der durchschnittlichen Intensität aller Sternwinde im Allgemeinen entfernt ist. Wenn wir davon ausgehen, dass es in unserer Galaxie 300 Milliarden Sterne gibt, dann beträgt die Gesamtmasse, die durch den Sternwind verloren geht, 3 x 1020 kg/s.

Das bedeutet, dass alle 200 Jahre so viel Materie wie die Masse der Sonne die Sterne im interstellaren Raum verlässt. Unter der Annahme, dass unsere Galaxie 15 Milliarden Jahre alt ist und dass die Sonnenwinde während dieser Zeit gleich „wehten“, erhalten wir, dass die Gesamtmasse der Materie, die von den Sternen in den Weltraum transportiert wird, gleich der Masse von 75 Millionen Sternen ist, wie unsere Sonne , oder ungefähr 1/ 3 Masse der Galaxie.

Aber Sternwinde stammen von den Oberflächenschichten von Sternen, und diese Schichten bestehen vollständig (oder fast vollständig) aus Wasserstoff und Helium. Daher enthalten Sternwinde vollständig (oder fast vollständig) denselben Wasserstoff und dasselbe Helium und führen keine schweren Kerne in das galaktische Gemisch ein.

Schwere Kerne werden im Zentrum des Sterns gebildet und bleiben, da sie weit von der Sternoberfläche entfernt sind, während der Bildung des Sternwinds bewegungslos.

Wenn es einige Spuren von schweren Kernen in den oberen Schichten der Sternstruktur gibt (wie wir es in der Sonne haben), schließt der Sternwind diese wenigen Kerne natürlich ein. Schwere Kerne wurden ursprünglich nicht im Inneren von Sternen gebildet, sondern tauchten dort auf, als sich der Stern bereits gebildet hatte. Sie sind aus der Wirkung einer externen Quelle entstanden, die wir finden müssen.

AUSGANG DURCH DIE KATASTROPHE

Wenn Sternwinde nicht der Mechanismus sind, durch den schwere Kerne vom Zentrum eines Sterns in den Weltraum transportiert werden, wenden wir uns den heftigen Ereignissen zu, die auftreten, wenn ein Stern die Hauptreihe verlässt.

Hier müssen wir gleich die meisten Sterne durchstreichen.

Ungefähr 75-80 % der existierenden Sterne sind viel kleiner als die Sonne. Sie bleiben, je nachdem, wie klein sie sind, zwischen 20 und 200 Milliarden Jahren in der Hauptreihe, was bedeutet, dass keiner der heute existierenden kleinen Sterne jemals die Hauptreihe verlassen hat. Selbst die ältesten von ihnen, die zu Beginn des Universums in den ersten Milliarden Jahren nach dem Urknall entstanden sind, hatten noch keine Zeit, ihren Wasserstoffbrennstoff so weit zu verbrauchen, dass sie die Hauptreihe verlassen sollten.

Auch wenn ein kleiner Stern die Hauptreihe verlässt, tut er dies leise. Je kleiner der Stern ist, desto ruhiger verläßt er unseres Wissens nach diese Sequenz. Ein kleiner Stern (wie im Allgemeinen alle Sterne) wird sich zu einem Roten Riesen ausdehnen, aber in diesem Fall führt diese Ausdehnung zur Bildung eines kleinen Roten Riesen. Es wird wahrscheinlich viel länger leben als andere, größer und auffälliger, und sich schließlich durch Zusammenbruch mehr oder weniger leise in einen Weißen Zwerg verwandeln, natürlich nicht so dicht wie Sirius B.

Schwere Elemente, die in den Tiefen eines kleinen Sterns gebildet wurden (hauptsächlich Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff), die während seiner Existenz in der Hauptreihe in seinem Kern verbleiben, werden dort nach der Umwandlung des Sterns in einen Weißen Zwerg verbleiben. Sie werden unter keinen Umständen in mehr als einer unbedeutenden Menge in die Speicherung von interstellarem Gas gelangen. Außer in sehr seltenen Fällen verbleiben schwere Elemente, die aus kleinen Sternen stammen, auf unbestimmte Zeit in diesen Sternen.

Sterne mit gleicher Masse wie die Sonne (10–20 % von ihnen) kollabieren und verwandeln sich in Weiße Zwerge, die nur 5 bis 15 Milliarden Jahre auf der Hauptreihe geblieben sind. Unsere Sonne, die ungefähr 10 Milliarden Jahre lang in der Hauptreihe gewesen sein sollte, befindet sich immer noch darauf, weil sie erst vor 5 Milliarden Jahren entstanden ist.

