Abstract
In diesem Artikel werden wir erklären, den Prozess der Sternentstehung, die für den regelmäßigen Sun-like stars. Sterne bilden sich aus einer Ansammlung von Gas und Staub, die durch die Schwerkraft zusammenbricht und Sterne zu bilden beginnt. Der Prozess der Sternentstehung dauert etwa eine Million Jahre ab dem Zeitpunkt, an dem die anfängliche Gaswolke zu kollabieren beginnt, bis der Stern entsteht und wie die Sonne scheint., Das übrig gebliebene Material von der Geburt des Sterns wird verwendet, um Planeten und andere Objekte zu schaffen, die den Zentralstern umkreisen. Die Beobachtung der Sternbildung ist schwierig, da der Staub für sichtbares Licht nicht transparent ist. Es ist jedoch möglich, diese dunklen Sterngärten mit Radiowellen zu beobachten, da Radiowellen frei zu uns und unseren Radioteleskopen hinuntergehen.
Sterne, wie unsere eigene Sonne, gab es nicht immer. Sterne werden über Millionen oder sogar Milliarden von Jahren geboren und sterben. Sterne bilden sich, wenn Bereiche aus Staub und Gas in der Galaxie aufgrund der Schwerkraft zusammenbrechen., Ohne diesen Staub und dieses Gas würden sich keine Sterne bilden.
Die staubigen Nuserien von Sternen
Eine Galaxie enthält nicht nur Milliarden von Sternen, sondern auch große Mengen an Gas und Staub. Diese Regionen von Gas und Staub in der Galaxie liegen im Raum zwischen den Sternen. Wenn die Galaxie eine Straße wäre, wären die Häuser Sterne und die Regionen aus Gas und Staub wären die Gärten zwischen den Häusern. Der Raum zwischen den Sternen in einer Galaxie wird interstellares Medium genannt, weil es das Medium oder die Substanz ist, die den Raum zwischen Sternobjekten ausmacht.,
Die Gas-und Staubregionen werden aufgrund ihres Gehalts als Molekülwolken bezeichnet. Molekülwolken bestehen aus einer Mischung von Atomen, Molekülen und Staub. Atome sind die kleinen Bausteine von all dem Zeug um uns herum. Moleküle bestehen aus zwei oder mehr miteinander verbundenen Atomen. Die in molekularen Wolken vorhandenen Moleküle sind typischerweise molekularer Wasserstoff, H2, können aber auch komplexere Moleküle sein, wie Methanol, das aus sechs Atomen besteht, oder Wasser, das aus drei Atomen besteht., Staubkörner sind noch größere Materieklumpen und können bis zu einigen Millimetern groß sein, was im Vergleich zu Atomen oder Molekülen enorm ist.
molekülwolken im interstellaren medium sind groß. Tatsächlich kann eine einzelne molekulare Wolke hunderttausende Male schwerer sein als die Sonne. Ihre Volumina variieren auch: Eine molekulare Wolke kann die gleiche Größe haben wie oder um ein Vielfaches größer als unser gesamtes Sonnensystem. Diese riesigen Molekülwolken durchlaufen turbulente Bewegungen. Dies bedeutet, dass das Gas und der Staub in den Wolken nicht an der gleichen Stelle bleiben wie die Zeit vergeht., Diese Substanzen bewegen sich in alle Richtungen, wie Kinder, die auf einem Schulhof herumlaufen. Diese turbulente Bewegung von Gas und Staub verteilt die Atome und Moleküle ungleichmäßig, so dass in einigen Regionen der Molekülwolke mehr Materie enthalten ist als in anderen Regionen Abbildung 1A. Wenn sich Gas und Staub in einem bestimmten Bereich auf ein sehr hohes Niveau anhäufen, beginnt dieser Bereich aufgrund des Zuges aus seiner eigenen Schwerkraft zusammenzubrechen. Die Region ist kleiner als die molekulare Wolke und lebt in der molekularen Wolke., Die Region ist „nur“ ein paar hundert astronomische Einheiten (AUs), das ist ein paar hundert Mal die Entfernung von der Erde zur Sonne.
- Abbildung 1 – Prozess der Sternentstehung.
