Was sind die Quellen der Sternenenergie? Welche Prozesse unterstützen das „Leben“ von Sternen? Geben Sie eine Vorstellung von der Entwicklung gewöhnlicher Sterne und Roter Riesen, erklären Sie die Prozesse, die in ihrem Inneren ablaufen. Wie sind die Aussichten für die Entwicklung der Sonne?
Wie alle Körper in der Natur bleiben Sterne nicht unverändert, sie werden geboren, entwickeln sich und „sterben“ schließlich. Um den Lebensweg von Sternen zu verfolgen und zu verstehen, wie sie altern, muss man wissen, wie sie entstehen. Die moderne Astronomie hat eine große Anzahl von Argumenten für die Behauptung, dass Sterne durch die Kondensation von Wolken aus interstellarem Gas-Staub-Medium entstehen. Der Entstehungsprozess von Sternen aus diesem Medium dauert bis heute an. Die Aufklärung dieses Sachverhalts ist eine der größten Errungenschaften der modernen Astronomie. Bis vor kurzem glaubte man, dass alle Sterne vor einigen Milliarden Jahren fast gleichzeitig entstanden sind. Der Zusammenbruch dieser metaphysischen Ideen wurde vor allem durch den Fortschritt der beobachtenden Astronomie und die Entwicklung der Theorie der Struktur und Entwicklung der Sterne erleichtert. Als Ergebnis wurde deutlich, dass viele der beobachteten Sterne relativ junge Objekte sind und einige von ihnen entstanden, als es bereits einen Menschen auf der Erde gab.
Im Mittelpunkt des Problems der Entwicklung von Sternen steht die Frage nach den Quellen ihrer Energie. Woher kommt zum Beispiel die enorme Energiemenge, die nötig ist, um die Sonneneinstrahlung über mehrere Milliarden Jahre in etwa auf dem beobachteten Niveau zu halten? Jede Sekunde strahlt die Sonne 4*10 33 Erg aus, und 3 Milliarden Jahre lang strahlte sie 4*10 50 Erg aus. Es besteht kein Zweifel, dass das Alter der Sonne etwa 5 Milliarden Jahre beträgt. Dies ergibt sich zumindest aus modernen Schätzungen des Alters der Erde durch verschiedene radioaktive Methoden. Es ist unwahrscheinlich, dass die Sonne "jünger" als die Erde ist.
Fortschritte in der Kernphysik ermöglichten es, das Problem der Quellen stellarer Energie bereits Ende der dreißiger Jahre unseres Jahrhunderts zu lösen. Eine solche Quelle sind thermonukleare Fusionsreaktionen, die im Innern von Sternen bei einer dort vorherrschenden sehr hohen Temperatur (in der Größenordnung von zehn Millionen Grad) ablaufen. Als Ergebnis dieser Reaktionen, deren Geschwindigkeit stark von der Temperatur abhängt, werden Protonen in Heliumkerne umgewandelt, und die freigesetzte Energie "leckt" langsam durch das Innere von Sternen und wird schließlich erheblich umgewandelt in den Weltall abgestrahlt. Dies ist eine außergewöhnlich starke Quelle. Wenn wir davon ausgehen, dass die Sonne ursprünglich nur aus Wasserstoff bestand, der durch thermonukleare Reaktionen vollständig in Helium umgewandelt wurde, dann beträgt die freigesetzte Energiemenge ungefähr 10 52 erg.
Um die Strahlung also über Milliarden von Jahren auf dem beobachteten Niveau zu halten, reicht es aus, wenn die Sonne nicht mehr als 10 % ihres anfänglichen Wasserstoffvorrats „verbraucht“. Jetzt können wir ein Bild von der Entwicklung eines Sterns wie folgt darstellen. Aus irgendeinem Grund (mehrere davon können angegeben werden) begann eine Wolke des interstellaren Gas-Staub-Mediums zu kondensieren. Ziemlich bald (natürlich im astronomischen Maßstab!) bildet sich aus dieser Wolke unter dem Einfluss der universellen Gravitationskräfte ein relativ dichter, undurchsichtiger Gasball. Streng genommen kann diese Kugel noch nicht als Stern bezeichnet werden, da in ihren zentralen Regionen die Temperatur nicht ausreicht, um thermonukleare Reaktionen in Gang zu setzen. Der Druck des Gases im Inneren der Kugel kann die Anziehungskräfte ihrer Einzelteile noch nicht ausgleichen, so dass sie kontinuierlich komprimiert wird.
Einige Astronomen glaubten früher, dass solche „Protosterne“ in einzelnen Nebeln als sehr dunkle kompakte Formationen, die sogenannten Globuli, beobachtet werden. Der Erfolg der Radioastronomie zwang uns jedoch, diese eher naive Sichtweise aufzugeben. Meist bildet sich nicht ein Protostern gleichzeitig, sondern eine mehr oder weniger zahlreiche Gruppe von ihnen. In Zukunft werden diese Gruppen zu Sternverbänden und Sternhaufen, die Astronomen gut bekannt sind. Es ist sehr wahrscheinlich, dass sich in diesem sehr frühen Stadium der Entwicklung eines Sterns Klumpen geringerer Masse um ihn herum bilden, die sich dann allmählich zu Planeten entwickeln.
Wenn sich ein Protostern zusammenzieht, steigt seine Temperatur und ein erheblicher Teil der freigesetzten potentiellen Energie wird in den umgebenden Raum abgestrahlt. Da die Abmessungen der kontrahierenden Gaskugel sehr groß sind, ist die Strahlung pro Flächeneinheit ihrer Oberfläche vernachlässigbar. Da der Strahlungsfluss von einer Einheitsoberfläche proportional zur vierten Potenz der Temperatur ist (das Stefan-Boltzmann-Gesetz), ist die Temperatur der Oberflächenschichten des Sterns relativ niedrig, während seine Leuchtkraft fast die gleiche ist wie die eines gewöhnlichen Sterns mit gleicher Masse. Daher befinden sich solche Sterne im Diagramm "Spektrum-Leuchtkraft" rechts von der Hauptreihe, d. H. Sie fallen in Abhängigkeit von den Werten ihrer Anfangsmassen in den Bereich der Roten Riesen oder Roten Zwerge.
In Zukunft schrumpft der Protostern weiter. Seine Abmessungen werden kleiner und die Oberflächentemperatur steigt, wodurch das Spektrum immer "früher" wird. Wenn sich der Protostern also entlang des Diagramms "Spektrum - Leuchtkraft" bewegt, "setzt" er sich ziemlich schnell auf die Hauptreihe. In dieser Zeit reicht die Temperatur des Sterninneren bereits aus, um dort thermonukleare Reaktionen zu starten. Gleichzeitig gleicht der Druck des Gases im Inneren des zukünftigen Sterns die Anziehung aus und der Gasball hört auf zu schrumpfen. Der Protostern wird zum Stern.
Protosterne brauchen relativ wenig Zeit, um dieses sehr frühe Stadium ihrer Evolution zu durchlaufen. Ist beispielsweise die Masse des Protosterns größer als die Sonnenmasse, werden nur wenige Millionen Jahre benötigt, bei weniger mehrere hundert Millionen Jahre. Da die Zeit der Evolution von Protosternen relativ kurz ist, ist es schwierig, diese früheste Phase der Entwicklung eines Sterns zu erkennen. Trotzdem werden Sterne in diesem Stadium anscheinend beobachtet. Wir sprechen von sehr interessanten T-Tauri-Sternen, die normalerweise in Dunkelnebel getaucht sind.
Sobald er auf der Hauptreihe ist und aufhört zu schrumpfen, strahlt der Stern für eine lange Zeit praktisch ohne seine Position auf dem Diagramm "Spektrum - Leuchtkraft" zu ändern. Seine Strahlung wird durch thermonukleare Reaktionen unterstützt, die in den zentralen Regionen stattfinden. Die Hauptreihe ist also sozusagen der Ort der Punkte im Diagramm "Spektrum - Leuchtkraft", an denen ein Stern (abhängig von seiner Masse) aufgrund thermonuklearer Reaktionen lange und gleichmäßig strahlen kann. Die Position eines Sterns auf der Hauptreihe wird durch seine Masse bestimmt. Es sollte beachtet werden, dass es einen weiteren Parameter gibt, der die Position eines im Gleichgewicht strahlenden Sterns im "Spektrum-Leuchtkraft"-Diagramm bestimmt. Dieser Parameter ist die anfängliche chemische Zusammensetzung des Sterns. Wenn die relative Häufigkeit schwerer Elemente abnimmt, "fällt" der Stern im Diagramm unten. Dieser Umstand erklärt das Vorhandensein einer Folge von Unterzwergen.
Wie oben erwähnt, ist die relative Häufigkeit schwerer Elemente in diesen Sternen zehnmal geringer als in Hauptreihensternen.
Die Verweilzeit eines Sterns auf der Hauptreihe wird durch seine Anfangsmasse bestimmt. Wenn die Masse groß ist, hat die Strahlung des Sterns eine enorme Kraft und verbraucht schnell seine Wasserstoff-„Brennstoff“-Reserven. Zum Beispiel können Hauptreihensterne mit einer Masse, die mehrere zehnmal größer ist als die Sonnenmasse (dies sind heiße blaue Riesen des Spektraltyps O), während sie nur wenige Millionen Jahre lang auf dieser Reihe sind, während Sterne mit a Masse in der Nähe der Sonne, sind auf der Hauptreihe 10-15 Milliarden Jahre.
Das „Ausbrennen“ von Wasserstoff (d. h. seine Umwandlung in Helium bei thermonuklearen Reaktionen) findet nur in den zentralen Regionen des Sterns statt. Dies erklärt sich dadurch, dass die Sternmaterie nur in den zentralen Regionen des Sterns gemischt wird, wo Kernreaktionen stattfinden, während die äußeren Schichten den relativen Wasserstoffgehalt unverändert lassen. Da die Wasserstoffmenge in den Zentralregionen des Sterns begrenzt ist, wird dort früher oder später (je nach Masse des Sterns) fast alles „ausbrennen“.