Sonnenähnliche Sterne, älter als unsere Sonne, haben die Hauptreihe vielleicht längst verlassen. Dasselbe geschah mit anderen ähnlichen Sternen, die in den Kinderschuhen unseres Universums entstanden. Sterne, die die gleiche Masse wie die Sonne haben, bilden größere rote Riesen als kleine Sterne, und diese roten Riesen, die den Punkt erreicht haben, ein weißer Zwerg zu werden, kollabieren heftiger als diese Sterne. Die Energie des Zusammenbruchs bläst die oberen Schleier des Sterns weg und trägt sie in den Weltraum, wodurch ein planetarischer Nebel des zuvor beschriebenen Typs entsteht.

Die expandierende Gasladung, die beim Kollaps eines sonnenförmigen Sterns entsteht, kann 10 bis 20 % seiner ursprünglichen Masse enthalten. Diese Materie wird jedoch von den äußeren Regionen des Sterns weggetragen, und selbst wenn solche Sterne kurz vor dem Kollaps stehen, sind diese Regionen im Wesentlichen nichts anderes als eine Mischung aus Wasserstoff und Helium.

Selbst wenn durch die Turbulenzen eines am Kollapspunkt stehenden Sterns schwere Kerne aus seinem Inneren an die Oberfläche befördert und als Teil eines Gasstroms ins All geschleudert werden, ist er immer noch ein winziger, kaum wahrnehmbarer Teil jene schweren Kerne, die in interstellaren Gaswolken existieren.

Aber da wir bei der Entstehung von Weißen Zwergen aufgehört haben, ist die Frage angebracht: Was passiert in jenen Sonderfällen, wenn der Weiße Zwerg nicht das Ende bedeutet, sondern als Faktor bei der Verteilung der Materie im Weltraum dient?

An früherer Stelle in diesem Buch haben wir über Weiße Zwerge als Teil eines engen Doppelsternsystems gesprochen, das in der Lage ist, Materie auf Kosten eines Begleitsterns anzusammeln, der sich dem Stadium eines Roten Riesen nähert. Von Zeit zu Zeit wird ein Teil dieser Materie auf der Oberfläche eines Weißen Zwergs von einer Kernreaktion bedeckt, und die freigesetzte enorme Energie, die Fusionsprodukte mit Wucht in den Weltraum schleudert, lässt sie mit neuer Helligkeit aufleuchten.

Aber das Material, das der Weiße Zwerg aufbaut, besteht hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium aus den äußeren Schichten des sich ausdehnenden Roten Riesen. Die Fusionsreaktion verwandelt Wasserstoff in Helium, und es ist die Heliumwolke, die während der Explosion in den Weltraum fliegt.

Das bedeutet, dass in diesem letzten Fall, falls schwere Kerne vom Begleitstern stammen oder im Prozess der Synthese entstanden sind, ihre Anzahl so vernachlässigbar ist, dass sie die vielen schweren Kerne, die in interstellaren Wolken verstreut sind, nicht erklären können.

Was bleibt uns?

Die einzig mögliche Quelle für schwere Kerne ist eine Supernova.

Eine Typ-1-Supernova tritt, wie ich bereits erklärt habe, auf demselben Boden auf wie gewöhnliche Novae: Ein Weißer Zwerg erhält Materie von einem nahen Begleiter, der kurz davor steht, ein Roter Riese zu werden. Der Unterschied besteht darin, dass sich der Weiße Zwerg hier an der Chandrasekhar-Massengrenze befindet, sodass die zusätzliche Masse ihn schließlich über diese Grenze hinaus treibt. Der Weiße Zwerg ist dem Untergang geweiht. Gleichzeitig tritt darin eine starke Kernreaktion auf und es explodiert.

Seine gesamte Struktur mit einer Masse von 1,4 Sonnenmassen zerfällt zu Staub und verwandelt sich in eine Wolke aus expandierendem Gas.

Eine Zeit lang beobachten wir es als Supernova, aber diese im ersten Moment sehr starke Strahlung verschwindet allmählich. Alles, was bleibt, ist eine Gaswolke, die sich über Millionen von Jahren ausdehnt, bis sie mit dem allgemeinen Hintergrund aus interstellarem Gas verschmilzt.

