Die aus Sternen bestehenden „Sternbilder“ dienen nicht der Wahrsagerei!

Wir wissen bereits, dass der Himmel voller funkelnder, leuchtender „kleiner“ Sterne ist. Diese Sterne unterschiedlicher Größe und Helligkeit haben tatsächlich einen gemeinsamen Ursprung: Molekülwolken!

Am 1. April 1995 nahm das Hubble-Weltraumteleskop ein Bild einer Säule aus interstellarem Gas und Staub im Adlernebel im Sternbild Wasserschlange auf, 6.500 bis 7.000 Lichtjahre von der Erde entfernt[1] (siehe Abbildung 1). Aufgrund seines spektakulären und prächtigen Aussehens wurde es zu einem der „zehn besten“ Fotos des Hubble-Teleskops gezählt und auch als erstes der „zehn unglaublichen Anblicke im Universum“ gefeiert. Untersuchungen haben ergeben, dass es sich hierbei um einen Inkubator für die Geburt vieler neuer Sterne handelt[2], weshalb man ihn auch „Säulen der Schöpfung“ nennt.

Abbildung 1. Adlernebel – Säulen der Schöpfung [HST, NASA]. Sie ist riesig, eine typische riesige Molekülwolke: Die Wolkensäule ganz links ist etwa 4 Lichtjahre lang und der fingerartige Vorsprung an der Spitze der Wolkensäule ist größer als unser Sonnensystem.[3]

Wie entstehen Sterne im Universum?

Die Wiege der Sternengeburt – leerer als ein Vakuum

Wissenschaftler haben beobachtet, dass sich junge Sterne immer innerhalb oder in der Nähe interstellarer Wolken befinden, und schlussfolgern daraus, dass Sterne in interstellaren Wolken entstehen. Interstellare Wolken sind Orte im Universum, an denen interstellare Materie relativ konzentriert ist. Ihre durchschnittliche Dichte beträgt mehrere hundert bis mehrere tausend Atome pro Kubikzentimeter und ist damit deutlich höher als die durchschnittliche Dichte interstellarer Materie (1 Atom pro Kubikzentimeter, etwa 10-24 g/cm3). Sie ist jedoch 10 bis 100 Mal niedriger als die Dichte des besten „Vakuums“ in Laboren auf der Erde[4].

Interstellare Wolken, aus denen Sterne entstehen, sind normalerweise kalte, dunkle Nebel, deren Bedingungen wie Dichte, Temperatur und Größe die Bildung von Molekülen ermöglichen. Daher werden solche Nebel als Molekülwolken bezeichnet.

Die Durchschnittstemperatur von Molekülwolken ist sehr niedrig, nur ein Dutzend Grad Kelvin. Neben den wichtigsten materiellen Komponenten wie Wasserstoff, Stickstoff, Kohlenmonoxid und Staubpartikeln konnten Wissenschaftler in Molekülwolken auch über 100 weitere Molekülarten nachweisen[5]. Aufgrund der Auslöschungswirkung von Staub ist der zentrale Bereich der Molekülwolke im sichtbaren Lichtbereich schwer zu erkennen, weshalb er oft als Dunkelnebel bezeichnet wird (siehe Abbildung 2). Vor dem Hintergrund der Sterne scheinen Molekülwolken unterschiedliche Umrisse zu haben, wie beispielsweise die „Säulen der Schöpfung“.

Molekülwolken können je nach Größe in kleine und riesige Molekülwolken unterteilt werden. Kleine Molekülwolken haben typischerweise nur einen Durchmesser von wenigen Lichtjahren und eine Masse, die weniger als einige hundert Mal so groß ist wie die Masse der Sonne. Da es zuerst vom amerikanischen Astronomen Bart Bock entdeckt wurde, wird es oft als „Bock-Globule“ bezeichnet.[6] Riesige Molekülwolken haben typischerweise Durchmesser von 15–600 Lichtjahren und Massen, die tausend- oder sogar zehnmillionenmal so groß sind wie die der Sonne.[7] Jüngste Forschungsergebnisse haben eine Reihe neu entstandener Sternstrukturen entdeckt, deren Ausmaße weit über 600 Lichtjahre hinausgehen. Dazu gehört beispielsweise eine „schlangenförmige“ Familie junger Riesensterne [8] (über 1.200 Lichtjahre [9]). Dies deutet darauf hin, dass die Ausmaße der Molekülwolken, aus denen sie bestehen, weit größer sein könnten als die derzeit beobachtete typische Größe Molekülwolken.