Berechnungen zeigen, dass die Masse und der Radius seiner zentralen Region, in der Kernreaktionen stattfinden, allmählich abnehmen, während sich der Stern im Diagramm "Spektrum - Leuchtkraft" langsam nach rechts bewegt. Dieser Prozess läuft in relativ massereichen Sternen viel schneller ab. Stellen wir uns eine Gruppe von sich gleichzeitig bildenden sich entwickelnden Sternen vor, dann wird sich die Hauptreihe auf dem für diese Gruppe konstruierten "Spektrum - Leuchtkraft"-Diagramm mit der Zeit sozusagen nach rechts krümmen.
Was passiert mit einem Stern, wenn der gesamte (oder fast der gesamte) Wasserstoff in seinem Kern „ausbrennt“? Da die Energiefreisetzung in den zentralen Regionen des Sterns aufhört, können Temperatur und Druck dort nicht auf dem Niveau gehalten werden, das erforderlich ist, um der Gravitationskraft entgegenzuwirken, die den Stern zusammendrückt. Der Kern des Sterns beginnt zu schrumpfen und seine Temperatur steigt. Es bildet sich eine sehr dichte heiße Region, bestehend aus Helium (in das sich Wasserstoff verwandelt hat) mit einer geringen Beimischung schwererer Elemente. Ein Gas in diesem Zustand wird als „entartet“ bezeichnet. Es hat eine Reihe interessanter Eigenschaften, auf die wir hier nicht näher eingehen können. In dieser dichten heißen Region werden keine Kernreaktionen stattfinden, aber sie werden ziemlich intensiv an der Peripherie des Kerns in einer relativ dünnen Schicht ablaufen. Berechnungen zeigen, dass die Leuchtkraft des Sterns und seine Größe zu wachsen beginnen. Der Stern "schwillt" sozusagen an und beginnt von der Hauptreihe "abzusteigen" und sich in die Regionen des Roten Riesen zu bewegen. Außerdem stellt sich heraus, dass Riesensterne mit einem geringeren Gehalt an schweren Elementen bei gleicher Größe eine höhere Leuchtkraft haben. Wenn ein Stern in das Stadium eines Roten Riesen übergeht, erhöht sich die Geschwindigkeit seiner Entwicklung erheblich.
Die nächste Frage ist, was mit dem Stern passiert, wenn sich die Helium-Kohlenstoff-Reaktion in den zentralen Regionen erschöpft hat, ebenso wie die Wasserstoffreaktion in der dünnen Schicht, die den heißen, dichten Kern umgibt. Welche Evolutionsstufe wird nach der Stufe des Roten Riesen kommen? Die Gesamtheit der Beobachtungsdaten sowie eine Reihe theoretischer Überlegungen deuten darauf hin, dass in diesem Stadium der Entwicklung von Sternen, deren Masse weniger als 1,2 Sonnenmassen beträgt, ein erheblicher Teil ihrer Masse, die ihre äußere Hülle bildet, "Tropfen."
Aufgrund der oben beschriebenen spezifischen Instabilität treten also großräumige Gasbewegungen in den konvektiven Schichten von Sternen auf. Die heißeren Gasmassen steigen von unten nach oben, während die kälteren Massen absinken. Es findet ein intensiver Durchmischungsprozess der Substanz statt. Berechnungen zeigen jedoch, dass der Temperaturunterschied zwischen den sich bewegenden Elementen des Gases und der Umgebung völlig vernachlässigbar ist, nur etwa 1 K - und das bei einer Temperatur der Darmsubstanz in der Größenordnung von zehn Millionen Kelvin! Dies erklärt sich aus der Tatsache, dass die Konvektion selbst dazu neigt, die Temperatur der Schichten auszugleichen. Die Durchschnittsgeschwindigkeit der aufsteigenden und fallenden Gasmassen ist ebenfalls unbedeutend - nur etwa einige zehn Meter pro Sekunde. Es ist sinnvoll, diese Geschwindigkeit mit den thermischen Geschwindigkeiten ionisierter Wasserstoffatome im Inneren von Sternen zu vergleichen, die in der Größenordnung von mehreren hundert Kilometern pro Sekunde liegen. Da die Bewegungsgeschwindigkeit von Gasen, die an der Konvektion beteiligt sind, zehntausendmal geringer ist als die thermische Geschwindigkeit von Partikeln der Sternmaterie, ist der durch Konvektionsströmungen verursachte Druck fast eine Milliarde Mal geringer als der gewöhnliche Gasdruck. Das bedeutet, dass die Konvektion keinerlei Einfluss auf das hydrostatische Gleichgewicht der Materie im Inneren des Sterns hat, das durch die Gleichheit der Kräfte von Gasdruck und Schwerkraft bestimmt wird.
Man sollte sich Konvektion nicht als eine Art geordneten Prozess vorstellen, bei dem Bereiche des Gasanstiegs regelmäßig mit Bereichen seines Absinkens abwechseln. Die Natur der konvektiven Bewegung ist nicht "laminar", sondern "turbulent"; Das heißt, es ist extrem chaotisch und ändert sich zufällig in Zeit und Raum. Die chaotische Natur der Bewegung von Gasmassen führt zu einer vollständigen Durchmischung der Materie. Das bedeutet, dass die chemische Zusammensetzung der von Konvektionsbewegungen erfassten Region des Sterns einheitlich sein muss. Letzterer Umstand ist für viele Probleme der Sternentwicklung von großer Bedeutung. Wenn sich beispielsweise infolge von Kernreaktionen im heißesten (zentralen) Teil der Konvektionszone die chemische Zusammensetzung geändert hat (z. B. weniger Wasserstoff, von dem sich ein Teil in Helium verwandelt hat), dann in kurzer Zeit Diese Änderung wird sich auf die gesamte Konvektionszone ausbreiten. So kann ständig „frische“ nukleare Hitze in die „Kernreaktionszone“ – die zentrale Region des Sterns – eintreten, die natürlich für die Entwicklung des Sterns von entscheidender Bedeutung ist. Gleichzeitig kann es durchaus Situationen geben, in denen in den zentralen, heißesten Regionen des Sterns keine Konvektion herrscht, was im Laufe der Evolution zu einer radikalen Veränderung der chemischen Zusammensetzung dieser Regionen führt. Darauf wird in Abschnitt 12 näher eingegangen.
In § 3 haben wir bereits gesagt, dass thermonukleare Reaktionen die Energiequellen für Sonne und Sterne sind, die ihre Leuchtkraft während gigantischer „kosmogonischer“ Zeiträume gewährleisten, berechnet für Sterne nicht allzu großer Masse in Milliarden von Jahren. Jetzt werden wir näher auf dieses wichtige Thema eingehen.
Die Grundlagen der Theorie der inneren Struktur von Sternen wurden von Eddington gelegt, selbst als die Quellen ihrer Energie nicht bekannt waren. Wir wissen bereits, dass eine Reihe wichtiger Ergebnisse über den Gleichgewichtszustand von Sternen, Temperatur und Druck in ihrem Inneren und die Abhängigkeit der Leuchtkraft von Masse, chemischer Zusammensetzung (die das durchschnittliche Molekulargewicht bestimmt) und Opazität von Materie sein könnten erhalten, auch ohne die Natur der stellaren Energiequellen zu kennen. Dennoch ist ein Verständnis der Essenz von Energiequellen unbedingt erforderlich, um die Dauer der Existenz von Sternen in nahezu unverändertem Zustand zu erklären. Noch wichtiger ist die Bedeutung der Natur stellarer Energiequellen für das Problem der Entwicklung von Sternen, dh die regelmäßige Änderung ihrer Haupteigenschaften (Leuchtkraft, Radius) im Laufe der Zeit. Erst nachdem die Natur der Quellen der Sternenergie klar geworden war, wurde es möglich, das Hertzsprung-Russell-Diagramm, die grundlegende Regelmäßigkeit der Sternastronomie, zu verstehen.
Die Frage nach den Quellen der Sternenergie wurde fast unmittelbar nach der Entdeckung des Energieerhaltungssatzes aufgeworfen, als klar wurde, dass die Strahlung von Sternen auf eine Art Energieumwandlung zurückzuführen ist und nicht ewig stattfinden kann. Es ist kein Zufall, dass die erste Hypothese über die Quellen der Sternenergie von Mayer stammt, dem Mann, der das Energieerhaltungsgesetz entdeckte. Er glaubte, dass die Strahlungsquelle der Sonne der kontinuierliche Fallout von Meteoroiden auf ihre Oberfläche ist. Berechnungen haben jedoch gezeigt, dass diese Quelle eindeutig nicht ausreicht, um die beobachtete Leuchtkraft der Sonne zu gewährleisten. Helmholtz und Kelvin versuchten, die anhaltende Strahlung der Sonne durch ihre langsame Kontraktion, begleitet von der Freisetzung von Gravitationsenergie, zu erklären. Diese Hypothese, die auch (und gerade!) für die moderne Astronomie sehr wichtig ist, hat sich als unhaltbar erwiesen, um die Strahlung der Sonne über Milliarden von Jahren zu erklären. Wir stellen auch fest, dass es zur Zeit von Helmholtz und Kelvin keine vernünftigen Vorstellungen über das Alter der Sonne gab. Erst kürzlich wurde klar, dass das Alter der Sonne und des gesamten Planetensystems etwa 5 Milliarden Jahre beträgt.