Wenn ein Weißer Zwerg explodiert, werden riesige Mengen an Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff und Neon (aller schweren Kerne der häufigsten Elemente) in den Weltraum gestreut. Während der Explosion selbst findet eine weitere Kernreaktion statt, die zur Bildung kleiner Mengen von Kernen führt, die sogar schwerer als Neon sind. Natürlich sind nur sehr wenige Weiße Zwerge massereich genug und nahe genug an einem großen Begleitstern, um eine Typ-1-Supernova zu werden, aber im Laufe der 14 Milliarden Jahre des Lebens der Galaxie gab es so viele solcher Explosionen, dass es noch mehr geben könnte als eine beträchtliche Anzahl schwerer Kerne erklären, die in interstellarem Gas vorhanden sind.

Der Rest der schweren Kerne existiert im interstellaren Medium als Ergebnis der Entwicklung von Supernovae vom Typ 2. Wir sprechen, wie gesagt, von massereichen Sternen, die 10-, 20- und sogar 60-mal schwerer sind als die Sonne.

Im Stadium der Existenz von Sternen in Form von Roten Riesen findet in ihren Kernen eine Kernfusion statt, die andauert, bis sich dort in großer Zahl Eisenkerne zu bilden beginnen. Die Bildung von Eisen ist eine Sackgasse, jenseits derer die Kernfusion nicht länger als energieerzeugendes Gerät existieren kann. Daher kollabiert der Stern.

Obwohl der Kern des Sterns sukzessive tiefere Schichten schwerer Kerne bis hin zu Eisenkernen enthält, weisen die äußeren Regionen des Sterns immer noch beeindruckende Mengen an intaktem Wasserstoff auf, der niemals hohen Temperaturen und Drücken ausgesetzt war, die ihn zu einer Kernreaktion zwingen könnten.

Der Kollaps eines Riesensterns ist so schnell, dass er einen scharfen, katastrophalen Temperatur- und Druckanstieg erfährt. Der gesamte bisher ungestörte Wasserstoff (und auch das Helium) reagiert nun auf einmal. Das Ergebnis ist eine kolossale Explosion, die wir von der Erde aus als Typ-2-Supernova beobachten.

Die in diesem Fall freigesetzte Energie kann und wird in Kernreaktionen fließen, die Kerne bilden können, die schwerer sind als die von Eisen. Eine solche Kernbildung erfordert einen Energiezufluss, aber inmitten der Wut einer Supernova ist Energie nicht zu besetzen ... So entstehen Kerne bis hin zu Uran und schwerer. Es ist genug Energie für die Bildung radioaktiver (d. h. instabiler) Kerne vorhanden, die mit der Zeit zerfallen.

Tatsächlich wurden alle schweren Kerne, die im Universum existieren, als Ergebnis von Typ-2-Supernova-Explosionen gebildet.

Natürlich sind solche massereichen Sterne, aus denen mit Sicherheit eine Typ-2-Supernova hervorgehen wird, nicht üblich. Nur ein Stern von einer Million, oder vielleicht sogar noch weniger, hat dafür genug Masse. Dies ist jedoch kein so seltener Fall, wie es auf den ersten Blick scheint.

Daher gibt es in unserer Galaxie Zehntausende von Sternen, die potenzielle Typ-2-Supernovae sind.

Da Riesensterne höchstens ein paar Millionen Jahre in der Hauptreihe bleiben können, fragen wir uns zu Recht: Warum sind sie nicht alle vor langer Zeit explodiert und verschwunden? Tatsache ist, dass ständig neue Sterne entstehen und einige davon Sterne mit sehr großer Masse sind. Die Supernovae vom Typ 2, die wir jetzt beobachten, sind die Eruptionen von Sternen, die erst vor wenigen Millionen Jahren entstanden sind. Supernovae vom Typ 2, die in ferner Zukunft auftreten werden, werden Explosionen großer Sterne sein, die heute noch nicht existieren. Vielleicht gibt es Supernovae und grandiosere. Bis vor relativ kurzer Zeit waren sich Astronomen sicher, dass Sterne mit einer 60-fachen Masse der Sonne wahrscheinlich gar nicht existieren. Man glaubte, dass solche Sterne in ihren Kernen so viel Hitze entwickeln würden, dass sie trotz der enormen Schwerkraft sofort explodieren würden.

Mit anderen Worten, sie würden sich niemals überhaupt bilden können.

