Thermonukleare Reaktionen in der Sonne. Wenn der gesamte Wasserstoff in Helium umgewandelt wird, kann der Stern aufgrund der Umwandlung von Helium in schwerere Elemente bis hin zu Eisen noch existieren. In welchen Sternen wird Wasserstoff in Helium umgewandelt?

Innere Struktur von Sternen

Wir betrachten einen Stern als einen Körper, der der Wirkung verschiedener Kräfte unterliegt. Die Schwerkraft zieht die Materie des Sterns tendenziell in Richtung Zentrum, während Gas und Lichtdruck, die von innen wirken, dazu neigen, sie vom Zentrum wegzudrücken. Da der Stern als stabiler Körper existiert, herrscht zwischen den konkurrierenden Kräften eine Art Gleichgewicht. Dazu muss die Temperatur der verschiedenen Schichten im Stern so eingestellt werden, dass in jeder Schicht der nach außen gerichtete Energiefluss die gesamte darunter erzeugte Energie an die Oberfläche transportiert. Energie wird in einem kleinen zentralen Kern erzeugt. In der ersten Lebensphase eines Sterns ist seine Kompression eine Energiequelle. Aber nur so lange, bis die Temperatur so stark ansteigt, dass Kernreaktionen beginnen.

Entstehung von Sternen und Galaxien

Materie im Universum befindet sich in ständiger Entwicklung und weist eine große Vielfalt an Formen und Zuständen auf. Da sich die Existenzformen der Materie ändern, können folglich nicht alle unterschiedlichen und vielfältigen Objekte gleichzeitig entstehen, sondern sind in verschiedenen Epochen entstanden und haben daher ihr eigenes spezifisches Alter, gerechnet vom Beginn ihrer Entstehung an.

Die wissenschaftlichen Grundlagen der Kosmogonie wurden von Newton gelegt, der zeigte, dass Materie im Raum unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft in komprimierte Stücke zerfällt. Die Theorie der Bildung von Materieklumpen, aus denen Sterne entstehen, wurde 1902 vom englischen Astrophysiker J. Jeans entwickelt. Diese Theorie erklärt auch den Ursprung von Galaxien. In einem zunächst homogenen Medium mit konstanter Temperatur und Dichte kann es zu einer Verdichtung kommen. Wenn die gegenseitige Schwerkraft darin die Kraft des Gasdrucks übersteigt, beginnt sich das Medium zu komprimieren, und wenn der Gasdruck vorherrscht, verteilt sich der Stoff im Raum.

Es wird angenommen, dass das Alter der Metagalaxie 13-15 Milliarden Jahre beträgt. Dieses Alter widerspricht nicht den Schätzungen des Alters der ältesten Sterne und Kugelsternhaufen in unserer Galaxie.

Entwicklung der Sterne

Die in der Gas- und Staubumgebung der Galaxie entstandenen Kondensationen, die sich unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft immer weiter zusammenziehen, nennt man Protosterne. Während er sich zusammenzieht, nehmen Dichte und Temperatur des Protosterns zu und er beginnt, im Infrarotbereich des Spektrums reichlich zu emittieren. Die Kompressionsdauer von Protosternen ist unterschiedlich: für solche mit einer Masse kleiner als die der Sonne – Hunderte Millionen Jahre und für massive – nur Hunderttausende Jahre. Wenn die Temperatur im Inneren eines Protosterns auf mehrere Millionen Kelvin ansteigt, beginnen in ihm thermonukleare Reaktionen, bei denen Wasserstoff in Helium umgewandelt wird. Dabei wird enorme Energie freigesetzt, die eine weitere Kompression verhindert und die Materie bis zur Selbstlumineszenz erhitzt – der Protostern verwandelt sich in einen gewöhnlichen Stern. Daher wird die Kompressionsstufe durch eine stationäre Stufe ersetzt, begleitet von einem allmählichen „Ausbrennen“ des Wasserstoffs. Der Stern verbringt die meiste Zeit seines Lebens im stationären Stadium. In diesem Stadium der Evolution werden Sterne gefunden, die sich auf der Hauptreihe „Spektrum-Leuchtkraft“ befinden. Die Verweildauer eines Sterns auf der Hauptreihe ist proportional zur Masse des Sterns, da die Versorgung mit Kernbrennstoff davon abhängt, und umgekehrt proportional zur Leuchtkraft, die die Verbrauchsrate des Kernbrennstoffs bestimmt.