An der Wende vom 19. zum 20. Jahrhundert. eine der größten Entdeckungen der Menschheitsgeschichte gemacht wurde - die Entdeckung der Radioaktivität. Damit tat sich eine völlig neue Welt der Atomkerne auf. Es dauerte jedoch mehr als ein Jahrzehnt, bis die Physik des Atomkerns auf einer soliden wissenschaftlichen Grundlage stand. Bereits in den 1920er Jahren wurde klar, dass die Quelle der Energie der Sonne und der Sterne in nuklearen Transformationen gesucht werden sollte. Eddington selbst dachte das auch, aber es war noch nicht möglich, spezifische Kernprozesse aufzuzeigen, die in realen Sterninneren ablaufen und mit der Freisetzung der erforderlichen Energiemenge einhergehen. Wie unvollkommen das Wissen über die Natur stellarer Energiequellen damals war, zeigt sich allein schon daran, dass Jeans, der größte englische Physiker und Astronom zu Beginn unseres Jahrhunderts, glaubte, dass eine solche Quelle ... Radioaktivität. Das ist natürlich auch ein nuklearer Vorgang, aber es ist leicht zu zeigen, dass er völlig ungeeignet ist, die Strahlung der Sonne und der Sterne zu erklären. Das sieht man zumindest daran, dass eine solche Energiequelle völlig unabhängig von äußeren Bedingungen ist – schließlich ist Radioaktivität ja bekanntlich ein Prozess spontan. Aus diesem Grund könnte sich eine solche Quelle in keiner Weise an die sich ändernde Struktur des Sterns "anpassen". Mit anderen Worten, es würde keine "Anpassung" der Strahlung des Sterns geben. Das Gesamtbild der Sternstrahlung würde den Beobachtungen scharf widersprechen. Der erste, der dies begriff, war der bemerkenswerte estnische Astronom E. Epik, der kurz vor dem Zweiten Weltkrieg zu dem Schluss kam, dass nur thermonukleare Fusionsreaktionen die Energiequelle für Sonne und Sterne sein können.
Erst 1939 gab der berühmte amerikanische Physiker Bethe eine quantitative Theorie der nuklearen Quellen der Sternenergie. Was sind das für Reaktionen? In § 7 haben wir bereits erwähnt, dass es in der Tiefe Sterne geben soll thermonuklear Reaktionen. Lassen Sie uns darauf näher eingehen. Bekanntermaßen kommt es beim Zusammenstoß von Teilchen zu Kernreaktionen, begleitet von der Umwandlung von Kernen und der Freisetzung von Energie. Solche Teilchen können zunächst die Kerne selbst sein. Darüber hinaus können auch Kernreaktionen auftreten, wenn Kerne mit kollidieren Neutronen. Freie (dh nicht im Kern gebundene) Neutronen sind jedoch instabile Teilchen. Daher sollte ihre Anzahl im Inneren von Sternen vernachlässigbar sein. Da andererseits Wasserstoff das am häufigsten vorkommende Element im Inneren von Sternen ist und vollständig ionisiert ist, kommt es besonders häufig zu Kollisionen von Kernen mit Protonen.
Damit das Proton bei einem solchen Stoß in den Kern eindringen kann, mit dem es kollidiert, muss es sich diesem in einem Abstand von etwa 10 -13 cm nähern. Aber um sich dem Kern in einer so geringen Entfernung zu nähern, muss das Proton eine sehr erhebliche elektrostatische Abstoßungskraft ("Coulomb-Barriere") überwinden. Schließlich ist auch der Kern positiv geladen! Es ist leicht zu berechnen, dass das Proton zur Überwindung dieser elektrostatischen Kraft eine kinetische Energie haben muss, die die potentielle Energie der elektrostatischen Wechselwirkung übersteigt
Das dritte Problem ist die geringe Strahlung des Sterns im sichtbaren Bereich. Auf Abb. Abbildung 8.7 zeigt die Spektren der Sonne und eines Zwergs der M6-Klasse mit derselben chemischen Zusammensetzung. Zur Erleichterung des Vergleichs wird angenommen, dass die Höhe der Maxima in diesen Spektren gleich ist. Ein starker Abfall des Spektrums eines M-Zwergs im Bereich von Wellenlängen kleiner als 0,7 μm würde terrestrischen Organismen den größten Teil der Strahlung entziehen, die sie für die Photosynthese verwenden (Abschn. 2.5.2).
Natürlich ist auch das Fehlen von Photosynthesebedingungen auf den Planeten eines M-Zwerges kein grundsätzliches Hindernis für die Entwicklung von Leben, da es beispielsweise auf der Erde Mikroorganismen gibt, deren Leben nicht mit Photosynthese verbunden ist (Abschn. 2.5.1). .2). Darüber hinaus verwenden einige terrestrische Bakterien Strahlung mit einer Wellenlänge von mehr als 0,7 Mikrometern für die Photosynthese. Die Schwäche der sichtbaren Strahlung von M-Zwergen kann also nicht als unüberwindbares Problem angesehen werden.
Strahlungsvariabilität von M-Zwergen
Auch dieses letzte Problem sieht nicht fatal aus. Alle Sterne leuchten auf, einschließlich der Sonne. Ein Flare ist ein starker Anstieg der Emission elektromagnetischer Strahlung und geladener Teilchen aus einem kompakten Bereich der Photosphäre, der oft mit Sternflecken verbunden ist [Bezieht sich auf dunkle Flecken auf der Oberfläche eines Sterns, ähnlich wie Sonnenflecken. Sie zeichnen sich durch eine hohe Energiedichte des Magnetfeldes aus. - Notiz. ed.]. Der Blitz kann mehrere Minuten dauern, obwohl er normalerweise in einige zehn Sekunden passt; aber selbst ein langer Blitz hat einen kurzen kräftigen Peak, der mit einem langsamen Anstieg beginnt und mit einem langsamen Abfall endet. Blitze verstärken vor allem Röntgen- und Ultraviolett (UV)-Strahlung, die für Lebewesen die größte Gefahr darstellt. Röntgenstrahlung ist weniger gefährlich, weil sie die Atmosphäre des Planeten nicht durchdringt, aber UV-Strahlung stellt eine echte Gefahr dar, zumal ihre Intensität zum Zeitpunkt des Ausbruchs um das etwa 100-fache zunimmt. Glücklicherweise ist die UV-Strahlung von M-Zwergen im ungestörten Zustand so schwach (Abb. 8.7), dass selbst bei hundertfacher Erhöhung ihr Niveau an der Oberfläche des Planeten (mit erdähnlicher Atmosphäre) nur um ein Vielfaches höher sein wird als der Fluss an der Erdoberfläche, der von der ruhigen Sonne kommt.
Obwohl die Leuchtkraft gering ist, flackern junge M-Zwerge viel häufiger als die Sonne, manchmal mehrmals am Tag. Glücklicherweise nimmt die Häufigkeit von Eruptionen mit dem Alter des Sterns ab: Nach etwa 1 Milliarde Jahren nimmt sie deutlich ab. So können die häufigen Ausbrüche eines Sterns nur verhaften die Entstehung von Leben auf der Oberfläche des Planeten. Und sie können das Leben in der Kruste des Planeten oder in den Tiefen seiner Ozeane überhaupt nicht beeinflussen.
Eine andere Art von Variabilität ist auf eine Änderung der Leuchtkraft eines Sterns zurückzuführen, wenn dunkle Flecken auf seiner Oberfläche erscheinen. Sterne des Spektraltyps M können Flecken haben, die viel größer sind als die der Sonne; Daher kann die Leuchtkraft solcher Sterne um mehrere zehn Prozent abnehmen, und dies kann bis zu mehreren Monaten dauern. Berechnungen zeigen jedoch, dass auf Planeten mit Atmosphäre ein Temperaturabfall selbst für Oberflächenbewohner nicht katastrophal ist.
Es gibt also keinen triftigen Grund, die allgegenwärtigen M-Zwerge von der Liste der Sterne auszuschließen, die in der Lage sind, lebensfähige Planeten zu beherbergen, deren Manifestationen wir aus der Ferne erkennen könnten.
Galaktische Lebenszone
Nicht nur der Stern hat eine Lebenszone, sondern auch die Galaxie. Auf Abb. 8.8 zeigt schematisch unsere Galaxie, wenn sie von der Seite betrachtet wird; seine Hauptbestandteile werden unterschieden: eine dünne Scheibe, eine dicke Scheibe, eine zentrale Verdickung (Ausbuchtung) und ein Halo (Abschn. 1.3.2). Beachten Sie, dass die dicke Scheibe die dünne Scheibe enthält, sich aber in der Art der Sternpopulation von ihr unterscheidet. Die Anzahl der Sterne, die in der dünnen Scheibe, der dicken Scheibe, der Ausbuchtung und dem Halo enthalten sind, beträgt ungefähr 100:20:10:1, sodass die dünne Scheibe etwa 3/4 aller Sterne in der Galaxie enthält.
Die galaktische Lebenszone kann bestimmt werden, indem die Wahrscheinlichkeit der Existenz bewohnbarer Planeten in jeder der Komponenten der Galaxie geschätzt wird.
Wie in Abschnitt 8.2.2 erwähnt, ist der Hauptfaktor, der die Möglichkeit der Entstehung von Leben bestimmt, die Metallizität der Substanz, aus der ein Stern und sein Planetensystem gebildet werden: Für die Geburt bewohnbarer Planeten muss die Metallizität eines Sterns, anscheinend mindestens halb so groß wie die Sonne. Die Geschichte der Sternentstehung in der dünnen Scheibe ist die längste; Die Metallizität ihres interstellaren Mediums begann zu Beginn der Geschichte der Galaxis zuzunehmen und nimmt bis heute zu. Darum
die dünne Scheibe ist am vielversprechendsten für die Suche nach bewohnbaren Welten. Seine äußeren Regionen enthalten zwar weniger schwere Elemente, also sollte es dort weniger geeignete Planeten geben. Die dicke Scheibe wird von deutlich älteren und weniger metallischen Sternen bewohnt, daher ist es unwahrscheinlich, dort bewohnbare Planeten zu finden. Noch ältere Sterne bewohnen den galaktischen Halo, was bedeutet, dass bewohnbare Planeten dort noch seltener sein dürften. Etwa 1 % der Halosterne sind in Kugelsternhaufen konzentriert (Abb. 1.14), die auch im Bulge der Galaxis vorhanden sind, wo die Ära der schnellen Sternentstehung bereits beendet ist, aber die Sternentstehung nach und nach weitergeht . In dieser Region können offenbar auch bewohnbare Planeten existieren, obwohl schwere Elemente dort in einem anderen Verhältnis vertreten sind als in einer dünnen Scheibe, und es schwer zu sagen ist, wozu das führen könnte.