In den 1980er Jahren wurde jedoch erkannt, dass einige Aspekte von Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie in diesen Argumenten nicht berücksichtigt wurden. Nachdem diese Aspekte in astronomischen Berechnungen berücksichtigt wurden, stellte sich heraus, dass Sterne mit 100 Sonnendurchmessern und 2000 Sonnenmassen noch stabil sein könnten. Darüber hinaus haben mehrere astronomische Beobachtungen bestätigt, dass solche supermassereichen Sterne existieren.

Natürlich kollabierten und explodierten supermassereiche Sterne schließlich als Supernovae, die viel mehr Energie und über einen viel längeren Zeitraum produzierten als gewöhnliche Supernovae. Diese Superexplosionen sollten offenbar als Supernovae vom Typ 3 angesehen werden.

Etwa zur gleichen Zeit beschloss der sowjetische Astronom V. P. Utrobin, astronomische Aufzeichnungen vergangener Jahre rückblickend zu studieren, um dort eine Supernova zu finden, die ihrer Natur nach eine Supernova vom Typ 3 wäre das Sternbild Perseus, das ist genau der Fall. Anstatt in wenigen Tagen oder Wochen ihren Höhepunkt zu erreichen, brauchte diese Supernova ein ganzes Jahr, um ihre maximale Helligkeit zu erreichen, danach verblasste sie sehr langsam und blieb neun Jahre lang in Sichtweite.

Die von ihm abgegebene Gesamtenergie war zehnmal größer als die Energie einer gewöhnlichen Supernova. Selbst in unserer Zeit fanden Astronomen dies fantastisch und waren sichtlich verwirrt.

Solche superschweren Sterne sind extrem selten, aber die Anzahl der von ihnen produzierten schweren Kerne ist tausendmal oder mehr größer als die Anzahl der Kerne, die von gewöhnlichen Supernovae produziert werden. Das bedeutet, dass der Beitrag schwerer Kerne zu interstellaren Gaswolken, der von superschweren Sternen geleistet wird, sehr groß ist. In unserer Galaxie gab es während ihrer Existenz anscheinend 300 Millionen Explosionen verschiedener Supernovae (und eine ähnliche Anzahl, bereinigt um den Größenunterschied, untereinander), und dies reicht völlig aus, um die Reserven schwerer Kerne in interstellarem Gas zu erklären , in den äußeren Schichten gewöhnlicher Sterne (und zusätzlich zu unserem Planetensystem - in allen Planeten).

Jetzt sehen Sie, dass praktisch die gesamte Erde und wir alle fast ausschließlich aus Atomen bestehen, die im Inneren von Sternen (außer unserer Sonne) gebildet und während früher Supernova-Explosionen im Weltraum verteilt wurden. Wir können nicht auf einzelne Atome zeigen und sagen, auf welchem ​​Stern sie geboren wurden und wann genau sie ins All geschleudert wurden, aber wir wissen, dass sie auf einem fernen Stern geboren wurden und als Ergebnis einer Explosion in der fernen Vergangenheit zu uns kamen.

Wir und unsere Welt sind also nicht nur aus Sternen entstanden, sondern aus explodierenden Sternen. Wir kamen von Supernovae!

Anmerkungen:

Der innerste Teil des erdnächsten Strahlungsgürtels, der "Van-Allen-Gürtel", wird von Protonen und Elektronen gebildet, die durch den Zerfall von Neutronen entstehen, die aus den oberen Schichten der Erdatmosphäre austreten - Notiz. ed.

Die Energiequelle der Sonne

Wissen ist Macht

Kohlenstoffzyklus

Wie wird im Inneren von Sternen Wasserstoff zu Helium umgewandelt? Die erste Antwort auf diese Frage fanden unabhängig voneinander Hans Bethe in den USA und Karl-Friedrich von Weizsäcker in Deutschland. 1938 entdeckten sie die erste Reaktion, die Wasserstoff in Helium umwandelt und die Energie liefern kann, die benötigt wird, um Sterne am Leben zu erhalten. Die Zeit dafür ist reif: Am 11. Juli 1938 ging Weizsäckers Manuskript bei der Redaktion der Zeitschrift „Zeitschrift für Physik“ ein, und am 7. September desselben Jahres ging Bethes Manuskript bei der Redaktion der Zeitschrift „Physical Rezension". Beide Papiere skizzierten die Entdeckung des Kohlenstoffkreislaufs. Bethe und Critchfield schickten bereits am 23. Juni ein Papier, das den wichtigsten Teil des Proton-Proton-Zyklus enthielt.

