Er is iets met hen dat ons allemaal intrigeert. Veel van de religies van de mensheid kunnen verbonden zijn met het aanbidden van deze hemelse kaarsen. Voor de Egyptenaren was de zon representatief voor de God Ra, die elke dag de nacht overwon en licht en warmte naar de landen bracht. Voor de Grieken was het Apollo die zijn brandende strijdwagen door de lucht reed en de wereld verlichtte. Zelfs in het christendom kan worden gezegd dat Jezus representatief is voor de zon, gezien de opvallende kenmerken die zijn verhaal heeft met oude astrologische overtuigingen en figuren. In feite volgen veel van de oude overtuigingen een soortgelijk pad, die allemaal hun oorsprong verbinden met die van de aanbidding van de zon en de sterren.
De mensheid bloeide op van de sterren aan de nachtelijke hemel omdat ze een correlatie herkenden in het patroon waarin bepaalde sterformaties (ook wel sterrenbeelden genoemd) specifieke tijden in de jaarlijkse cyclus vertegenwoordigden. Een daarvan betekende dat het snel warmer zou worden, wat leidde tot het planten van voedsel. De andere sterrenbeelden voorspelden de komst van een
koudere periode, dus je kon beginnen met het opslaan van voedsel en het verzamelen van brandhout. De sterren gingen verder in de reis van de mensheid en werden toen een manier om te navigeren. Zeilen langs de sterren was de manier om ons te verplaatsen en we hebben onze vroege verkenning te danken aan ons begrip van de sterrenbeelden. Gedurende vele van de tienduizenden jaren die menselijke ogen naar de hemel hebben gekeken, was het pas relatief recent dat we volledig begonnen te begrijpen wat sterren eigenlijk waren, waar ze vandaan kwamen en hoe ze leefden en stierven. Dit is wat we in dit artikel zullen bespreken. Ga met me mee terwijl we ons diep in de kosmos wagen en getuige zijn van de natuurkunde die groot schrijft, terwijl ik behandel hoe een ster wordt geboren, leeft en uiteindelijk sterft.
We beginnen onze reis door het universum in te reizen op zoek naar iets speciaals. We zijn op zoek naar een unieke structuur waar zowel de juiste omstandigheden als ingrediënten aanwezig zijn. We zijn op zoek naar wat een astronoom een donkere nevel noemt. Ik weet zeker dat je eerder van nevels hebt gehoord en ze ongetwijfeld hebt gezien. Veel van de verbazingwekkende beelden die de Hubble-ruimtetelescoop heeft verkregen, zijn van prachtige gaswolken die gloeien te midden van miljarden sterren. Hun kleuren variëren van dieprood tot levendige blauwtinten en zelfs enkele griezelige groentinten. Dit is echter niet het type nevel waar we naar op zoek zijn. De nevel die we nodig hebben is donker, ondoorzichtig en heel erg koud.
U kunt zich afvragen: 'Waarom zoeken we iets donkers en kouds als sterren helder en heet zijn?'
Dit is inderdaad iets dat in eerste instantie raadselachtig lijkt. Waarom moet iets eerst koud zijn voordat het extreem heet kan worden? Ten eerste moeten we iets elementairs bespreken over wat we het Interstellaire Medium (ISM) noemen, of de ruimte tussen de sterren. Ruimte is niet leeg, zoals de naam al doet vermoeden. Ruimte bevat zowel gas als stof. Het gas waar we voornamelijk naar verwijzen is waterstof, het meest voorkomende element in het universum. Omdat het universum niet uniform is (dezelfde dichtheid van gas en stof over elke kubieke meter), zijn er ruimtes met meer gas en stof dan andere. Dit zorgt ervoor dat de zwaartekracht manipuleert dat deze zakken bij elkaar komen en vormen wat we als nevels zien. Er gaan veel dingen in het maken van deze verschillende nevels, maar degene waar we naar op zoek zijn, een donkere nevel, heeft heel speciale eigenschappen. Laten we nu in een van deze donkere nevels duiken en kijken wat er aan de hand is.