Neben der Metallizität gibt es zwei weitere Faktoren, die die Bewohnbarkeit von Planeten beeinflussen - dies ist ein starker Anstieg der durchdringenden Strahlung und der Gravitationsstörungen der Umlaufbahnen. In Kapitel 7 wurde gesagt, dass viele Planeten durch starke Strahlungsströme, zum Beispiel bei Supernova-Explosionen, sterilisiert werden könnten; und einige Planetensysteme könnten durch den Gravitationseinfluss naher Sterne zerstört werden. Supernova-Ausbrüche treten überall auf der Scheibe auf, aber relativ seltener in den äußeren Regionen mit geringer Dichte. In den inneren Bereichen der Scheibe und in der zentralen Ausbuchtung stellen sie eine ernsthafte Lebensgefahr dar. Ähnlich verhält es sich mit Kugelsternhaufen, wo die Entwicklung massereicher Sterne vor langer Zeit mit Supernova-Explosionen endete, die den Sternhaufen mit tödlicher Strahlung erfüllten.
Auch die Gravitationsstörungen von Planetenbahnen sind besonders stark in
Bulge und Kugelsternhaufen, da dort die Sterne viel dichter gepackt sind.
Daher sollte die größte Anzahl von Sternen mit bewohnbaren Planeten in einer dünnen Scheibe erwartet werden, insbesondere in ihrem mittleren ringförmigen Bereich, der zwischen einem dichten zentralen Teil und einer dünnen Peripherie eingeschlossen ist. In diesem Ring befindet sich unsere Sonne! Da die dünne Scheibe etwa drei Viertel der Sterne in der Galaxie enthält, müssen wir mehr als ein Viertel aller Sterne von der Betrachtung ausschließen. Außerdem haben einige der verbleibenden Sterne aus den oben genannten Gründen keine Planeten, auf denen das Vorhandensein von Leben aus der Ferne registriert werden könnte.
Wenn wir also M-Zwerge nicht verwerfen (mit Ausnahme von 5–10 % der jüngsten), dann können wir sagen, dass ungefähr die Hälfte der Sterne in der Galaxis Planeten haben, auf denen Leben aus der Ferne nachgewiesen werden kann. Wir betonen, dass diese Schätzung ist sehr Dies ist eine grobe Schätzung und stellt eine Obergrenze dar, die in späteren Abschnitten des Buches gesenkt wird, wenn zusätzliche Einschränkungen berücksichtigt werden, sowohl in Bezug auf die Planetenbildung als auch auf das Überleben.
Ergebnisse
* Die äußeren Eigenschaften von Sternen und ihre Entwicklung werden durch das Hertzsprung-Russell-Diagramm anschaulich beschrieben, das die Leuchtkraft eines Sterns und seine effektive Temperatur oder andere damit zusammenhängende Parameter zeigt, beispielsweise anstelle der effektiven Temperatur die Spektralklasse (O , B, A, F, G, K und M ).
* Die Entwicklung eines Sterns wird hauptsächlich durch seine Masse bestimmt, mit der er in die Hauptreihe eintritt. Sterne mit einer Masse bis etwa 8 M¤ werden im Laufe der Evolution zu Riesen und werfen ihre Hüllen in Form von planetarischen Nebeln ab, ihre Überreste werden zu Weißen Zwergen. Massereichere Sterne verwandeln sich in Überriesen und explodieren dann als Supernovae, und ihre Überreste verwandeln sich in Neutronensterne oder Schwarze Löcher.
* Die Dauer der Entwicklung eines Sterns auf der Hauptreihe nimmt mit zunehmender Anfangsmasse stark ab, sodass verschiedene Sterne eine sehr unterschiedliche Lebenserwartung haben - vom Moment der Geburt eines Sterns bis zum Ausstoß eines planetarischen Nebels oder einer Supernova Explosion.
* Die Häufigkeit von Sternen verschiedener Spektraltypen nimmt von M nach O ab, sodass M-Zwerge am häufigsten vorkommen.
* Erdähnliche Planeten scheinen für die Entwicklung von Leben auf der Oberfläche am bequemsten zu sein. Damit sich die Manifestationen des Lebens in Bezug auf seine Auswirkungen auf die Atmosphäre und die Oberfläche des Planeten aus großer Entfernung bemerkbar machen, muss der Planet mindestens 2 Milliarden Jahre in der Lebenszone verbringen.
* Planeten, auf denen Manifestationen von Leben aus großer Entfernung registriert werden können, können höchstwahrscheinlich von Hauptreihensternen der Spektralklassen F, G, K und M (d. h. mit Massen von weniger als etwa 2 M ¤) besessen sein, die hoch sind Metallizität. Ihre Lebensdauer auf der Hauptreihe muss 2 Milliarden Jahre überschreiten, und sie müssen älter als 2 Milliarden Jahre sein. Davon müssen wir nahe Doppelsterne sowie Systeme ausschließen, die durch Supernova-Explosionen sterilisiert wurden, und Systeme, die einem starken Gravitationseinfluss von Nachbarn ausgesetzt sind. Aber es gibt keinen guten Grund, M-Zwerge von der Betrachtung auszuschließen.
* Die meisten Sterne mit bewohnbaren Planeten sollten offenbar in der dünnen Scheibe der Galaxie konzentriert sein, weit entfernt von ihren inneren und äußeren Rändern.
* Als grobe Oberschätzung können wir davon ausgehen, dass die Hälfte der Sterne in der Galaxie Planeten haben, auf denen Leben durch Beobachtungen aus großer Entfernung nachgewiesen werden kann. Zu diesen Sternen gehören M-Zwerge, mit Ausnahme von 5–10% der jüngsten. Reduzierte Punktzahl sehr unhöflich; sie wird in späteren Abschnitten des Buches reduziert, wenn zusätzliche Einschränkungen berücksichtigt werden, sowohl hinsichtlich der Planetenbildung als auch ihres Überlebens.
Fragen
Die Antworten finden Sie am Ende des Buches.
Frage 8.1.
Geben Sie an und begründen Sie Ihre Wahl, welche der folgenden Sterne von der Liste ausgeschlossen werden sollten, die Planeten haben können, auf denen Leben aus der Ferne nachgewiesen werden kann (denken Sie daran, dass die Zahl V die Sterne der Hauptreihe angibt).
(1) Stern vom Spektraltyp A3V.
(2) Ein binäres System, das einen Stern mit Sonnenmasse und einen M-Zwerg enthält, die durch 3 AE getrennt sind.
(3) Ein Stern mit der Masse der Sonne, der zu einem Kugelsternhaufen gehört.
(4) Ein G2V-Stern mit einem Alter von 1 Gyr.
(5) Ein Stern vom Spektraltyp M0V mit einem Alter von 5 Milliarden Jahren, der sich in der dicken Scheibe der Galaxie ungefähr in der Mitte ihres Radius befindet.
Frage 8.2.
Einige der Sterne mit Riesenplaneten haben eine Metallizität von weniger als 1 %. Erklären Sie, warum dies nicht der Aussage widerspricht, dass es unwahrscheinlich ist, dass solche Sterne Planeten mit Leben auf der Oberfläche haben (Abschnitt 8.2.2).
Bildunterschriften
Abb.8.1.
Das Hertzsprung-Russell-Diagramm zeigt, wo sich die häufigsten Arten von Sternen ansammeln. Die schrägen geraden Linien entsprechen konstanten Sternradien (in Einheiten des Sonnenradius), und die Zahlen auf der Hauptreihe geben die Masse der Sterne an (in Einheiten der Sonnenmasse).
Reis. 8.2.
Strahlungsspektren eines Schwarzen Körpers bei Temperaturen von 8000, 6000 und 4000 K.
Reis. 8.3.
Entwicklungsspuren im Hertzsprung-Russell-Diagramm für Hauptreihensterne, deren Masse (in Sonnenmassen) in der Abbildung dargestellt ist. Die Bahnen enden dort, wo katastrophale Veränderungen im Stern beginnen.
Abb.8.4.
Die Linie zeigt die anfängliche Massenfunktion für die Sterne der galaktischen Scheibe (der Maßstab entlang der y-Achse ist willkürlich). Die Punkte geben die Anzahl der Sterne in der Nähe der Sonne an
in einem Einheitsintervall von Massen.
Reis. 8.5.
Die Grenzen der Lebenszonen um Zwergsterne: Spektralklasse M0 mit einer Masse von 0,5 M ¤ und Klasse G2 mit einer Masse von 1,0 M ¤ (Sonnenmetallizität).
Reis. 8.6.
Gravitations-(Gezeiten-)Verformung des Planeten. Die Ausdehnungsachse weicht aufgrund der schnellen Rotation des Planeten von der Richtung zum Stern ab (bis zu dem Moment, in dem die tägliche Rotation beginnt, synchron mit dem Orbital zu erfolgen).
Reis. 8.7. Spektren der Sonne und eines M6-Zwergs mit der gleichen chemischen Zusammensetzung. Um die spektralen Maxima auszugleichen, werden die vertikalen Skalen unterschiedlich gewählt.
Reis. 8.8. Schema der Struktur der Galaxie (Randansicht). Die Hauptstrukturelemente sind hervorgehoben, deren Grenzen tatsächlich nicht so scharf sind wie in der Abbildung.
Bildunterschriften zu den Zeichnungen
Abb.8.1.
3 - Überriesen
4 - Riesen
5 - Hauptsequenz
6 - Weiße Zwerge
Reis. 8.2.
1 – Wellenlänge, µm
2 – Strahlungsleistung, 10 6 W m –2 μm –1
Reis. 8.3.
1 - Effektive Temperatur, K
2 - Leuchtkraft (in Einheiten der Sonnenleuchtkraft)
3 - Anfängliche Hauptsequenz
4 - Letzte Hauptsequenz
Abb.8.4.