Dieser Prozess ist ziemlich komplex. Für sein Auftreten ist es notwendig, dass neben Wasserstoff auch Atome anderer Elemente wie Kohlenstoff in Sternen vorhanden sind. Die Kerne von Kohlenstoffatomen spielen die Rolle von Katalysatoren. Katalysatoren kennen wir aus der Chemie. Protonen lagern sich an Kohlenstoffkerne an, wo Heliumatome gebildet werden. Dann verdrängt der Kohlenstoffkern die aus Protonen gebildeten Heliumkerne und bleibt dabei selbst unverändert.

Die Abbildung zeigt das Schema dieser Reaktion, die die Form eines geschlossenen Kreislaufs hat. Betrachten Sie diese Reaktion beginnend am oberen Rand der Abbildung. Der Prozess beginnt damit, dass der Kern eines Wasserstoffatoms mit einem Kohlenstoffkern der Massenzahl 12 kollidiert. Wir bezeichnen ihn als C 12 . Durch den Tunneleffekt kann das Proton die elektrischen Abstoßungskräfte des Kohlenstoffkerns überwinden und sich mit ihm verbinden.

Die Umwandlung von Wasserstoff in Helium im Kohlenstoffkreislauf von Bethe-Reaktionen im Inneren von Sternen. Rote Wellenpfeile zeigen, dass das Atom ein Quantum elektromagnetischer Strahlung aussendet.

Der neue Kern besteht bereits aus dreizehn schweren Elementarteilchen. Durch die positive Ladung des Protons erhöht sich die Ladung des ursprünglichen Kohlenstoffkerns. Dabei entsteht ein Stickstoffkern mit der Massenzahl 13. Er wird als N 13 bezeichnet. Dieses Stickstoffisotop ist radioaktiv und sendet nach einer Weile zwei Lichtteilchen aus: ein Positron und ein Neutrino - ein Elementarteilchen, von dem wir später noch hören werden. Aus dem Stickstoffkern wird also ein Kohlenstoffkern mit der Massenzahl 13, d.h. in C13. Dieser Kern hat wieder die gleiche Ladung wie der Kohlenstoffkern zu Beginn des Zyklus, aber seine Massenzahl ist bereits eins mehr. Jetzt haben wir einen Kern eines anderen Kohlenstoffisotops. Wenn ein anderes Proton mit diesem Kern kollidiert, erscheint der Stickstoffkern wieder. Jetzt hat es jedoch eine Massenzahl von 14, was N 14 ist. Wenn ein neues Stickstoffatom mit einem anderen Proton kollidiert, dann geht es in O 15 über, d.h. in einen Sauerstoffkern mit einer Massenzahl von 15. Dieser Kern ist auch radioaktiv, er emittiert wieder ein Positron und ein Neutrino und geht in N 15 über - Stickstoff mit einer Massenzahl von 15. Wir sehen, dass der Prozess mit Kohlenstoff mit einer Masse begann 12 und führte zum Auftreten von Stickstoff mit einer Massenzahl von 15. So führt die sukzessive Zugabe von Protonen zum Auftreten von immer schwereren Kernen. Wenn sich ein weiteres Proton dem Kern N 15 anschließt, dann fliegen zwei Protonen und zwei Neutronen gemeinsam aus dem gebildeten Kern heraus, die den Heliumkern bilden. Der schwere Kern wird wieder zum ursprünglichen Kohlenstoffkern. Der Kreis ist geschlossen.

Dadurch verbinden sich vier Protonen und bilden einen Heliumkern: Aus Wasserstoff wird Helium. Dabei wird Energie freigesetzt, die ausreicht, damit die Sterne Milliarden von Jahren leuchten.

Die Erwärmung von Sternmaterie tritt nicht in allen Stadien der von uns betrachteten Reaktionskette auf. Die Sternmaterie wird teilweise durch elektromagnetische Strahlungsquanten, die ihre Energie auf das Sterngas übertragen, und teilweise durch Positronen, die fast sofort mit den freien Elektronen des Sterngases vernichten, erhitzt. Bei der Vernichtung von Positronen und Elektronen entstehen auch Quanten elektromagnetischer Strahlung. Die Energie dieser Quanten wird auf Sternmaterie übertragen. Ein kleiner Teil der freigesetzten Energie wird zusammen mit den ausgehenden Neutrinos vom Stern weggetragen. Wir werden später einige obskure Fragen im Zusammenhang mit Neutrinos betrachten.