Als we afdalen door de buitenste lagen van deze nevel, merken we dat de temperatuur van gas en stof erg laag is. In sommige nevels zijn de temperaturen erg heet. Hoe meer deeltjes tegen elkaar botsen, opgewonden door de absorptie en emissie van binnen- en buitenstraling, betekent hogere temperaturen. Maar in deze donkere nevel gebeurt het tegenovergestelde. De temperaturen dalen naarmate we verder in de wolk komen. De reden waarom deze donkere nevels specifieke eigenschappen hebben die werken om een geweldige stellaire kwekerij te creëren, heeft te maken met de basiseigenschappen van de nevel en het regiotype waarin de wolk bestaat, die een aantal moeilijke concepten heeft die ik niet volledig zal illustreren hier. Ze omvatten het gebied waar de moleculaire wolken worden gevormd die neutrale waterstofgebieden worden genoemd, en de eigenschappen van deze regio's hebben te maken met elektronenspinwaarden, samen met magnetische veldinteracties die de elektronen beïnvloeden. De eigenschappen die ik zal behandelen, zorgen ervoor dat deze specifieke nevel rijp is voor stervorming.
Exclusief de complexe wetenschap achter wat helpt bij het vormen van deze nevels, kunnen we beginnen met het beantwoorden van de eerste vraag waarom we kouder moeten worden om heter te worden. Het antwoord komt neer op de zwaartekracht. Wanneer deeltjes worden verwarmd of opgewonden, bewegen ze sneller. Een wolk met voldoende energie zal veel te veel momentum bevatten tussen elk van de stof- en gasdeeltjes om welk soort formaties dan ook te laten plaatsvinden. Net als in het geval dat stofdeeltjes en gasatomen te snel bewegen, stuiteren ze gewoon van elkaar af of schieten ze gewoon langs elkaar heen en bereiken ze nooit een soort band. Zonder deze interactie kun je nooit een ster hebben. Als de temperaturen echter koud genoeg zijn, bewegen de deeltjes gas en stof zo langzaam dat hun onderlinge zwaartekracht ervoor zorgt dat ze aan elkaar gaan 'plakken'. Het is dit proces dat ervoor zorgt dat een protoster begint te vormen.
Wat in het algemeen energie levert om de snellere beweging van de deeltjes in deze moleculaire wolken mogelijk te maken, is straling. Natuurlijk komt er altijd straling uit alle richtingen in het universum. Zoals we bij andere nevels zien, stralen ze van energie en worden er geen sterren geboren te midden van deze hete gaswolken. Ze worden verwarmd door externe straling van andere sterren en van haar eigen interne warmte. Hoe voorkomt deze donkere nevel dat externe straling het gas in de wolk opwarmt en ervoor zorgt dat het te snel beweegt zodat de zwaartekracht geen vat krijgt? Dit is waar
de ondoorzichtige aard van deze donkere nevels speelt een rol. Ondoorzichtigheid is de maat voor hoeveel licht door een object kan bewegen. Hoe meer materiaal in het object of hoe dikker het object is, hoe minder licht er doorheen kan. Het hogere frequentie licht (Gamma Rays, X-Rays en UV) en zelfs de zichtbare frequenties worden meer beïnvloed door dikke zakken gas en stof. Alleen de soorten licht met een lagere frequentie, waaronder infrarood, microgolven en radiogolven, hebben enig succes bij het binnendringen van gaswolken zoals deze, en zelfs is het enigszins verspreid zodat ze over het algemeen niet genoeg energie bevatten om dit precaire te verstoren proces van stervorming. Zo worden de binnenste delen van de donkere gaswolken effectief 'afgeschermd' van de straling van buitenaf die andere, minder ondoorzichtige nevels verstoort. Hoe minder straling de wolk binnendringt, hoe lager de temperatuur van het gas en het stof erin. De koudere temperaturen betekenen minder beweging van deeltjes in de wolk, wat essentieel is voor wat we hierna zullen bespreken.
Terwijl we afdalen naar de kern van deze donkere moleculaire wolk, merken we dat steeds minder zichtbaar licht onze ogen bereikt, en met speciale filters kunnen we zien dat dit waar is voor andere lichtfrequenties. Hierdoor is de temperatuur van de wolk erg laag. Het is vermeldenswaard dat het proces van stervorming erg lang duurt, en om u honderdduizenden jaren niet te laten lezen, zullen we nu snel vooruit spoelen. In een paar duizend jaar heeft de zwaartekracht een behoorlijke hoeveelheid gas en stof uit de omringende moleculaire wolk gehaald, waardoor deze samenklonterde. Stof- en gasdeeltjes, nog steeds afgeschermd van straling van buitenaf, zijn vrij om op natuurlijke wijze samen te komen en bij deze lage temperaturen te 'plakken'. Uiteindelijk begint er iets interessants te gebeuren. De onderlinge zwaartekracht van deze steeds groter wordende gas- en stofbal begint een sneeuwbal- (of sterbal-) effect. Hoe meer gas- en stoflagen aan elkaar zijn gecoaguleerd, hoe dichter het interieur van deze protostar wordt. Deze dichtheid verhoogt de zwaartekracht nabij de protoster, waardoor er meer materiaal in wordt getrokken. Met elke stofkorrel en waterstofatoom die het ophoopt, neemt de druk in het interieur van deze gasbal toe.