1 – Masse, 1 M ¤
2 – Relative Anzahl der Sterne im Massenintervall 1 M ¤
Reis. 8.5.
1 - Alter des Sterns (Milliarden Jahre)
2 - Entfernung vom Stern (AU)
3 - 1,0 Sonnenmassen
4 - 0,5 Sonnenmassen
Reis. 8.6.
1 - Drehung
2 - Zum Stern
Reis. 8.7.
1 – Wellenlänge, µm
2 - Strahlungsleistung (relative Einheiten)
3 - So
4 - Zwerg M6
Reis. 8.8.
1 - 100.000 Lichtjahre
3 - Dicke Scheibe (etwa 4000 Lichtjahre dick)
5 - Dünne Scheibe (etwa 1200 Lichtjahre dick)
Sterne: ihre Geburt, ihr Leben und ihr Tod [Dritte Auflage, überarbeitet] Shklovsky Iosif Samuilovich
Kapitel 7 Wie strahlen Sterne?
Kapitel 7 Wie strahlen Sterne?
Bei einer Temperatur in der Größenordnung von zehn Millionen Kelvin und einer ausreichend hohen Materiedichte sollte das Innere des Sterns mit einer enormen Strahlungsmenge "erfüllt" sein. Die Quanten dieser Strahlung interagieren ständig mit Materie, werden von ihr absorbiert und wieder emittiert. Als Ergebnis solcher Prozesse erhält das Strahlungsfeld Gleichgewicht Charakter (genau genommen fast Gleichgewichtscharakter - siehe unten), d.h. es wird durch die bekannte Planck-Formel mit dem Parameter beschrieben T, gleich der Temperatur der Umgebung. Beispielsweise die Strahlungsdichte bei einer Frequenz
in einer Einheit Frequenzintervall ist gleich
Eine wichtige Eigenschaft des Strahlungsfeldes ist seine Intensität, normalerweise mit dem Symbol bezeichnet ich
Letztere ist definiert als die Energiemenge, die durch eine Fläche von einem Quadratzentimeter in einem Einheitsfrequenzintervall in einer Sekunde innerhalb eines Raumwinkels von einem Steradiant in einer bestimmten Richtung fließt und die Fläche senkrecht zu dieser Richtung ist. Wenn die Intensität für alle Richtungen gleich ist, dann hängt sie durch eine einfache Beziehung mit der Strahlungsdichte zusammen
Von besonderer Bedeutung ist schließlich das Problem des inneren Aufbaus von Sternen Strahlungsfluss, gekennzeichnet durch den Buchstaben H. Wir können diese wichtige Größe als Gesamtenergiemenge definieren, die durch eine imaginäre Kugel um das Zentrum des Sterns nach außen fließt:
| (7.5) |
Wenn Energie nur in den innersten Regionen des Sterns „produziert“ wird, dann die Menge L bleibt konstant, hängt also nicht von einem willkürlich gewählten Radius ab r. Vorausgesetzt r = R, also dem Radius des Sterns, finden wir die Bedeutung L: offensichtlich ist es einfach Helligkeit Sterne. Was die Durchflussmenge angeht H, dann ändert es sich mit der Tiefe wie r -2 .
Wenn die Strahlungsintensität in alle Richtungen wäre streng gleich(d. h., wie sie sagen, das Strahlungsfeld wäre isotrop), dann die Strömung H gleich null wäre[18]. Dies ist leicht zu verstehen, wenn wir uns vorstellen, dass in einem isotropen Feld die Strahlungsmenge durch eine Kugel mit beliebigem Radius fließt draußen, gleich der Zahl einströmend innerhalb dieser imaginären Energiesphäre. Unter Bedingungen des Sterninneren das Strahlungsfeld fast isotrop. Das bedeutet, dass der Wert ichüberwältigend überlegen H. Wir können dies direkt überprüfen. Nach (7.2) und (7.4) z T= 10 7 K ich\u003d 10 23 erg / cm 2
gelöscht, und die Strahlungsmenge, die in eine Richtung („oben“ oder „unten“) fließt, wird etwas größer sein: F = ich = 3
10 23 erg / cm 2
mit. Inzwischen ist die Größe des Sonnenstrahlungsflusses in seinem zentralen Teil. irgendwo in der Ferne
100 000 km von seinem Zentrum entfernt (das ist siebenmal kleiner als der Sonnenradius), gleich sein H = L/ 4r 2 = 4
10 33 / 10 21 = 4
10 12 erg / cm 2
s, d.h. tausendmilliardenmal weniger. Dies erklärt sich dadurch, dass im Inneren der Sonne der Strahlungsfluss nach außen („oben“) fast genau gleich dem Strahlungsfluss nach innen („unten“) ist. Es geht um „fast“. Der vernachlässigbare Unterschied in der Intensität des Strahlungsfeldes bestimmt das Gesamtbild der Strahlung des Sterns. Aus diesem Grund haben wir oben den Vorbehalt gemacht, dass das Strahlungsfeld nahezu im Gleichgewicht ist. Bei einem streng gleichgewichtigen Strahlungsfeld sollte kein Strahlungsfluss auftreten! Wir betonen noch einmal, dass die Abweichungen des realen Strahlungsfeldes im Inneren von Sternen vom Planck-Feld völlig vernachlässigbar sind, wie man an der Kleinheit des Verhältnisses sehen kann H/F
Beim T
10 7 K liegt das Energiemaximum im Planck-Spektrum im Röntgenbereich. Dies folgt aus dem aus der elementaren Strahlungstheorie bekannten Wienschen Gesetz:
| (7.6) |
10 -8 cm oder 3? - typischer Röntgenbereich. Die Menge an Strahlungsenergie, die im Inneren der Sonne (oder eines anderen Sterns) enthalten ist, hängt stark von der Temperaturverteilung mit der Tiefe ab, da u T 4 . Die exakte Theorie des Sterninneren ermöglicht es, eine solche Abhängigkeit zu erhalten, woraus folgt, dass unser Gestirn eine Strahlungsenergiereserve von etwa 10 45 erg hat. Wenn nichts die Quanten dieser harten Strahlung zurückgehalten hätte, hätten sie die Sonne in wenigen Sekunden verlassen und dieser monströse Blitz hätte zweifellos alles Leben auf der Erdoberfläche verbrannt. Dies geschieht nicht, weil die Strahlung buchstäblich in der Sonne „eingesperrt“ ist. Die enorme Dicke der Materie der Sonne dient als zuverlässiger "Puffer". Strahlungsquanten, die ständig und sehr oft von Atomen, Ionen und Elektronen des Plasmas der Sonnensubstanz absorbiert werden, "lecken" nur äußerst langsam nach außen. Im Verlauf einer solchen "Diffusion" verändern sie ihre Hauptqualität - Energie - erheblich. Wenn im Inneren von Sternen, wie wir gesehen haben, ihre Energie dem Röntgenbereich entspricht, dann kommen die Quanten aus der Sternoberfläche schon sehr "mager" heraus - ihre Energie entspricht bereits hauptsächlich dem optischen Bereich.
Es stellt sich die Hauptfrage: Was bestimmt die Leuchtkraft eines Sterns, also die Stärke seiner Strahlung? Warum verbraucht ein Stern, der über riesige Energieressourcen verfügt, diese so „sparsam“ und verliert nur einen kleinen, wenn auch ganz bestimmten Teil dieser „Reserve“ für Strahlung? Oben haben wir die Strahlungsenergiereserve im Inneren von Sternen abgeschätzt. Es sollte beachtet werden, dass diese Energie, die mit Materie interagiert, kontinuierlich in gleicher Menge absorbiert und erneuert wird. Das „Reservoir“ für die „verfügbare“ Strahlungsenergie im Inneren von Sternen ist Thermal- die Energie der Materieteilchen. Es ist nicht schwer, den Wert zu schätzen Wärmeenergie in einem Stern gespeichert. Betrachten Sie zur Sicherheit die Sonne. Geht man der Einfachheit halber davon aus, dass es nur aus Wasserstoff besteht, und kennt man seine Masse, findet man leicht, dass es ungefähr 2 gibt
10 57 Teilchen - Protonen und Elektronen. Bei einer Temperatur T
10 7 K wird die durchschnittliche Energie pro Teilchen gleich sein kT = 2
10 -9 erg, woraus folgt, dass die Zufuhr von Wärmeenergie von der Sonne W T stellt eine sehr bedeutende
10 48 erg. Bei der beobachteten Leistung der Sonnenstrahlung L
10 33 erg/s reicht diese Reserve für 10 15 Sekunden bzw
30 Millionen Jahre. Die Frage ist, warum hat die Sonne genau die Leuchtkraft, die wir beobachten? Oder anders gesagt, warum hat eine Gaskugel mit einer Masse gleich der Masse der Sonne, die sich in einem hydrostatischen Gleichgewichtszustand befindet, einen ganz bestimmten Radius und eine ganz bestimmte Temperatur der Oberfläche, von der die Strahlung kommt? aus? Denn die Leuchtkraft jedes Sterns, einschließlich der Sonne, kann durch einen einfachen Ausdruck dargestellt werden
|
(7.7) |
wo T e- Temperatur der Sonnenoberfläche [ 19 ]. Denn im Prinzip könnte die Sonne bei gleicher Masse und gleichem Radius eine Temperatur von sagen wir 20.000 K haben, dann wäre ihre Leuchtkraft hundertmal größer. Dies ist jedoch nicht der Fall, was natürlich kein Zufall ist.