1967 erhielt Bethe den Nobelpreis für Physik für die Entdeckung des Kohlenstoffkreislaufs, die er 1938 zusammen mit von Weizsäcker machte. Dabei hat das Nobelkomitee offenbar vergessen, dass die Ehre dieser Entdeckung nicht allein Beta gebührt.

Wir wissen, dass die zyklische Umwandlung in Gegenwart von katalytischen Elementen stattfindet: Kohlenstoff und Stickstoff. Aber im Sterninneren müssen nicht alle drei Elemente vorhanden sein. Einer davon reicht. Wenn mindestens eine Reaktion des Zyklus beginnt, erscheinen die Elementkatalysatoren als Ergebnis der nachfolgenden Reaktionsstufen. Darüber hinaus führt der Ablauf einer zyklischen Reaktion dazu, dass zwischen widerstrebenden Isotopen ein wohldefiniertes quantitatives Verhältnis besteht. Dieses Mengenverhältnis hängt von der Temperatur ab, bei der der Zyklus stattfindet. Astrophysiker können nun mit Hilfe ihrer spektroskopischen Methoden eine ziemlich genaue quantitative Analyse der kosmischen Materie durchführen. Aus dem Verhältnis zwischen der Anzahl der Isotope C 12 , C 13 , N 14 und N 15 lässt sich oft nicht nur feststellen, dass im Sterninneren eine Stoffumwandlung nach dem Kohlenstoffkreislauf stattfindet, sondern auch bei welcher Temperatur diese stattfindet Reaktionen auftreten. Wasserstoff kann aber nicht nur über den Kohlenstoffkreislauf in Helium umgewandelt werden. Neben den Reaktionen des Kohlenstoffkreislaufs finden auch andere, einfachere Umwandlungen statt. Sie sind es, die den Hauptbeitrag (zumindest auf der Sonne) zur Freisetzung von Energie leisten. Als nächstes wenden wir uns der Betrachtung dieser Reaktionen zu.

Astrophysiker haben seit den 1930er Jahren keinen Zweifel daran, dass von den Kernreaktionen in leichten Elementen die Bildung von Helium die einzige ist, die in der Lage ist, die Strahlung von Sternen in der Hauptreihe des Spektrum-Leuchtkraft-Diagramms für eine ausreichend lange und energetische Zeit aufrechtzuerhalten aus Wasserstoff. Andere Reaktionen dauern entweder zu kurz (natürlich im kosmischen Maßstab!) oder geben zu wenig Energie ab.

Der Weg der direkten Vereinigung von vier Wasserstoffkernen zu einem Heliumkern erwies sich jedoch als unmöglich: Die Reaktion der Umwandlung von Wasserstoff in Helium im Inneren von Sternen muss „Umwege“ gehen.

Der erste Weg besteht in der sequentiellen Verbindung von zuerst zwei Wasserstoffatomen, dann der Hinzufügung eines dritten zu ihnen und so weiter.

Der zweite Weg besteht darin, Wasserstoff mit Hilfe von Stickstoff- und insbesondere Kohlenstoffatomen in Helium umzuwandeln.

Obwohl der erste Weg anscheinend einfacher ist, genoss er lange Zeit keinen "gebührenden Respekt", und Astrophysiker glaubten, dass die Hauptreaktion, die Sterne mit Energie versorgt, der zweite Weg ist - der "Kohlenstoffkreislauf".

Vier Protonen bilden einen Heliumkern, der von sich aus niemals ein α-Teilchen bilden wollte, wenn Kohlenstoff ihnen nicht helfen würde.

Kohlenstoff spielt in der Kette dieser Reaktionen die Rolle eines notwendigen Komplizen und sozusagen eines Organisators. Bei chemischen Reaktionen gibt es auch solche Komplizen, sogenannte Katalysatoren.

Beim Bau von Helium wird Energie nicht nur nicht verbraucht, sondern im Gegenteil freigesetzt. Tatsächlich wurde die Umwandlungskette von der Emission von drei γ-Quanten und zwei Positronen begleitet, die ebenfalls in γ-Strahlung umgewandelt wurden. Der Rest ist: 10 –5 (4·1,00758–4,00390) = 0,02642·10 –5 atomare Masseneinheiten.