Abbildung 2. Barnard 68 Nebel [11] (links: optisches Bandbild; rechts: Nahinfrarot-Bandbild), etwa 400 Lichtjahre von uns entfernt, mit einem Durchmesser von etwa 0,5 Lichtjahren und einer Masse von nur der doppelten Sonnenmasse. Es handelt sich um eine typische kleine Molekülwolke. Der Staub darin blockiert das sichtbare Licht der Hintergrundsterne. Im Infrarotbereich ist der Auslöschungseffekt des Staubes jedoch gering und die Hintergrundsterne sind sichtbar.

Riesige Molekülwolken weisen häufig komplexe Unterstrukturen wie Fasern, Schichten, Blasen und unregelmäßige Klumpen auf[10], wie in Abbildung 3 dargestellt. Die Teile mit hoher Dichte in Fasern und Klumpen werden als Molekülwolkenkerne bezeichnet, die eine Dichte von Zehntausenden oder sogar Millionen Atomen pro Kubikzentimeter erreichen können. Kleine Molekülwolken haben relativ unabhängige Strukturen und sind klein. Ihre Teile mit hoher Dichte weisen eine ähnliche Dichte auf wie die Wolkenkerne in riesigen Molekülwolken. Diese dichten Wolkenkerne sind die „Keime“, aus denen Sterne entstehen.

Die innere Struktur einer Molekülwolke kann durch die Ferninfrarotstrahlung von Staubkörnern oder die Mikrowellenstrahlung von Molekülen untersucht werden. Beispielsweise handelt es sich beim „Galactic Panorama“[16] unter der Leitung des Purple Mountain Observatory der Chinesischen Akademie der Wissenschaften um eine groß angelegte Himmelsdurchmusterung auf der Grundlage von CO und seinen Isotopen zur Beobachtung der Verteilung von Molekülwolken in der Milchstraße.

Abbildung 3. Die Orion-Molekülwolke[12] – ein riesiges Sternentstehungsgebiet etwa 1.400 Lichtjahre von der Erde entfernt. Das blaue Hintergrundgas im Bild zeigt die faserige Struktur der Molekülwolke (vom Herschel-Weltraumteleskop der ESA). Die Teilbilder auf beiden Seiten zeigen neun junge „Protosterne“, wobei die blauen und orangefarbenen Teilbilder von den Radioteleskop-Arrays ALMA bzw. VLA stammen. 【ALMA/ESO/NAOJ NRAO N Karnath/ AUI/NSF B.Saxton/ S. Dagnello.】

Wie viele Bedingungen sind erforderlich, damit aus einer „Wolke“ ein Stern wird?

Wir können den Prozess der Sternbildung aus einer „Wolke“ als einen Prozess der „Kontraktion (oder des Kollapses, Zusammenbruchs)“ betrachten. Der britische Astronom Jeans wies jedoch 1902 darauf hin, dass nicht alle Molekülwolken Sterne bilden können. Für die Entstehung von Sternen sind zwei Grundvoraussetzungen erforderlich:

(1) Masse: Unter einer bestimmten Temperatur und Materialdichte gibt es eine kritische (d. h. „Schwellen-“) Masse. Nur wenn die Masse bestimmter Bereiche der Molekülwolke größer ist als diese „Schwellenmasse“, das heißt, wenn die Gravitationskraft der Materie in diesem Bereich größer ist als ihr eigener Gasdruck, kann es zu einer Kontraktion und weiteren Sternenbildung kommen. Diese „Schwellen“-Masse wird als Jeans-Masse bezeichnet. Die Größe der Jeans-Masse hängt von der Temperatur der Molekülwolke und der Dichte ihrer Materie ab. Je höher die Temperatur, desto größer ist die Jeans-Masse, das heißt, desto höher ist die „Schwelle“ für den Kollaps der Molekülwolke; je höher die Materiedichte, desto kleiner die Jeans-Masse, also desto niedriger die „Schwelle“ für den Kollaps der Molekülwolke. Daher können nur jene Molekülwolkenkerne mit niedrigeren Temperaturen und höheren Dichten die „Schwelle“ leicht überschreiten und kollabieren.