Oben haben wir über den Speicher thermischer Energie in einem Stern gesprochen. Neben thermischer Energie verfügt der Stern auch über eine solide Versorgung mit anderen Energiearten. Erstmal überlegen Gravitation Energie. Letztere ist definiert als die Energie der gravitativen Anziehung aller Teilchen des Sterns zueinander. Sie ist natürlich Potenzial Sternenergie und hat ein Minuszeichen. Sie entspricht rechnerisch der Arbeit, die aufgewendet werden muss, um alle Teile des Sterns unter Überwindung der Schwerkraft unendlich weit von seinem Zentrum „herauszuziehen“. Eine Schätzung der Größe dieser Energie kann gemacht werden, wenn wir die Energie der gravitativen Wechselwirkung des Sterns mit sich selbst finden:
Betrachten wir nun einen Stern nicht in einem stationären Gleichgewichtszustand, sondern in einem Stadium langsamer Kontraktion (wie es bei einem Protostern der Fall ist; siehe § 5). Im Prozess der Kontraktion nimmt die Gravitationsenergie des Sterns langsam ab sinkt(Denken Sie daran, dass es negativ ist). Allerdings, wie aus Formel (7.9) ersichtlich, nur halb Die freigesetzte Gravitationsenergie wird in Wärme umgewandelt, d. H. Sie wird zum Erhitzen der Substanz aufgewendet. Die andere Hälfte der freigesetzten Energie muss verlassen Stern in Form von Strahlung. Daraus folgt, dass, wenn die Strahlungsenergiequelle des Sterns seine Kompression ist, die während seiner Entwicklung abgestrahlte Energiemenge gleich seiner thermischen Energiereserve ist.
Abgesehen von der sehr wichtigen Frage, warum ein Stern hat sehr bestimmt Leuchtkraft betonen wir sofort, dass wir, wenn wir die Freisetzung seiner Gravitationsenergie beim Kompressionsprozess als Energiequelle eines Sterns betrachten (wie Ende des 19. Jahrhunderts angenommen wurde), auf sehr ernste Schwierigkeiten stoßen werden. Der springende Punkt ist nicht, dass der Radius der Sonne jährlich um etwa 20 Meter abnehmen muss, um die beobachtete Leuchtkraft zu gewährleisten – eine derart unbedeutende Änderung der Sonnengröße kann von der modernen beobachtenden Astronomie nicht erfasst werden. Die Schwierigkeit besteht darin, dass die Reserve der Gravitationsenergie der Sonne nur für 30 Millionen Jahre Strahlung unseres Sterns ausreichen würde, vorausgesetzt natürlich, dass er in der Vergangenheit ungefähr so ausgestrahlt hat wie heute. Wenn im 19. Jahrhundert, als der berühmte englische Physiker Thompson (Lord Kelvin) diese „Gravitations“-Hypothese zur Aufrechterhaltung der Sonnenstrahlung aufstellte, das Wissen über das Alter der Erde und der Sonne sehr vage war, ist dies heute nicht mehr der Fall . Geologische Daten mit großer Zuverlässigkeit lassen uns behaupten, dass das Alter der Sonne mindestens mehrere Milliarden Jahre beträgt, was hundertmal mehr ist als die "Kelvin-Skala" für ihr Leben.
Daraus folgt eine sehr wichtige Schlussfolgerung, dass weder thermische noch Gravitationsenergie eine solche langfristige Strahlung der Sonne, wie auch der überwiegenden Mehrheit anderer Sterne, liefern kann. Unsere Zeit weist seit langem auf eine dritte Energiequelle aus der Strahlung der Sonne und der Sterne hin, die für unser ganzes Problem von entscheidender Bedeutung ist. Es geht um Kernenergie(siehe § 3). In § 8 werden wir ausführlicher und speziell auf jene Kernreaktionen eingehen, die im Sterninneren ablaufen.
Die Höhe des Vorrats an Kernenergie W ich = 0 , 008Xc 2 M
10 52 erg übersteigt die Summe der Gravitations- und Wärmeenergie der Sonne um mehr als das 1000-fache. Das Gleiche gilt für die überwiegende Mehrheit der anderen Sterne. Diese Reserve reicht aus, um die Strahlung der Sonne für hundert Milliarden Jahre aufrechtzuerhalten! Daraus folgt natürlich nicht, dass die Sonne auf dem gegenwärtigen Niveau so lange strahlen wird. Aber auf jeden Fall ist klar, dass die Sonne und die Sterne mehr als genug Reserven an Kernbrennstoff haben.
Es ist wichtig zu betonen, dass Kernreaktionen im Inneren der Sonne und der Sterne stattfinden thermonuklear. Das bedeutet, dass zwar schnelle (und daher ziemlich energiereiche) geladene Teilchen reagieren, aber dennoch Thermal-. Tatsache ist, dass sich die Teilchen eines Gases auf eine bestimmte Temperatur erhitzt haben Maxwellsche Geschwindigkeitsverteilung. Bei einer Temperatur
10 7 K liegt die durchschnittliche Energie der thermischen Bewegung von Teilchen nahe bei 1000 eV. Diese Energie ist zu klein, um die Coulomb-Abstoßungskräfte beim Zusammenstoß zweier Kerne zu überwinden und in einen anderen Kern zu gelangen und dadurch eine Kernumwandlung zu bewirken. Die benötigte Energie muss mindestens zehnmal größer sein. Wesentlich ist jedoch, dass es bei einer Maxwellschen Geschwindigkeitsverteilung immer Teilchen gibt, deren Energie den Durchschnitt deutlich übersteigt. Es wird zwar wenige von ihnen geben, aber nur sie, die mit anderen Kernen kollidieren, verursachen Kernumwandlungen und folglich die Freisetzung von Energie. Die Anzahl solcher ungewöhnlich schneller, aber immer noch "thermischer" Kerne hängt sehr empfindlich von der Temperatur der Substanz ab. Es scheint, dass in einer solchen Situation Kernreaktionen, begleitet von der Freisetzung von Energie, die Temperatur der Materie schnell erhöhen können, was wiederum ihre Geschwindigkeit stark erhöht, und der Stern könnte seinen Vorrat an Kernbrennstoff in einem aufbrauchen relativ kurzer Zeit, indem es seine Leuchtkraft erhöht. Energie kann es schließlich nicht akkumulieren in einem Stern - dies würde zu einem starken Anstieg des Gasdrucks führen und der Stern würde einfach wie ein überhitzter Dampfkessel explodieren. Daher muss die gesamte im Inneren von Sternen freigesetzte Kernenergie den Stern verlassen; Dieser Prozess bestimmt die Leuchtkraft des Sterns. Tatsache ist jedoch, dass thermonukleare Reaktionen, was auch immer sie sind, in einem Stern nicht mit beliebiger Geschwindigkeit ablaufen können. Sobald es zumindest in unwesentlichem Maße zu einer lokalen (also lokalen) Erwärmung der Sternmaterie kommt, letztere durch erhöhten Druck wird expandieren, warum, nach der Clapeyron-Formel, passieren wird Kühlung. In diesem Fall sinkt die Geschwindigkeit der Kernreaktionen sofort und die Substanz kehrt somit in ihren ursprünglichen Zustand zurück. Dieser Vorgang der Wiederherstellung des durch lokale Erwärmung gestörten hydrostatischen Gleichgewichts verläuft, wie wir bereits gesehen haben, sehr schnell.
Die Geschwindigkeit der Kernreaktionen "passt" sich also gewissermaßen an die Temperaturverteilung im Inneren des Sterns an. So paradox es klingen mag, die Leuchtkraft eines Sterns hängt nicht ab von Kernreaktionen, die in seinen Eingeweiden auftreten! Die Bedeutung von Kernreaktionen liegt darin, dass sie gleichsam Unterstützung ein stabiles Temperaturregime auf einem durch die Struktur des Sterns bestimmten Niveau, das die Leuchtkraft der Sterne während "kosmogonischer" Zeitintervalle sicherstellt. Somit ist ein „normaler“ Stern (zB die Sonne) eine hervorragend eingestellte Maschine, die über einen langen Zeitraum in einem stabilen Modus arbeiten kann.
Jetzt müssen wir uns der Antwort auf die Hauptfrage nähern, die zu Beginn dieses Abschnitts gestellt wurde: Wenn die Leuchtkraft eines Sterns nicht von den darin enthaltenen Energiequellen abhängt, was bestimmt sie dann? Um diese Frage zu beantworten, muss man zunächst verstehen, wie im Inneren von Sternen Energie von den zentralen Teilen zur Peripherie transportiert (übertragen) wird. Drei Hauptmethoden der Energieübertragung sind bekannt: a) Wärmeleitfähigkeit, b) Konvektion, c) Strahlung. Bei den meisten Sternen, einschließlich der Sonne, ist der Mechanismus der Energieübertragung durch Wärmeleitung im Vergleich zu anderen Mechanismen völlig ineffizient. Ausnahme ist der Untergrund Weiße Zwerge, die in § 10 besprochen wird. Konvektion tritt auf, wenn thermische Energie zusammen mit Materie übertragen wird. Beispielsweise dehnt sich ein erhitztes Gas in Kontakt mit einer heißen Oberfläche aus, daher seine Dichte sinkt und es bewegt sich vom Heizkörper weg - es "springt einfach hoch". An seiner Stelle sinkt ein kaltes Gas ab, das sich wieder erwärmt und aufsteigt usw. Ein solcher Vorgang kann unter Umständen recht schnell ablaufen. Seine Rolle in den zentralsten Regionen relativ massereicher Sterne sowie in ihren äußeren, "subphotosphärischen" Schichten kann sehr bedeutsam sein, wie weiter unten diskutiert wird. Der Hauptprozess der Energieübertragung im Inneren von Sternen ist still Strahlung.
Wir haben oben schon gesagt, dass das Strahlungsfeld im Sterninneren liegt fast isotrop. Stellen wir uns irgendwo im Innern eines Sterns ein kleines Volumen Sternmaterie vor, dann ist die Intensität der Strahlung, die „von unten“, also in Richtung vom Zentrum des Sterns kommt, etwas größer als aus der entgegengesetzten Richtung . Aus diesem Grund gibt es im Inneren des Sterns Fluss Strahlung. Was bestimmt den Unterschied zwischen den Intensitäten der „von oben“ und „von unten“ kommenden Strahlung, also den Strahlungsfluss? Stellen Sie sich für einen Moment vor, dass die Substanz des Sterninneren fast durchsichtig ist. Dann wird durch unser Volumen "von unten" die Strahlung passieren, die weit davon entfernt, irgendwo in der sehr zentralen Region des Sterns, entstanden ist. Da die Temperatur dort hoch ist, wird die Intensität sehr bedeutend sein. Im Gegenteil, die "von oben" kommende Intensität wird der relativ niedrigen Temperatur der äußeren Schichten des Sterns entsprechen. In diesem gedachten Fall wird der Unterschied zwischen den Strahlungsintensitäten „von unten“ und „von oben“ sehr groß sein und einem enormen entsprechen Fluss Strahlung.