Die mit dieser Masse verbundene Energie wird in den Eingeweiden des Sterns freigesetzt, sickert langsam an die Oberfläche und strahlt dann in den Weltraum aus. Die Heliumfabrik arbeitet in den Sternen so lange, bis die Rohstoffe, also der Wasserstoff, zur Neige gehen. Was als nächstes passiert, werden wir weiter erzählen.

Kohlenstoff als Katalysator hält unbegrenzt.

Bei Temperaturen in der Größenordnung von 20 Millionen Grad ist die Wirkung der Reaktionen des Kohlenstoffkreislaufs proportional zum 17. Temperaturgrad! In einiger Entfernung vom Zentrum des Sterns, wo die Temperatur nur 10% niedriger ist, sinkt die Energieproduktion um den Faktor 5, und wo sie anderthalbmal niedriger ist, um das 800-fache! Daher kommt es bereits nicht weit von der zentralen, am meisten glühenden Region entfernt zur Bildung von Helium aufgrund von Wasserstoff. Der Rest des Wasserstoffs verwandelt sich in Helium, nachdem das Mischen von Gasen ihn in das Gebiet der "Fabrik" gebracht hat - in das Zentrum des Sterns.

In den frühen fünfziger Jahren wurde deutlich, dass bei einer Temperatur von 20 Millionen Grad und noch mehr bei niedrigeren Temperaturen die Proton-Proton-Reaktion noch effektiver ist, was auch zum Verlust von Wasserstoff und zur Bildung von Helium führt. Höchstwahrscheinlich geht es in einer solchen Kette von Transformationen vor.

Zwei kollidierende Protonen senden ein Positron und ein Lichtquant aus und verwandeln sich in ein schweres Wasserstoffisotop mit einer relativen Atommasse von 2. Letzteres verwandelt sich nach der Verschmelzung mit einem anderen Proton in ein Atom eines leichten Wasserstoffisotops mit einem relativen Atom Masse von 2. Letzteres verwandelt sich nach Verschmelzung mit einem anderen Proton in ein leichtes Atomisotop von Helium mit einer relativen Atommasse von 3, während es einen Massenüberschuss in Form von Strahlung emittiert. Haben sich genügend solcher leichter Heliumatome angesammelt, kollidieren deren Kerne zu einem normalen Heliumatom mit einer relativen Atommasse von 4 und zwei Protonen mit einem Energiequant zusätzlich. Bei diesem Vorgang gingen also drei Protonen verloren und zwei erschienen - ein Proton nahm ab, aber Energie wurde dreimal emittiert.

Anscheinend beziehen die Sonne und die kühleren Hauptreihensterne des Leuchtkraft-Spektrum-Diagramms ihre Energie aus dieser Quelle.

Wenn der gesamte Wasserstoff in Helium umgewandelt wurde, kann der Stern noch existieren, indem er Helium in schwerere Elemente umwandelt. Die Prozesse sind zum Beispiel:

4 2 He + 4 2 He → 8 4 Be + Strahlung,

4 2 He + 8 4 Be → 12 6 C + Strahlung.

In diesem Fall liefert ein Heliumteilchen eine achtmal geringere Energieabgabe als das gleiche Teilchen im oben beschriebenen Kohlenstoffkreislauf.

Kürzlich haben Physiker herausgefunden, dass in manchen Sternen die physikalischen Bedingungen das Vorkommen von noch schwereren Elementen wie Eisen zulassen, und berechnen den Anteil der entstehenden Elemente entsprechend der Fülle an Elementen, die wir in der Natur finden.

Riesensterne haben eine durchschnittliche Energieabgabe pro Masseneinheit, die viel größer ist als die der Sonne. Es gibt jedoch noch keine allgemein akzeptierte Sichtweise auf die Energiequellen in roten Riesensternen. Die Energiequellen in ihnen und ihre Struktur sind uns noch nicht klar, aber anscheinend werden sie bald bekannt werden. Laut V.V. Sobolev, rote Riesen können die gleiche Struktur wie heiße Riesen haben und die gleichen Energiequellen haben. Aber sie sind von riesigen verdünnten und kalten Atmosphären umgeben, die ihnen das Aussehen von "kalten Riesen" verleihen.

Die Kerne einiger schwerer Atome können durch die Kombination leichterer Atome im Inneren von Sternen und unter bestimmten Bedingungen sogar in ihrer Atmosphäre gebildet werden.