- Die Abbildung zeigt die sechs Schritte der Sternentstehung für sonnenähnliche Sterne. Der Prozess beginnt auf (A), wo Gas und Staub im Raum zwischen Sternen (auch interstellares Medium, ISM genannt) zu einer dichten Gaskugel zusammenbrechen, die als vorstellarer Kern (B) bezeichnet wird und schließlich zur Sonne wird., Während des Zusammenbruchs bildet sich eine Scheibe (C) um den Kern, während zwei Strahlen an den Polen emittiert werden. Irgendwann hört der Stern auf zu wachsen, aber Gas fällt immer noch auf die Scheibe (D). Nach einigen Millionen Jahren hört dieser Prozess ebenfalls auf. Der Stern wird jetzt geboren (E), während die Planeten aus dem übrig gebliebenen Material gebildet werden, das schließlich zu einem Sonnensystem wird (F). Ein Sonnensystem lebt typischerweise 10 Milliarden Jahre nach dem Bildungsprozess.,
Die kollabierende Molekülwolke
Eine Molekülwolke ist sehr kalt, nur wenige Grad über dem absoluten Nullpunkt, was die niedrigste Temperatur ist (auch 0°K genannt). Wenn jedoch Gas und Staub in einem Bereich innerhalb der Molekülwolke zusammenbrechen, erwärmt es sich langsam. Dies ist eine Folge eines Gesetzes der Physik, das uns sagt, dass, wenn Materie zusammengedrückt wird, die Dichte der Materie zunimmt und sich die Materie zu erwärmen beginnt., Der äußere Rand eines kollabierenden Bereichs hat eine Temperatur von etwa 10° über dem absoluten Nullpunkt (auch 10°K genannt), und der innere Bereich erwärmt sich langsam auf etwa 300°K, was etwa Raumtemperatur entspricht.
Wenn der kollabierende Bereich eine Größe von fast 10.000 AU erreicht hat, wird er als vorstellarer Kern bezeichnet (Abbildung 1B) und ist offiziell ein Stern in der Herstellung. „Stellar“ bedeutet Stern, also vorstellar bedeutet „bevor du ein Stern wirst.“Das Wort Kern bezieht sich auf Gas und Staub, die jetzt so dicht sind, dass der Begriff Kern genauer ist als Region oder Wolke., Außerdem wird dieser vorstellare Kern später zum inneren Kern des Sterns.
in den nächsten 50.000 Jahren oder so, die pre-stellar core-Verträgen. Dies mag nach einer langen Zeit klingen, aber auf einer astronomischen Zeitskala wird es als ein ziemlich schneller Prozess angesehen, der zum Beispiel mit dem Alter des Universums verglichen wird, das fast 14 Milliarden Jahre beträgt. Der Kern kontrahiert, bis er etwa 1.000 AU beträgt (Abbildung 1C). Es besteht immer noch aus demselben Gas und Staub, was bedeutet, dass die Dichte dieser Materie zunimmt, wenn der Durchmesser auf 1/10 der ursprünglichen Größe des kollabierenden Bereichs schrumpft.,
Nachdem 50.000 Jahre vergangen sind, wird das System eine Scheibe um den zentralen Kern gebildet haben, und überschüssiges Material wird von den Polen des Sterns nach außen ausgeworfen. Ein Pol auf einem Stern ist wie der auf der Erde, nämlich definiert als die Achse, um die sich der Stern dreht. In Abbildung 1C sehen Sie zwei brunnenartige Strukturen, bei denen dieses überschüssige Material ausgeworfen wird. Diese Strukturen werden Jets genannt und gehorchen den Gesetzen der Physik., Die zufällige Bewegung von Gas und Staub, die wir zuvor beschrieben haben, kombiniert mit der Kontraktion des Systems, wenn sich der vorstellare Kern bildet, führt dazu, dass sich das gesamte System dreht. Dieser Prozess bewirkt, dass sich eine flache Scheibe um den vorstellaren Kern bildet. Dies ähnelt der Art und Weise, wie ein Kleid eine flache Scheibe um einen sich drehenden Eisläufer bildet. Wenn sich der Skater nicht drehte, wäre das Kleid keine flache Scheibe um sie herum, sondern würde an ihren Seiten hängen. Die Düsen an den Polen entstehen, um das System im Gleichgewicht zu halten., Das System wird jetzt als Proto-Star bezeichnet, was bedeutet, dass es sich in seiner allerersten Phase befindet, ein echter Star zu werden.
Vom vorstellaren Kern zum Stern
Die Scheibe ist entscheidend, damit der Proto-Stern zu einem richtig großen Stern heranwachsen kann. Die Scheibe besteht hauptsächlich aus Gas, das sich mit der Scheibe dreht und sich langsam der Oberfläche des Proto-Sterns nähert. Wenn das Gas dem Stern nahe genug kommt, fällt es aufgrund der Schwerkraft auf die Oberfläche des Sterns und der Stern wächst. Dieser Prozess des Wachstums wird als Akkretionsprozess bezeichnet und der Stern soll Materie von der Scheibe abscheiden (akkumulieren).,
In den nächsten 1.000 Jahren wird die Materie von der Scheibe entweder vom Stern akkretiert oder von der Scheibe vertrieben (Abbildung 1D). Der Stern ist so groß und dicht geworden, dass die zentrale Region eine Kernreaktion auslösen kann, die den Stern wie die Sonne zum Leuchten bringt. Zu diesem Zeitpunkt wird der Stern als T-Tauri-Stern bezeichnet, und dies ist das erste Mal, dass der Stern visuell beobachtet werden kann.