Wenn der gesamte Wasserstoff in der Zentralregion in Helium umgewandelt wird, bildet sich im Inneren des Sterns ein Heliumkern. Jetzt wird Wasserstoff nicht im Zentrum des Sterns, sondern in einer Schicht neben dem sehr heißen Heliumkern in Helium umgewandelt. Solange sich im Inneren des Heliumkerns keine Energiequellen befinden, schrumpft dieser ständig und erwärmt sich gleichzeitig noch mehr. Die Kompression des Kerns führt zu einer schnelleren Freisetzung von Kernenergie in einer dünnen Schicht nahe der Kerngrenze. Bei massereicheren Sternen steigt die Temperatur des Kerns während der Kompression auf über 80 Millionen Kelvin, und darin beginnen thermonukleare Reaktionen, bei denen Helium in Kohlenstoff und dann in andere schwerere chemische Elemente umgewandelt wird. Die aus dem Kern und seiner Umgebung entweichende Energie führt zu einem Anstieg des Gasdrucks, unter dessen Einfluss sich die Photosphäre ausdehnt. Die Energie, die aus dem Inneren des Sterns in die Photosphäre gelangt, verteilt sich nun über eine größere Fläche als zuvor. In diesem Zusammenhang sinkt die Temperatur der Photosphäre. Der Stern verlässt die Hauptreihe, wird je nach Masse allmählich zu einem Roten Riesen oder Überriesen und wird zu einem alten Stern. Wenn ein Stern das Stadium des Gelben Überriesen passiert, kann er sich als pulsierender, also physikalisch variabler Stern erweisen und dies auch im Stadium des Roten Riesen bleiben. Die aufgeblasene Hülle eines Sterns mit geringer Masse wird bereits schwach vom Kern angezogen und bildet, wenn er sich allmählich von diesem entfernt, einen planetarischen Nebel. Nach der endgültigen Auflösung der Hülle bleibt nur noch der heiße Kern des Sterns übrig – ein Weißer Zwerg.

Das Schicksal massereicherer Sterne ist anders. Wenn die Masse eines Sterns etwa doppelt so groß ist wie die Masse der Sonne, verlieren solche Sterne in den letzten Phasen ihrer Entwicklung an Stabilität. Insbesondere können sie als Supernovae explodieren und dann katastrophal auf die Größe von Kugeln mit einem Radius von mehreren Kilometern schrumpfen, sich also in Neutronensterne verwandeln.

Ein Stern, dessen Masse mehr als das Doppelte der Sonnenmasse beträgt, verliert sein Gleichgewicht und beginnt sich zusammenzuziehen. Er verwandelt sich entweder in einen Neutronenstern oder kann überhaupt keinen stabilen Zustand erreichen. Bei unbegrenzter Komprimierung kann es sich wahrscheinlich in ein Schwarzes Loch verwandeln.

Weiße Zwerge

Weiße Zwerge sind ungewöhnliche, sehr kleine, dichte Sterne mit hohen Oberflächentemperaturen. Das Hauptunterscheidungsmerkmal der inneren Struktur von Weißen Zwergen ist ihre gigantische Dichte im Vergleich zu normalen Sternen. Aufgrund der enormen Dichte befindet sich das Gas im Inneren von Weißen Zwergen in einem ungewöhnlichen Zustand – entartet. Die Eigenschaften eines solchen entarteten Gases ähneln überhaupt nicht den Eigenschaften gewöhnlicher Gase. Sein Druck ist beispielsweise praktisch unabhängig von der Temperatur. Die Stabilität des Weißen Zwergs wird dadurch aufrechterhalten, dass der enormen Gravitationskraft, die ihn komprimiert, der Druck des entarteten Gases in seiner Tiefe entgegensteht.

Weiße Zwerge befinden sich im Endstadium der Entwicklung von Sternen mit nicht sehr großen Massen. Es gibt keine nuklearen Quellen mehr im Stern und er leuchtet noch sehr lange und kühlt langsam ab. Weiße Zwerge sind stabil, es sei denn, ihre Masse überschreitet etwa 1,4 Sonnenmassen.