Stellen Sie sich nun das andere Extrem vor: Die Materie des Sterns ist sehr undurchsichtig. Dann kann man aus dem gegebenen Umfang nur in der Entfernung der Ordnung "sehen". l/
Absorptionskoeffizient pro Masseneinheit berechnet [20]. In den Eingeweiden der Sonne der Wert l/
Knapp einen Millimeter. Es ist auf den ersten Blick sogar seltsam, dass ein Gas so undurchsichtig sein kann. Schließlich sehen wir in der Erdatmosphäre Objekte, die mehrere zehn Kilometer entfernt sind! Eine so große Opazität der gasförmigen Substanz des Sterninneren erklärt sich aus ihrer hohen Dichte und vor allem aus ihrer hohen Temperatur, die das Gas ionisiert. Es ist klar, dass der Temperaturunterschied über einen Millimeter absolut vernachlässigbar sein muss. Sie kann grob abgeschätzt werden, indem angenommen wird, dass der Temperaturunterschied vom Zentrum der Sonne zu ihrer Oberfläche gleichmäßig ist. Dann stellt sich heraus, dass der Temperaturunterschied in einem Abstand von 1 mm fast ein Hunderttausendstel Grad beträgt. Dementsprechend wird auch der Unterschied zwischen der Intensität der "von oben" und "von unten" kommenden Strahlung vernachlässigbar sein. Folglich ist der Strahlungsfluss vernachlässigbar klein im Vergleich zur Intensität, wie oben diskutiert.
Somit kommen wir zu der wichtigen Schlussfolgerung, dass die Opazität der Sternmaterie die Energie bestimmt, die sie durchdringt. Fluss Strahlung und damit die Leuchtkraft des Sterns. Je undurchsichtiger die Sternmaterie ist, desto geringer ist der Strahlungsfluss. Außerdem muss der Strahlungsfluss natürlich noch davon abhängen, wie schnell sich die Temperatur des Sterns mit der Tiefe ändert. Stellen wir uns eine erhitzte Gaskugel vor, deren Temperatur streng konstant ist. Es ist ziemlich offensichtlich, dass in diesem Fall der Strahlungsfluss gleich Null wäre, unabhängig davon, ob die Strahlungsabsorption groß oder klein ist. Immerhin für jeden
Die Strahlungsintensität "von oben" ist gleich der Strahlungsintensität "von unten", da die Temperaturen streng gleich sind.
Jetzt können wir die Bedeutung der genauen Formel verstehen, die die Leuchtkraft eines Sterns mit seinen Hauptmerkmalen in Beziehung setzt:
|
(7.10) |
wo Symbol
bedeutet die Temperaturänderung, wenn man sich einen Zentimeter von der Mitte des Sterns entfernt. Wenn die Temperatur streng konstant wäre, dann
wäre null. Formel (7.10) drückt aus, was oben bereits besprochen wurde. Der Strahlungsfluss eines Sterns (und damit seine Leuchtkraft) ist umso größer, je geringer die Opazität der Sternmaterie und je größer der Temperaturabfall im Sterninneren ist.
Formel (7.10) ermöglicht es zunächst, die Leuchtkraft eines Sterns zu bestimmen, wenn seine Haupteigenschaften bekannt sind. Aber bevor wir zu numerischen Schätzungen übergehen, werden wir diese Formel umwandeln. Äußern T durch M, mit Formel (6.2), und akzeptiere das
3M/ 4R 3 .
Dann vorausgesetzt
Werde haben
|
(7.11) |
Ein charakteristisches Merkmal der erhaltenen Formel ist, dass die Abhängigkeit der Leuchtkraft vom Radius des Sterns aus ihr herausgefallen ist. Obwohl die Abhängigkeit vom durchschnittlichen Molekulargewicht der Substanz des Sterninneren ziemlich stark ist, ist der Wert selbst
Bei den meisten Sternen variiert sie in unbedeutenden Grenzen. Opazität der Sternmaterie
hängt in erster Linie von der Anwesenheit schwerer Elemente ab. Tatsache ist, dass Wasserstoff und Helium in den Bedingungen des Sterninneren vorhanden sind völlig sind ionisiert und können in diesem Zustand kaum Strahlung absorbieren. Damit ein Strahlungsquant absorbiert werden kann, muss seine Energie nämlich vollständig für die Ablösung eines Elektrons vom Kern, also für die Ionisation, aufgewendet werden. Wenn die Atome von Wasserstoff und Helium vollständig ionisiert sind, dann gibt es vereinfacht gesagt nichts abzureißen [21]. Eine andere Sache sind schwere Elemente. Sie behalten, wie wir oben gesehen haben, etwas mehr ihrer Elektronen in ihren innersten Schalen und können daher Strahlung ziemlich effektiv absorbieren. Daraus folgt, dass die relative Häufigkeit schwerer Elemente im Sterninneren zwar gering ist, ihre Rolle aber überproportional groß ist, da sie hauptsächlich die Opazität der Sternmaterie bestimmen.
Die Theorie führt zu einer einfachen Abhängigkeit des Absorptionskoeffizienten von den Stoffeigenschaften (Kramers-Formel):
| (7.12) |
Beachten Sie jedoch, dass diese Formel eher ungefähr ist. Dennoch folgt daraus, dass wir keinen allzu großen Fehler machen werden, wenn wir die Menge festlegen
nicht sehr unterschiedlich von Stern zu Stern. Genaue Berechnungen zeigen das für heiße massereiche Sterne
1, während für rote Zwerge der Wert
10 mal mehr. Aus Formel (7.11) folgt also, dass die Leuchtkraft eines "normalen" (dh im Gleichgewicht auf der Hauptreihe befindlichen) Sterns primär von seiner Masse abhängt. Wenn wir den numerischen Wert aller in der Formel enthaltenen Koeffizienten ersetzen, kann er in das Formular umgeschrieben werden
|
(7.13) |
Diese Formel ermöglicht die Bestimmung absolut die Leuchtkraft eines Sterns, wenn seine Masse bekannt ist. Beispielsweise können wir für die Sonne den Absorptionskoeffizienten annehmen
20 und das durchschnittliche Molekulargewicht
0, 6 (siehe oben). Dann LL
5, 6. Das sollte uns nicht peinlich sein LL
Es stellte sich heraus, dass es nicht gleich eins war. Das liegt an der extremen Rauhigkeit unseres Modells. Genaue Berechnungen unter Berücksichtigung der Temperaturverteilung der Sonne mit der Tiefe ergeben den Wert LL
der Einigkeit nahe.
Die Hauptbedeutung der Formel (7.13) ist, dass sie die Abhängigkeit der Leuchtkraft eines Hauptreihensterns von seiner angibt Massen. Daher wird Formel (7.13) üblicherweise als "Masse-Leuchtkraft-Abhängigkeit" bezeichnet. Lassen Sie uns noch einmal darauf achten, dass ein so wichtiges Merkmal eines Sterns wie sein Radius, ist in dieser Formel nicht enthalten. Es gibt keinen Hinweis auf die Abhängigkeit der Leuchtkraft eines Sterns von der Kraft der Energiequellen in seiner Tiefe. Der letzte Umstand ist von grundlegender Bedeutung. Wie wir bereits oben betont haben, reguliert ein Stern einer bestimmten Masse sozusagen die Kraft von Energiequellen, die sich an seine Struktur und "Opazität" "anpassen".
Die Beziehung "Masse - Leuchtkraft" wurde zuerst von dem herausragenden englischen Astronomen Eddington, dem Begründer moderner Theorien über die innere Struktur von Sternen, abgeleitet. Diese Abhängigkeit wurde von ihm theoretisch gefunden und erst nachträglich an umfangreichem Beobachtungsmaterial bestätigt. Die Übereinstimmung dieser, wie wir oben gesehen haben, aus den einfachsten Annahmen erhaltenen Formel mit den Beobachtungsergebnissen ist im allgemeinen gut. Einige Diskrepanzen treten für sehr große und sehr kleine Sternmassen auf (d. h. für blaue Riesen und rote Zwerge). Durch weitere Verbesserung der Theorie konnten diese Diskrepanzen jedoch beseitigt werden ...