(2) Störung: Molekülwolken müssen einer Störung ausgesetzt sein, die dazu führt, dass der Wolkenkern auseinanderbricht und schrumpft. Diese Störung kann durch eine Molekülwolke verursacht werden, die durch eine asymmetrische Struktur der Milchstraße (wie etwa Spiralarme) zieht, oder durch eine Stoßwelle, die durch die Explosion eines nahegelegenen Sterns beim Tod dieses Sterns erzeugt wird, oder durch eine Kollision zwischen Molekülwolken. Einige lokale Bereiche innerhalb der Molekülwolke werden aufgrund von Störungen dichter und die Jeans-Masse nimmt ab. Insbesondere spaltet sich der dichte Kern der Molekülwolke weiter auf und zieht sich durch die Schwerkraft zusammen, wodurch schließlich viele Klumpen mit Massen zwischen dem 0,05-fachen und über dem 100-fachen der Sonnenmasse entstehen.

Zusätzlich zu den oben genannten notwendigen Bedingungen muss die Entstehung von Sternen auch die folgenden Bedingungen erfüllen:

(1) Energieänderung: In den frühen Stadien des Kollapses einer Molekülwolke muss das Nebelgas einen Teil seiner Energie abstrahlen, wodurch die Gesamtenergie reduziert wird. In diesem Stadium erzeugen die Übergänge zwischen den molekularen Energieniveaus im Nebelgas langwellige (Infrarot-)Strahlung, die leicht durch die dichte Wolkenschicht dringen und sich auflösen kann, wodurch die Wolke in eine Phase schneller Kontraktion gerät.

(2) Änderung des Drehimpulses: Normalerweise hat die Molekülwolke als Ganzes einen bestimmten anfänglichen Drehimpuls (d. h., die gesamte Wolke rotiert). Da der Drehimpuls den Kollaps einer Molekülwolke verhindert, muss der Gesamtdrehimpuls der Molekülwolke in irgendeiner Form zerstreut werden. Der Gesamtdrehimpuls der Molekülwolke wird in die einzelnen Cluster zerlegt und in deren Rotationsdrehimpuls und Bahndrehimpuls umgewandelt. Dies ist das Geheimnis hinter der Rotation und Umlaufbahn unserer Sonne und ihrer acht Planeten.

(3) Magnetfeldänderungen: Die ursprüngliche Molekülwolke hat im Allgemeinen noch ein schwaches Magnetfeld (etwa 10-7 Gauß). Da die Molekülwolke weiter komprimiert wird, wird die magnetische Feldstärke sehr groß. Beispielsweise könnte sich die magnetische Feldstärke der Sonne gemäß theoretischen Berechnungen von der Größe der ursprünglichen Molekülwolke auf ihre aktuelle Größe um das 1016-fache (also 109 Gauß) erhöhen, was den Kollaps der Molekülwolke zur Bildung eines Sterns verhindern würde. Gleichzeitig steht dies im völligen Widerspruch zur tatsächlichen Feldstärke auf der Sonnenoberfläche (etwa 1 Gauß). Daher muss die darin enthaltene magnetische Energie während des Kollapses der Molekülwolke durch einen bestimmten Mechanismus abgeführt werden.

(4) Kürzlich entdeckten chinesische Astronomen bei der Beobachtung einer Molekülwolke mit dem „China Sky Eye“, dass die magnetische Energie der Molekülwolke effektiv auf ein extrem niedriges Niveau im Mikro-Gauss-Bereich abgebaut wurde, bevor sie in einen dichten Zustand kollabierte [13]. Dies stellte einige der in der akademischen Gemeinschaft vorgebrachten Vorstellungen über den Mechanismus des Verschwindens magnetischer Energie auf den Kopf.

Die Empfängnis und Geburt der Sonne

Ähnlich wie das Leben auf der Erde kann der Prozess der Sternentstehung in vier Phasen unterteilt werden. Nachfolgend finden Sie eine Erklärung am Beispiel des bekanntesten Sterns, der Sonne (siehe Abbildung 4).

Der erste Schritt – von der diffusen interstellaren Materie zu „Sterneneiern“: Aufgrund bestimmter Störungen bündelt sich die im Universum sehr spärlich vorhandene interstellare Materie (hauptsächlich Wasserstoff und Helium) zu Molekülwolken. Unter dem Einfluss der eigenen Schwerkraft bilden sich innerhalb der Molekülwolke viele dichte Cluster unterschiedlicher Masse und Größe, und die Gesamtstruktur ist eine typische Faserstruktur. Hier vergleichen wir dichte Klumpen bildlich mit Sterneneiern, die die „Samen“ für die spätere Sternentstehung sind.