Neutronensterne

Neutronensterne sind sehr kleine, superdichte Himmelskörper. Ihr Durchmesser beträgt im Durchschnitt nicht mehr als mehrere zehn Kilometer. Neutronensterne entstehen nach Erschöpfung der thermonuklearen Energiequellen im Inneren eines gewöhnlichen Sterns, wenn seine Masse zu diesem Zeitpunkt 1,4 Sonnenmassen überschreitet. Da es keine Quelle thermonuklearer Energie gibt, wird ein stabiles Gleichgewicht des Sterns unmöglich und es beginnt eine katastrophale Kompression des Sterns in Richtung Zentrum – der Gravitationskollaps. Wenn die Anfangsmasse des Sterns einen bestimmten kritischen Wert nicht überschreitet, stoppt der Kollaps in den zentralen Teilen und es entsteht ein heißer Neutronenstern. Der Kollapsvorgang dauert den Bruchteil einer Sekunde. Darauf kann entweder das Austreten der verbleibenden Sternhülle auf einen heißen Neutronenstern unter Emission von Neutrinos oder die Freisetzung der Hülle aufgrund der thermonuklearen Energie „unverbrannter“ Materie oder Rotationsenergie folgen. Ein solcher Auswurf geschieht sehr schnell und sieht von der Erde aus wie eine Supernova-Explosion aus. Beobachtete Neutronensternpulsare werden oft mit Supernova-Überresten in Verbindung gebracht. Wenn die Masse eines Neutronensterns 3-5 Sonnenmassen überschreitet, wird sein Gleichgewicht unmöglich und ein solcher Stern wird ein Schwarzes Loch sein. Sehr wichtige Eigenschaften von Neutronensternen sind Rotation und Magnetfeld. Das Magnetfeld kann Milliarden bis Billionen Mal stärker sein als das Erdmagnetfeld.

2002-01-18T16:42+0300

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Thermonukleare Reaktionen in der Sonne

(Ter. Inc. N03-02, 18.01.2002) Vadim Pribytkov, theoretischer Physiker, ständiger Korrespondent für Terra Incognita. Wissenschaftler sind sich bewusst, dass bei thermonuklearen Reaktionen auf der Sonne im Allgemeinen Wasserstoff in Helium und schwerere Elemente umgewandelt wird. Es besteht jedoch keine absolute Klarheit darüber, wie diese Transformationen stattfinden, bzw. es herrscht völlige Unklarheit: Das wichtigste erste Bindeglied fehlt. Deshalb wurde eine fantastische Reaktion erfunden, bei der zwei Protonen zu Deuterium kombiniert werden und dabei ein Positron und ein Neutrino freigesetzt werden. Eine solche Reaktion ist jedoch eigentlich unmöglich, da zwischen den Protonen starke Abstoßungskräfte wirken. ----Was passiert eigentlich auf der Sonne? Die erste Reaktion ist die Bildung von Deuterium, dessen Bildung bei hohem Druck in einem Niedertemperaturplasma erfolgt, wenn zwei Wasserstoffatome eng miteinander verbunden sind. In diesem Fall befinden sich zwei Wasserstoffkerne für kurze Zeit fast in der Nähe und können einen von ... einfangen.

(Ter. Inc. N03-02, 18.01.2002)

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

Wissenschaftler sind sich bewusst, dass bei thermonuklearen Reaktionen auf der Sonne im Allgemeinen Wasserstoff in Helium und schwerere Elemente umgewandelt wird. Es besteht jedoch keine absolute Klarheit darüber, wie diese Transformationen stattfinden, bzw. es herrscht völlige Unklarheit: Das wichtigste erste Bindeglied fehlt. Deshalb wurde eine fantastische Reaktion erfunden, bei der zwei Protonen zu Deuterium kombiniert werden und dabei ein Positron und ein Neutrino freigesetzt werden. Eine solche Reaktion ist jedoch eigentlich unmöglich, da zwischen den Protonen starke Abstoßungskräfte wirken.

Was passiert wirklich auf der Sonne?

Die erste Reaktion ist die Bildung von Deuterium, dessen Bildung bei hohem Druck in einem Niedertemperaturplasma erfolgt, wenn zwei Wasserstoffatome eng miteinander verbunden sind. In diesem Fall befinden sich zwei Wasserstoffkerne für kurze Zeit nahezu nahe beieinander und können eines der Orbitalelektronen einfangen, das mit einem der Protonen ein Neutron bildet.