Oben haben wir den Zusammenhang zwischen dem Strahlungsfluss und der Temperaturdifferenz dargestellt, basierend auf der Annahme, dass Energie nur durch Strahlung aus dem Inneren des Sterns nach außen übertragen wird (siehe Formel (7.10)). In den Innenräumen der Sterne ist der Zustand strahlendes Gleichgewicht. Das bedeutet, dass jedes Element des Sternvolumens genau so viel Energie absorbiert, wie es abstrahlt. Dieses Gleichgewicht ist jedoch nicht immer gegeben nachhaltig. Lassen Sie uns dies an einem einfachen Beispiel erklären. Lassen Sie uns ein kleines Volumenelement innerhalb des Sterns herausgreifen und es gedanklich um eine kurze Strecke nach oben (dh näher an die Oberfläche) bewegen. Da sich sowohl die Temperatur als auch der Druck des ihn bildenden Gases verringern, wenn wir uns vom Zentrum des Sterns entfernen, sollte sich unser Volumen bei einer solchen Bewegung ausdehnen. Wir können davon ausgehen, dass bei einer solchen Bewegung zwischen unserem Volumen und der Umgebung kein Energieaustausch stattfindet. Mit anderen Worten kann die Volumenausdehnung bei der Aufwärtsbewegung berücksichtigt werden adiabat. Diese Expansion wird so erfolgen, dass ihr Innendruck immer gleich dem Außendruck der Umgebung ist. Wenn wir uns nach der Bewegung unser Gasvolumen "für sich selbst" vorstellen, dann wird es entweder in seine ursprüngliche Position zurückkehren oder sich weiter nach oben bewegen. Was bestimmt die Richtung der Volumenbewegung?
und P bezeichnen Dichte und Druck. Nachdem sich das Volumen nach oben bewegt (oder mit anderen Worten "einer Störung unterzogen") hat und sein Innendruck durch den Druck der Umgebung ausgeglichen ist, muss seine Dichte von der Dichte des angegebenen Mediums abweichen. Dies erklärt sich aus der Tatsache, dass sich beim Anheben und Ausdehnen unseres Volumens seine Dichte nach einem speziellen, sogenannten "adiabatischen" Gesetz ändert. In diesem Fall haben wir
|
(7.15) |
Im Inneren von Sternen erfolgt die Energieübertragung in der Regel durch Strahlung. Dies wird erklärt Nachhaltigkeit Medium in Bezug auf Störungen seiner „Immobilität“ (so). Aber es gibt solche Schichten im Innern einer Reihe von Sternen und sogar ganzen großen Regionen, wo die oben erhaltene Stabilitätsbedingung nicht erfüllt ist. In diesen Fällen wird der Großteil der Energie durch Konvektion übertragen. Dies geschieht normalerweise, wenn die Energieübertragung durch Strahlung aus irgendeinem Grund begrenzt ist. Das kann zum Beispiel bei zu viel Deckkraft passieren.
Oben wurde die grundlegende Beziehung "Masse - Leuchtkraft" aus der Annahme gewonnen, dass die Energieübertragung in Sternen nur durch Strahlung erfolgt. Es stellt sich die Frage: Wenn in einem Stern auch Energieübertragung durch Konvektion stattfindet, wird diese Abhängigkeit nicht verletzt? Es stellt sich heraus, nicht! Tatsache ist, dass "vollständig konvektive Sterne", also solche Sterne, bei denen überall, vom Zentrum bis zur Oberfläche, die Energieübertragung nur durch Konvektion erfolgen würde, in der Natur nicht vorkommen. Echte Sterne haben entweder nur mehr oder weniger dünne Schichten oder große Bereiche im Zentrum, in denen die Konvektion eine dominierende Rolle spielt. Aber es reicht aus, mindestens eine Schicht im Inneren des Sterns zu haben, wo die Energieübertragung durch Strahlung erfolgen würde, so dass seine Opazität den "Durchsatz" des Sterns im Verhältnis zu der in seiner Tiefe freigesetzten Energie am radikalsten beeinflussen würde. Das Vorhandensein konvektiver Bereiche im Inneren von Sternen ändert jedoch natürlich den numerischen Wert der Koeffizienten in Formel (7.13). Gerade dieser Umstand ist einer der Gründe, warum die von uns mit dieser Formel errechnete Sonnenleuchtkraft fast fünfmal so hoch ist wie die beobachtete.
Aufgrund der oben beschriebenen spezifischen Instabilität treten also großräumige Gasbewegungen in den konvektiven Schichten von Sternen auf. Die heißeren Gasmassen steigen von unten nach oben, während die kälteren Massen absinken. Es findet ein intensiver Durchmischungsprozess der Substanz statt. Berechnungen zeigen jedoch, dass der Temperaturunterschied zwischen den sich bewegenden Elementen des Gases und der Umgebung völlig vernachlässigbar ist, nur etwa 1 K - und das bei einer Temperatur der Darmsubstanz in der Größenordnung von zehn Millionen Kelvin! Dies erklärt sich aus der Tatsache, dass die Konvektion selbst dazu neigt, die Temperatur der Schichten auszugleichen. Die Durchschnittsgeschwindigkeit der aufsteigenden und fallenden Gasmassen ist ebenfalls unbedeutend - nur etwa einige zehn Meter pro Sekunde. Es ist sinnvoll, diese Geschwindigkeit mit den thermischen Geschwindigkeiten ionisierter Wasserstoffatome im Inneren von Sternen zu vergleichen, die in der Größenordnung von mehreren hundert Kilometern pro Sekunde liegen. Da die Bewegungsgeschwindigkeit von Gasen, die an der Konvektion beteiligt sind, zehntausendmal geringer ist als die thermische Geschwindigkeit von Partikeln der Sternmaterie, ist der durch Konvektionsströmungen verursachte Druck fast eine Milliarde Mal geringer als der gewöhnliche Gasdruck. Das bedeutet, dass die Konvektion keinerlei Einfluss auf das hydrostatische Gleichgewicht der Materie im Inneren des Sterns hat, das durch die Gleichheit der Kräfte von Gasdruck und Schwerkraft bestimmt wird.
Man sollte sich Konvektion nicht als eine Art geordneten Prozess vorstellen, bei dem Bereiche des Gasanstiegs regelmäßig mit Bereichen seines Absinkens abwechseln. Die Natur der konvektiven Bewegung ist nicht "laminar", sondern "turbulent"; Das heißt, es ist extrem chaotisch und ändert sich zufällig in Zeit und Raum. Die chaotische Natur der Bewegung von Gasmassen führt zu einer vollständigen Durchmischung der Materie. Das bedeutet, dass die chemische Zusammensetzung der von Konvektionsbewegungen erfassten Region des Sterns einheitlich sein muss. Letzterer Umstand ist für viele Probleme der Sternentwicklung von großer Bedeutung. Wenn sich beispielsweise infolge von Kernreaktionen im heißesten (zentralen) Teil der Konvektionszone die chemische Zusammensetzung geändert hat (z. B. weniger Wasserstoff, von dem sich ein Teil in Helium verwandelt hat), dann in kurzer Zeit Diese Änderung wird sich auf die gesamte Konvektionszone ausbreiten. So kann die „Kernreaktionszone“ – die Zentralregion des Sterns – kontinuierlich „frische“ Kernwärme erhalten, was natürlich für die Entwicklung des Sterns von entscheidender Bedeutung ist [22]. Gleichzeitig kann es durchaus Situationen geben, in denen in den zentralen, heißesten Regionen des Sterns keine Konvektion herrscht, was im Laufe der Evolution zu einer radikalen Veränderung der chemischen Zusammensetzung dieser Regionen führt. Darauf wird in Abschnitt 12 näher eingegangen.
Aus dem Buch Relativitätstheorie - ein Scherz des zwanzigsten Jahrhunderts Autor Sekerin Wladimir IljitschII Die Sterne strahlen... So bewegte ich mich weiter mit großen Schritten durch die Zeit, jeder tausend Jahre und mehr, mitgerissen von dem Mysterium der letzten Tage der Erde und beobachtete in einer Art Hypnose, wie die Die Sonne im westlichen Teil des Himmels wurde größer und dunkler ... Endlich,
Aus dem Buch Interessanterweise über Kosmogonie Autor Tomilin Anatoli NikolajewitschIII Die Sterne explodieren ... Am zweiundzwanzigsten Tag des siebten Mondes des ersten Jahres der Shi-Ho-Periode sagte Yang Veite: „Ich verneige mich: Ich habe das Erscheinen eines Gaststerns im Sternbild Zwei beobachtet. Kuan. Sie war leicht schillernd. Nach kaiserlichem Befehl habe I
Aus dem Buch des AutorsKAPITEL 19 Neutronensterne und die Entdeckung von Pulsaren Wie im zweiten Teil dieses Buches erörtert, hängt die letzte Phase der Entwicklung eines Sterns, die eintritt, nachdem die Ressourcen seines nuklearen Wasserstoffbrennstoffs weitgehend erschöpft sind, erheblich von der Masse ab
Aus dem Buch des AutorsKAPITEL 23 Röntgensterne Wie bereits in der Einleitung zu diesem Buch angedeutet, führte die rasante Entwicklung der außeratmosphärischen Astronomie sowie der Radioastronomie in den Nachkriegsjahren zu einer Revolution in unserer Wissenschaft. Vielleicht die beeindruckendsten Errungenschaften der Außeratmosphärischen
Aus Buch Autor Aus dem Buch des AutorsStars im Sortiment Das Sortiment im Handel ist eine Ansammlung verschiedener Arten und Sorten von Waren. Natürlich werden wir keine Sterne tauschen. Aber in Zeiten astronomischer Wettbewerbe an Fachhochschulen sind solche Begriffe besonders beliebt. Und wir streben danach
Aus dem Buch des AutorsSterne 66. Was sind Sterne? Die Sterne sind andere Sonnen, die aufgrund ihrer unvorstellbar großen Entfernung von der Erde auf die Größe eines leuchtenden Nadelstichs reduziert wurden.Im Jahr 1600 wurde der italienische Philosoph Giordano Bruno für diese Behauptung von der katholischen Kirche auf dem Scheiterhaufen verbrannt
Aus dem Buch des Autors66. Was sind Sterne? Sterne sind andere Sonnen, die aufgrund ihrer unvorstellbaren Entfernung von der Erde auf die Größe eines leuchtenden Nadelstichs reduziert wurden.Im Jahr 1600 wurde der italienische Philosoph Giordano Bruno für diese Behauptung von der katholischen Kirche auf dem Scheiterhaufen verbrannt
Aus dem Buch des Autors71. Wie funktionieren Sterne? Ein Stern ist ein riesiger Gasball. Sie bildet sich, wenn eine interstellare Wolke, hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium, unter ihrem eigenen Gewicht zu kollabieren beginnt.Die Kompression setzt sich fort, bis der Kern so komprimiert und heiß wird, dass er startet
Aus dem Buch des Autors78. Sind die Sterne künstlich? Das ist eine völlig dumme Frage, oder? Aber in Wirklichkeit hängt es mit der wichtigsten wissenschaftlichen Frage zusammen: Wie können wir Aliens (ET) erkennen?Auf der Suche nach außerirdischer Intelligenz scannt SETI (Search Extra-Terrestrial Intelligence) den Himmel