Der zweite Schritt – vom Sternenei zum Sternenembryo: Das Sternenei hat eine extrem geringe Dichte (10-19 g/cm3), ein sehr großes Volumen (der Radius eines Sterneneis mit der 1-fachen Sonnenmasse beträgt etwa das 5-Millionen-fache des Sonnenradius) und eine niedrige Temperatur (weniger als 2000 Kelvin). Infolgedessen ist der Innendruck nicht hoch und die von den Molekülen erzeugte schwache Infrarotstrahlung kann leicht in die Wolken eindringen, wodurch die Energie schnell verpufft. Das Sternenei schrumpft aufgrund seiner eigenen Schwerkraft schnell und sein Volumen nimmt rasch ab.

Wenn der Radius auf etwa das 1000-fache des Sonnenradius schrumpft, erhöht sich die Dichte auf 10-8 g/cm3, der thermische Druck nimmt allmählich zu und die Kontraktion verlangsamt sich allmählich. Das Sternenei bildet eine undurchsichtige „Hülle“, in deren Inneren sich kontinuierlich Energie ansammeln kann, wodurch die Temperatur schnell ansteigt und ein deutlicher Gradient entsteht. Die Temperatur steigt zum Zentrum hin an, und die innere Energie, die aus der Gravitationspotentialenergie der kollabierten Materie in der äußeren Schicht umgewandelt und durch Konvektion aus der inneren Schicht abgeleitet wird, verstärkt die Infrarotstrahlung des Sterneneis erheblich und bildet so einen „Sternenembryo“.

Abbildung 4. Der Prozess der Sternentstehung aus einem Nebel[14]

Der dritte Schritt – vom Sternenembryo zum stellaren „Fötus“: Durch die Schwerkraft sinkt die Materie des Sternenembryos kontinuierlich in Richtung Zentrum, wie ein „enger Reifen“, wodurch das Volumen des Sternenembryos weiter abnimmt, die Dichte weiter zunimmt und die Temperatur schnell ansteigt. Wenn die Kerntemperatur 7 Millionen Kelvin übersteigt, wird allmählich die Kernfusion einer kleinen Menge Wasserstoff gezündet, der Druck steigt schnell an und die Außenhülle wird allmählich transparent und sendet nicht nur Infrarotstrahlung, sondern auch hochenergetische Röntgenstrahlung aus. Zu diesem Zeitpunkt hat sich der Sternenembryo zu einem „Fötus“ mit einem Radius von etwa dem vierfachen des Sonnenradius entwickelt, der in der Astronomie als „Protostern“ bezeichnet wird (Abbildung 3 zeigt 9 von einem Teleskop erfasste Protosterne).

Schritt 4 – Vom „Fötus“ zum neugeborenen „Baby“: Angetrieben durch die Schwerkraft lagert sich das äußere Material des „Fötus“-Sterns weiter ab, der Bereich der Wasserstoff-Helium-Kernfusionsreaktion erweitert sich rasch und die Innentemperatur steigt immer weiter an. Wenn die Innentemperatur über 10 Millionen Kelvin erreicht, ist die thermonukleare Wasserstoff-Helium-Reaktion im Inneren des „Fötus“ fast vollständig gezündet und liefert kontinuierlich und stetig Energie, Druck und Schwerkraft gleichen sich aus und die Kontraktion hört auf. Dies bedeutet, dass eine „Baby“-Sonne geboren wird, die in ihrer Größe mit der heutigen Sonne vergleichbar ist, und damit ihre 10 Milliarden Jahre dauernde „Lebens“-Reise beginnt. An diesem Punkt sagen wir, dass die Sonne das Stadium der „Hauptreihe des Nullalters“ erreicht hat.