Eine ähnliche Reaktion kann unter anderen Bedingungen ablaufen, wenn ein Proton in ein Wasserstoffatom eingeführt wird. In diesem Fall kommt es auch zum Einfangen eines Orbitalelektrons (K-Einfang).

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

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

Es folgen die Reaktionen der Kombination von Tritium mit Deuterium, Tritium mit Tritium, Helium-3 mit Deuterium, Helium-3 mit Tritium, Helium-3 mit Helium-3 unter Bildung von Helium-4. Dabei wird eine größere Anzahl an Protonen und Neutronen freigesetzt. Neutronen werden von Helium-3-Kernen und allen Elementen mit Deuteriumbindungen eingefangen.

Diese Reaktionen werden auch dadurch bestätigt, dass im Rahmen des Sonnenwinds eine große Anzahl hochenergetischer Protonen von der Sonne ausgestoßen wird. Das Bemerkenswerteste an all diesen Reaktionen ist, dass sie weder Positronen noch Neutrinos produzieren. Wenn alle Reaktionen stattfinden, wird Energie freigesetzt.

In der Natur geschieht alles viel einfacher.

Darüber hinaus beginnen sich aus den Kernen von Deuterium, Tritium, Helium-3 und Helium-4 komplexere Elemente zu bilden. Das ganze Geheimnis besteht darin, dass sich Helium-4-Kerne nicht direkt miteinander verbinden können, weil sie sich gegenseitig abstoßen. Ihre Verbindung erfolgt durch Bindungen von Deuterium und Tritium. Auch die offizielle Wissenschaft ignoriert diesen Punkt völlig und fasst Helium-4-Kerne auf einen Haufen, was unmöglich ist.

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

In der Natur geschieht alles viel einfacher. Die Natur erfindet keine neuen Teilchen, wie Theoretiker, sondern nutzt nur die, die sie hat. Wie wir sehen können, beginnt die Bildung von Elementen mit der Addition eines Elektrons durch zwei Protonen (der sogenannte K-Einfang), wodurch Deuterium entsteht. K-Einfang ist die einzige Methode zur Erzeugung von Neutronen und wird häufig von allen anderen komplexeren Kernen praktiziert. Die Quantenmechanik bestreitet die Anwesenheit von Elektronen im Kern, aber ohne Elektronen ist es unmöglich, Kerne zu bilden.

Sicher ist, dass sich das winzige, sehr heiße Universum in der frühen Zeit nach dem Urknall ausdehnte und abkühlte, bis sich Protonen und Neutronen miteinander zu Atomkernen verbinden konnten. Welche Kerne wurden gewonnen und in welchem ​​Verhältnis? Dies ist ein sehr interessantes Problem für Kosmogonisten (Wissenschaftler, die die Ursprünge des Universums untersuchen) – ein Problem, das uns schließlich zurück zur Betrachtung von Novae und Supernovae führen wird. Schauen wir es uns also genauer an.

Atomkerne gibt es in verschiedenen Varianten. Um diese Varianten zu verstehen, werden sie anhand der Anzahl der in diesen Kernen vorhandenen Protonen klassifiziert. Diese Zahl reicht von 1 bis 100 und höher.

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

Das Universum kühlt immer mehr ab und jeder Kern ist bereits in der Lage, eine bestimmte Anzahl Elektronen einzufangen. Jedes Elektron hat eine elektrische Ladung von -1, und da sich entgegengesetzte Ladungen anziehen, bleibt das negativ geladene Elektron tendenziell in der Nähe des positiv geladenen Kerns. Unter normalen Bedingungen ist die Anzahl der Elektronen, die ein einzelner Kern halten kann, gleich der Anzahl der Protonen in diesem Kern. Wenn die Anzahl der Protonen in einem Kern gleich der Anzahl der ihn umgebenden Elektronen ist, ist die elektrische Nettoladung des Kerns und der Elektronen Null und ihre Kombination ergibt ein neutrales Atom. Die Anzahl der Protonen bzw. Elektronen entspricht der Ordnungszahl.

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

Durch chemische Analysen der Erdatmosphäre, des Ozeans und des Bodens wurde festgestellt, dass es 81 stabile Elemente gibt, d. h. 81 Elemente, die unter natürlichen Bedingungen auf unbestimmte Zeit keine Veränderungen erfahren.