Als je je iets herinnert van een scheikundeles die je ooit hebt gevolgd, herinner je je misschien een heel speciale relatie tussen druk en temperatuur bij het omgaan met een gas. PV = nRT, de Ideale Gaswet, komt te binnen. Exclusief de constante scalaire waarde 'n' en de gasconstante R ({8.314 J / mol x K}) en het oplossen voor temperatuur (T), krijgen we T = PV, wat betekent dat de temperatuur van een gaswolk recht evenredig is onder druk. Als je de druk verhoogt, verhoog je de temperatuur. De kern van deze toekomstige ster die in deze Donkere Nevel verblijft, wordt erg dicht en de druk stijgt enorm. Volgens wat we zojuist hebben berekend, betekent dit dat de temperatuur ook stijgt.
We beschouwen deze nevel opnieuw voor de volgende stap. Deze nevel heeft een grote hoeveelheid stof en gas (vandaar dat hij ondoorzichtig is), wat betekent dat hij veel materiaal heeft om onze protostar te voeden. Het blijft gas en stof uit zijn omgeving trekken en begint op te warmen. De waterstofdeeltjes in de kern van dit object stuiteren zo snel rond dat ze energie afgeven aan de ster. De protostar begint erg heet te worden en gloeit nu van straling (meestal infrarood). Op dit punt trekt de zwaartekracht nog steeds meer gas en stof aan, wat bijdraagt aan de druk die diep in de kern van deze protoster wordt uitgeoefend. Het gas van de donkere nevel zal in zichzelf blijven instorten totdat er iets belangrijks gebeurt. Als er weinig tot niets meer in de buurt van de ster valt om op zijn oppervlak te vallen, begint het energie te verliezen (doordat het als licht weg straalt). Wanneer dit gebeurt, neemt die uitgaande kracht af en begint de zwaartekracht de ster sneller samen te trekken. Dit verhoogt de druk in de kern van deze protostar enorm. Naarmate de druk toeneemt, bereikt de temperatuur in de kern een waarde die cruciaal is voor het proces dat we meemaken. De kern van de protostar is zo dicht en heet geworden dat hij ongeveer 10 miljoen Kelvin bereikt. Om dat in perspectief te plaatsen, deze temperatuur is ongeveer 1700x hoger dan het oppervlak van onze zon (rond 5800K). Waarom is 10 miljoen Kelvin zo belangrijk? Omdat bij die temperatuur de thermonucleaire versmelting van waterstof kan plaatsvinden, en zodra de versmelting begint, gaat deze pasgeboren ster 'aan' en barst hij tot leven, waardoor enorme hoeveelheden energie in alle richtingen worden uitgestoten.
In de kern is het zo heet dat de elektronen die rond de protonenkernen van de waterstof rits, worden afgestript (geïoniseerd), en alles wat je hebt zijn vrij bewegende protonen. Als de temperatuur niet hoog genoeg is, zullen deze vrij vliegende protonen (die positieve ladingen hebben) eenvoudig van elkaar af kijken. Bij 10 miljoen Kelvin bewegen de protonen echter zo snel dat ze dichtbij genoeg kunnen komen zodat de sterke nucleaire kracht het kan overnemen, en wanneer dat het geval is, beginnen de waterstof-protonen met voldoende kracht tegen elkaar te slaan om samen te smelten, waardoor Heliumatomen en geven veel energie af in de vorm van straling. Het is een kettingreactie die kan worden samengevat als 4 protonen 1 heliumatoom + energie opleveren. Deze samensmelting is wat de ster doet ontbranden en ervoor zorgt dat deze “brandt”. De energie die door deze reactie vrijkomt, helpt andere waterstof-protonen te laten fuseren en levert ook de energie om te voorkomen dat de ster in zichzelf stort. De energie die uit deze ster alle kanten uit pompt, komt allemaal uit de kern, en de volgende lagen van deze jonge ster geven die warmte allemaal op hun eigen manier door (met behulp van straling en convectiemethoden, afhankelijk van welk type ster is geboren) .