Der Stern hört schließlich auf, Materie von der Scheibe anzusammeln, aber das verbleibende Material um den Stern herum ist immer noch in einer plattenartigen Form (Abbildung 1E)., Die Scheibe dient nicht mehr dem Zweck, den Stern mit Materie zu füttern, um den Stern wachsen zu lassen. Stattdessen ist die Scheibe jetzt nur noch eine kreisförmige, sich bewegende Materialebene, die langsam zusammenklumpt und den Stern umkreist. Diese kleinen Klumpen, die aus dem übrig gebliebenen Material aus der Schöpfung des Sterns bestehen, bilden neue Planeten. Dies bedeutet, dass die Planeten in unserem Sonnensystem aus dem übrig gebliebenen Material der Geburt der Sonne bestehen! Dies ist auch der Grund, warum sich alle Planeten im Sonnensystem in derselben Ebene befinden!,
Das endgültige Sonnensystem (Abbildung 1F) ist fertig, wenn die Scheibe vollständig erschöpft ist und alle Planeten gebildet sind. In den nächsten 10 Milliarden Jahren wird der Stern in seinem Zentrum Kernbrennstoff verbrennen und Energie als Strahlung abgeben, die wir Sonnenlicht nennen.
Molekulare Wolken beobachten
Molekulare Wolken, die neugeborene Sterne beherbergen und formen, sind dunkle Bereiche am Nachthimmel. Es ist einem Menschen nicht möglich, eine molekulare Wolke zu sehen—nicht einmal mit einem Teleskop., Der Grund, warum wir keine molekulare Wolke sehen können, ist, dass Staubpartikel über die gesamte Wolke verstreut sind und das Licht der umgebenden Sterne absorbieren. Dies verhindert, dass Sternenlicht durch den Weltraum reist und uns hier auf der Erde erreicht, weshalb eine molekulare Wolke wie ein dunkler Bereich am Himmel aussieht. Zum Glück für Astronomen ist die molekulare Wolke für Radiowellen transparent. Dies bedeutet, dass Radiowellen nicht von den Staubpartikeln in der Wolke absorbiert werden und die Radiowellen daher frei zu uns auf der Erde hinunter reisen können., Radiowellen sind für das Auge nicht sichtbar, aber mit großen Radioteleskopen ist es möglich, Signale von diesen ansonsten dunklen Molekülwolken zu erhalten.
Diese Radiowellen tragen Informationen über den Inhalt der dunklen Molekülwolke. Wenn ein Stern geboren wird, sendet die Wolke andere Radiowellen aus, als wenn kein Stern darin geboren wird. Die Verwendung von Radiowellen ermöglicht es Astronomen zu sehen, wann Sterne geboren werden, obwohl die molekulare Wolke dunkel ist., Und obwohl Astronomen heute viel darüber wissen, wie Sterne wie die Sonne entstehen, gibt es tatsächlich noch ein großes Rätsel zu lösen.
Fazit
Das große Geheimnis entsteht, wenn sich sehr große Sterne bilden. Astronomen wissen, dass Sterne bis zum Sechsfachen der Masse unserer Sonne so geboren werden, wie wir sie in diesem Artikel beschrieben haben. Sterne mit größeren Massen erfordern einen anderen Prozess, da der Druck der Strahlung der Sterne die Scheibe wegdrückt und verhindert, dass Sterne größer werden als etwa das Sechsfache der Größe unserer Sonne.,
Astronomen haben diese großen Sterne gesehen, also wissen sie, dass große Sterne existieren und in irgendeiner Weise geboren werden müssen. Aber wie Sie geboren werden, ist immer noch eine große Frage für Astronomen auf der ganzen Welt.
Interstellares Medium (ISM): Der gesamte Raum innerhalb von Galaxien, in denen es keine Sterne gibt, sondern viel Gas und Staub.
Molekulare Wolke: Eine große, mit Gas und Staub gefüllte Weltraumwolke. Molekulare Wolken befinden sich im interstellaren Medium.
AU: 1 Astronomische Einheit, die die Entfernung von der Erde zur Sonne ist.,
Absoluter Nullpunkt: Die niedrigstmögliche Temperatur, die auch als 0°K bezeichnet wird.
Akkretion: Der Prozess, bei dem ein Objekt die Masse von einem anderen Objekt ansammelt.
Erklärung zum Interessenkonflikt
Der Autor erklärt, dass die Untersuchung ohne kommerzielle oder finanzielle Beziehungen durchgeführt wurde, die als potenzieller Interessenkonflikt ausgelegt werden könnten.