Das am wenigsten komplexe Atom auf der Erde (das tatsächlich existiert) ist das Wasserstoffatom. Die Zunahme der Ordnungszahl wird uns zum komplexesten stabilen Atom der Erde führen. Dabei handelt es sich um ein Wismutatom mit der Ordnungszahl 83, d. h. jeder Wismutkern enthält 83 Protonen.

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

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

Im Wesentlichen gelang es in all den langen Milliarden Jahren der Existenz der Erde nur einem Teil des Thoriums und Urans, die ursprünglich in ihrer Struktur vorhanden waren, zu zerfallen. Etwa 80 % des ursprünglichen Thoriums und 50 % des Urans sind dem Zerfall entgangen und können auch heute noch in Gesteinen auf der Erdoberfläche gefunden werden.

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

Natürlich kommen diese Elemente selten in reiner Form vor. Durch die Vermischung streben sie danach, sich miteinander zu verbinden. Diese Kombinationen (oder Kombinationen von Elementen) von Atomen werden Verbindungen genannt. Atome von Silizium und Sauerstoff sind auf sehr skurrile Weise miteinander verbunden; zu dieser Verbindung (Silizium/Sauerstoff) werden hier und da Atome von Eisen, Aluminium und anderen Elementen hinzugefügt. Solche Verbindungen – Silikate – sind gewöhnliche Gesteine, die hauptsächlich die Erdkruste bilden.

Da Sauerstoffatome selbst leichter sind als die anderen am häufigsten vorkommenden Elemente in der Erdkruste, enthält die Gesamtmasse des Sauerstoffs mehr Atome als die gleiche Masse anderer Elemente. Auf 1000 Atome der Erdkruste kommen 625 Sauerstoffatome, 212 Silizium, 65 Aluminium und 19 Eisen, d. h. 92 % der Atome der Erdkruste sind auf die eine oder andere Weise diese vier Elemente.

Die Erdkruste ist kein Testmuster des Universums oder der Erde als Ganzes. Es wird angenommen, dass der „Kern“ der Erde (die zentrale Region, die ein Drittel der Masse des Planeten ausmacht) fast ausschließlich aus Eisen besteht. Wenn wir dies berücksichtigen, dann macht Eisen 38 % der Masse der gesamten Erde aus, Sauerstoff – 28 %, Silizium – 15 %. Das vierthäufigste Element ist möglicherweise Magnesium und nicht Aluminium, das bis zu 7 % der Erdmasse ausmacht. Diese vier Elemente machen zusammen sieben Achtel der Masse der gesamten Erde aus. Dann kommen auf 1000 Atome auf der Erde insgesamt 480 Sauerstoffatome, 215 Eisenatome, 150 Siliziumatome und 80 Magnesiumatome, d. h. zusammen machen diese vier 92,5 % aller Erdatome aus. Aber die Erde ist kein typischer Planet im Sonnensystem. Möglicherweise bestehen Venus, Merkur, Mars und der Mond, die in ihrer Struktur der Erde sehr ähnlich sind, aus Gesteinsmaterialien und verfügen wie Venus und Merkur über einen eisenreichen Kern. Das Gleiche gilt in gewisser Weise auch für Satelliten und einige Asteroiden, aber alle diese Gesteinswelten (mit oder ohne Eisenkerne) machen nicht ein halbes Prozent der Gesamtmasse aller Objekte aus, die die Sonne umkreisen. Die restlichen 99,5 % der Masse des Sonnensystems (ohne die Masse der Sonne) gehören den vier Riesenplaneten Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Allein Jupiter (der größte von allen) macht mehr als 70 % der Gesamtmasse aus.

Vermutlich hat Jupiter einen relativ kleinen felsig-metallischen Kern. Die Struktur des Riesenplaneten besteht nach spektroskopischen Daten und Planetenproben aus Wasserstoff und Helium. Das oben Gesagte gilt offenbar auch für andere Riesenplaneten.