Sternembryonen unterschiedlicher Masse benötigen unterschiedlich viel Zeit, um das Nullalter der Hauptreihe zu erreichen. je kleiner die Masse, desto länger dauert es. Beispielsweise benötigt ein Sternenembryo mit der 0,2-fachen Masse der Sonne 1,7 Milliarden Jahre, um die Hauptreihe im Nullalter zu erreichen. Ein Sternenembryo mit der einfachen Masse der Sonne braucht etwa 75 Millionen Jahre, um die Hauptreihe zu erreichen, deren Alter Null ist. und ein Sternenembryo mit der 15-fachen Masse der Sonne benötigt nur 60.000 Jahre, um die Hauptreihe im Nullalter zu erreichen. Sternenembryos mit einer Masse von weniger als dem 0,08-Fachen der Sonnenmasse erreichen niemals die Temperatur, die für den Beginn von Kernreaktionen erforderlich ist. Sie befinden sich immer in einer langsamen Kontraktionsphase und geben durch die Umwandlung potentieller Gravitationsenergie ein sehr schwaches rotes Licht ab. Dieser Sterntyp wird Brauner Zwerg genannt.

Abschluss

Aus riesigen Molekülwolken entstehen normalerweise viele Sterneier unterschiedlicher Masse, aus denen eine Gruppe von Sternen oder Sternensystemen mit sehr ähnlichen physikalischen und chemischen Eigenschaften entsteht. Kleine Molekülwolken bilden normalerweise Doppelsternsysteme oder einfache Mehrfachsternsysteme[15]. Bei astronomischen Beobachtungen wurden viele „Schwester“-Sterne gefunden, die sich in großer Zahl aneinandergereiht haben, sowohl in der Milchstraße als auch in extragalaktischen Galaxien, die in der Astronomie Sternhaufen genannt werden. Wissenschaftler haben die Schwestern, die mit der Sonne geboren wurden, noch nicht gefunden. Vielleicht ist unsere Sonne ein „Einzelkind“ im riesigen Universum.

„Woher kommen wir und wohin gehen wir?“ ist seit jeher eine Frage, die die Menschen beschäftigt. Nachdem wir etwas über den Entstehungsprozess der Sonne erfahren haben, können wir nicht anders, als uns zu fragen: Was wird in Zukunft mit der Sonne geschehen? Was für ein Leben führen Sterne?

Bleiben Sie dran für die nächste Folge, um es herauszufinden.

Quellen:

[1]Clavin, Whitney. „‚Elefantenrüssel‘ im Weltraum“. Abgerufen am 9. März 2011.

[2]„Ein atemberaubender Blick in einen Inkubator für Stars – New York Times“. Nytimes.com. 03.11.1995. Abgerufen am 13.02.2012.

[3]"NOVA | Ursprünge | Die Säulen der Schöpfung Bild 1". PBS. Abgerufen am 13.02.2012.

[4]https://pages.uoregon.edu/jimbrau/astr122/Notes/Chapter18.html

[5] Craig Kulesa. Forschungsprojekte. Abgerufen am 7. September 2005.

[6]Bok, Bart J.; Reilly, Edith F. (März 1947). ApJ. 105: 255.

[7]Norman Murray, ApJ, 729 (2): 133. .

[8] Tian, ​​​​Hai-Jun 2020, ApJ, 904, 196.

[9] Wang, Fan., Tian, ​​​​Hai-Jun, et al. 2021, MNRAS, 513, 503

[10]Williams, JP; Blitz, L.; McKee, CF, (2000). Protosterne und Planeten IV. Tucson: University of Arizona Press. P. 97.

[11]Alves, JF, Lada, CJ, Lada, EA 2001, Nature, 409, 159

[12]John J. Tobin et al. 2020, ApJ 890, 130.

[13]Ching, T C., Li, D., Heiles, C. et al. Nature 601, 49–52 (2022)

[14] Su Yi, Astronomie in den Geisteswissenschaften, Science Press, 2010.

[15] Launhardt, R.; Sargent, AI; Henning, T.; Zylka, R.; Zinnecker, H. (2000). Geburt und Entwicklung von Doppelsternen, Poster-Proceedings des IAU-Symposiums Nr. 200 zur Entstehung von Doppelsternen. P. 103. Bibcode:2000IAUS..200P.103L.

[16]https://mp.weixin.qq.com/s/8NvvVRLl-ltLlf4TSVlP2g

(Autor: Tian Haijun, Professor an der Hangzhou Dianzi University und Empfänger des Hubei Province Outstanding Youth Fund, hat sich in den letzten Jahren auf die Erforschung der Eigenbewegungsmessung von Himmelskörpern, weit auseinander liegender Doppelsterne sowie der Struktur und Entwicklung der Milchstraße konzentriert und den zweiten Preis des Hubei Province Natural Science Award gewonnen.)