Wat we nu hebben gezien, vanaf het begin van onze reis toen we in die koude, donkere nevel doken, is de geboorte van een jonge, hete ster. De nevel beschermde deze ster tegen foutieve straling die dit proces zou hebben verstoord, en zorgde ook voor de ijskoude omgeving die nodig was om de zwaartekracht te laten vasthouden en zijn magie te laten werken. Toen we getuige waren van de protoster-vorm, hebben we misschien ook iets ongelooflijks gezien. Als de inhoud van deze nevel juist is, zoals een grote hoeveelheid zware metalen en silicaten (overgebleven van de supernovae van eerdere, meer massieve sterren), zouden we kunnen zien dat planetaire vorming plaatsvindt in de aanwasschijf van materiaal rond de protostar.
Overgebleven gas en stof in de buurt van onze nieuwe ster zouden door hetzelfde mechanisme van beginnen dichte zakken te vormen
zwaartekracht, uiteindelijk in staat om zich aan te sluiten op protoplaneten die zullen bestaan uit gas of silicaten en metaal (of een combinatie van beide). Dat gezegd hebbende, planetaire vorming is nog steeds een beetje een mysterie voor ons, omdat er dingen lijken te zijn die we op het werk nog niet kunnen verklaren. Maar dit model voor de vorming van sterrenstelsels lijkt goed te werken.
Het leven van de ster is lang niet zo opwindend als zijn geboorte of dood. We blijven de klok vooruitspoelen en kijken hoe dit sterrensysteem evolueert. Gedurende een paar miljard jaar zijn de overblijfselen van de Donkere Nevel uit elkaar geblazen en hebben ze ook andere sterren gevormd, zoals degene die we hebben gezien, en deze bestaat niet meer. De planeten die we zagen toen de protoster groeide, begonnen hun miljardjarige dans rond hun moederster. Misschien bestaat er op een van deze werelden, een wereld die precies op de juiste afstand van de ster zit, vloeibaar water. Daarbinnen bevat het water de aminozuren die nodig zijn voor eiwitten (allemaal samengesteld uit de elementen die zijn achtergebleven door eerdere steruitbarstingen). Deze eiwitten kunnen aan elkaar worden gekoppeld om RNA-ketens te vormen en vervolgens DNA-ketens. Misschien zien we op een gegeven moment een paar miljard jaar nadat de ster is geboren, een ruimtevarende soort zichzelf de kosmos in lanceren, of misschien bereiken ze dit om verschillende redenen nooit en blijven ze planeetgebonden. Dit is natuurlijk slechts speculatie voor ons amusement. Nu komen we echter aan het einde van onze reis die miljarden jaren geleden begon. De ster begint te sterven.
De waterstof in zijn kern wordt versmolten tot helium, waardoor de waterstof na verloop van tijd uitgeput raakt; de ster heeft geen gas meer. Na vele jaren begint het waterstoffusieproces te stoppen en geeft de ster steeds minder energie af. Dit gebrek aan uiterlijke druk van het fusieproces verstoort wat we het hydrostatische evenwicht noemen en zorgt ervoor dat de zwaartekracht (die altijd probeert de ster te verpletteren) wint. De ster begint snel te krimpen onder zijn eigen gewicht. Maar net zoals we eerder bespraken, neemt de temperatuur ook toe naarmate de druk toeneemt. Al dat Helium dat over was
van de miljarden jaren van waterstoffusie begint nu op te warmen in de kern. Helium smelt op een veel hogere temperatuur dan waterstof, wat betekent dat de heliumrijke kern door de zwaartekracht naar binnen kan worden gedrukt zonder (nog) te fuseren. Aangezien er geen fusie plaatsvindt in de heliumkern, is er weinig tot geen uitwendige kracht (afgegeven door fusie) om te voorkomen dat de kern instort. Deze materie wordt veel dichter, die we nu als gedegenereerd bestempelen, en stoot enorme hoeveelheden warmte uit (gravitatie-energie wordt thermische energie). Dit zorgt ervoor dat de resterende waterstof die zich in de volgende lagen boven de heliumkern bevindt, samensmelt, waardoor de ster enorm uitzet als deze waterstofschaal uit de hand brandt. Dit maakt de ster "rebound" en zet snel uit; de meer energetische samensmelting van de waterstofschalen buiten de kern waardoor de diameter van de ster aanzienlijk groter wordt. Onze ster is nu een rode reus. Sommige, zo niet alle binnenplaneten waarvan we getuige waren, zullen worden verbrand en opgeslokt door de ster die hen het eerst het leven heeft geschonken. Als er een leven zou zijn op een van die planeten die er niet in slaagden hun thuiswereld te verlaten, zouden ze zeker uit het universum worden gewist, waarvan ze nooit zouden weten.
Dit proces waarbij de ster geen brandstof meer heeft (eerst waterstof, dan helium, enz.), Zal nog een tijdje doorgaan. Uiteindelijk zal het helium in de kern een bepaalde temperatuur bereiken en beginnen te versmelten met koolstof, wat de ineenstorting (en dood) van de ster zal uitstellen. De ster waar we momenteel naar kijken en sterven is een Main Sequence Star van gemiddelde grootte, dus zijn leven eindigt als hij klaar is met het samensmelten van helium in
Koolstof. Als de ster veel groter was, zou dit fusieproces doorgaan totdat we Iron bereikten. IJzer is het element waarin fusie niet spontaan plaatsvindt, wat betekent dat het meer energie nodig heeft om het te fuseren dan het na fusie afgeeft. Onze ster zal echter nooit de kern van ijzer bereiken en daarom is hij gestorven nadat hij zijn heliumreservoir heeft uitgeput. Wanneer het fusieproces uiteindelijk “uitschakelt” (zonder gas), begint de ster langzaam af te koelen en de buitenste lagen van de ster zetten uit en worden in de ruimte uitgestoten. Latere uitwerpen van stellair materiaal gaan door met het creëren van wat we een planetaire nevel noemen, en het enige dat overblijft van de eens zo briljante ster die we zagen ontstaan, is nu slechts een bal van dichte koolstof die de rest van de eeuwigheid zal blijven afkoelen, mogelijk kristalliseren tot diamant.
De dood die we zojuist hebben gezien, is niet de enige manier waarop een ster sterft. Als een ster voldoende groot genoeg is, is zijn dood veel gewelddadiger. De ster zal uitbarsten in de grootste explosie in het universum, een supernova genaamd. Afhankelijk van veel variabelen kan het restant van de ster eindigen als een neutronenster, of zelfs als een zwart gat. Maar voor het merendeel van wat we de Main Sequence Stars van gemiddelde grootte noemen, zal de dood waarvan we getuige waren hun lot zijn.
Onze reis eindigt als we nadenken over wat we hebben waargenomen. Zien wat de natuur kan doen onder de juiste omstandigheden, en kijken naar een wolk van zeer koud gas en stof die verandert in iets dat het potentieel heeft om de kosmos nieuw leven in te blazen. Onze geest dwaalt terug naar die soort die op een van die planeten zou kunnen zijn geëvolueerd. U bedenkt hoe ze mogelijk soortgelijke fasen hebben doorlopen. Mogelijk de sterren gebruiken als bovennatuurlijke goden die hun overtuigingen duizenden jaren lang hebben geleid, en antwoorden hebben vervangen door waar hun onwetendheid heerste. Deze overtuigingen kunnen mogelijk in religies veranderen, terwijl ze dat idee van speciale selectie en grootmoedige gedachten nog steeds bevatten. Zouden de sterren hun verlangen voeden om het universum te begrijpen zoals de sterren voor ons deden? Je geest denkt dan na over wat ons lot zal zijn als we niet proberen de volgende stap in het universum te zetten. Moeten we toestaan dat onze soort uit de kosmos wordt gewist terwijl onze ster groter wordt in zijn dood? Deze reis die je zojuist naar het hart van een donkere nevel hebt gemaakt, is een voorbeeld van wat de menselijke geest kan doen, en laat je zien hoe ver we zijn gekomen, ook al zijn we nog steeds gebonden aan ons zonnestelsel. De dingen die je hebt geleerd, zijn door anderen gevonden, zoals jij, door simpelweg te vragen hoe de dingen gebeuren en vervolgens het volle gewicht van onze kennis van de natuurkunde bloot te leggen. Stel je voor wat we kunnen bereiken als we dit proces voortzetten; onze plek tussen de sterren volledig kunnen bereiken.