Aber kehren wir zur Sonne zurück, deren Masse 500-mal größer ist als die Masse aller Planetenkörper zusammen – vom Jupiter bis zu einem winzigen Staubkorn; Wir werden (hauptsächlich dank der Spektroskopie) entdecken, dass sein Volumen mit demselben Wasserstoff und Helium gefüllt ist. Tatsächlich stammen etwa 75 % seiner Masse aus Wasserstoff, 22 % aus Helium und 3 % aus allen anderen Elementen zusammen. Die quantitative Zusammensetzung der Atome der Sonne wird so sein, dass auf 1000 Atome der Sonne 920 Wasserstoffatome und 80 Heliumatome kommen. Weniger als eins von tausend Atomen repräsentiert alle anderen Elemente.

Zweifellos hat die Sonne den Löwenanteil der Masse des gesamten Sonnensystems, und wir würden uns nicht sehr irren, wenn wir davon ausgehen würden, dass ihre elementare Zusammensetzung repräsentativ für das gesamte System als Ganzes ist. Die überwiegende Mehrheit der Sterne ähnelt in ihrer elementaren Zusammensetzung der Sonne. Darüber hinaus ist bekannt, dass es sich bei den verdünnten Gasen, die den interstellaren und intergalaktischen Raum füllen, hauptsächlich um Wasserstoff und Helium handelt.

Daraus können wir schließen, dass von 1000 Atomen im gesamten Universum 920 Wasserstoff, 80 Helium und weniger als eins alles andere sind.

Warum so? Passt das Wasserstoff-Helium-Universum zum Urknall? Natürlich ja. Zumindest was Gamows Argumentationssystem betrifft, ist das System zwar verbessert, bleibt aber grundsätzlich unverändert.

So funktioniert das. Sehr bald nach dem Urknall kühlte sich das expandierende Universum innerhalb von Sekundenbruchteilen so weit ab, dass die uns bekannten Atombestandteile Protonen, Neutronen und Elektronen entstanden. Unter den Bedingungen der damals noch herrschenden enormen Temperatur konnte nichts Komplexeres existieren. Die Teilchen konnten sich nicht miteinander verbinden: Bei dieser Temperatur prallten sie selbst beim Zusammenstoß sofort in verschiedene Richtungen ab.

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

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

Bei den hohen Temperaturen des frühen Universums, als sich verschiedene Kerne bildeten, war der Wasserstoff-2-Kern nicht sehr stabil. Es neigte dazu, entweder in einzelne Protonen und Neutronen zu zerfallen oder sich mit weiteren Teilchen zu komplexeren (aber möglicherweise stabileren) Kernen zu verbinden. Ein Wasserstoff-2-Kern kann mit einem Proton kollidieren und sich daran anheften, wodurch ein Kern aus zwei Protonen und einem Neutron entsteht. In dieser Kombination gibt es zwei Protonen, und wir erhalten einen Heliumkern, und da der Kern drei Teilchen enthält, handelt es sich um Helium-3.

Wenn Wasserstoff-2 mit einem Neutron kollidiert und sich mit diesem verbindet, bildet es einen Kern, der aus einem Proton und zwei Neutronen (wieder drei Teilchen zusammen) besteht. Das Ergebnis ist Wasserstoff-3.

Wasserstoff-3 ist bei jeder Temperatur instabil, selbst bei der niedrigen Temperatur des modernen Universums, sodass es ewigen Veränderungen unterliegt, selbst wenn es nicht dem Einfluss anderer Teilchen oder Kollisionen mit ihnen ausgesetzt ist. Eines der beiden Neutronen im Wasserstoff-3-Kern verwandelt sich früher oder später in ein Proton und Wasserstoff-3 wird zu Helium-3. Unter den gegenwärtigen Bedingungen vollzieht sich dieser Wandel nicht sehr schnell: Die Hälfte der Wasserstoff-3-Kerne verwandelt sich innerhalb von etwas mehr als zwölf Jahren in Helium-3. Bei den enormen Temperaturen des frühen Universums vollzog sich dieser Wandel zweifellos schneller.

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

Helium-3-Partikel binden noch lockerer aneinander als Wasserstoff-2-Partikel, und insbesondere bei den erhöhten Temperaturen des frühen Universums neigt Helium-3 stark zum Zerfall oder zur Veränderung durch weitere Hinzufügung von Partikeln.

Wenn Helium-3 zufällig auf ein Proton treffen würde und sich daran festsetzen müsste, hätten wir einen Kern bestehend aus drei Protonen und einem Neutron. Dabei handelt es sich um Lithium-4, das bei jeder Temperatur instabil ist, da sich eines seiner Protonen selbst bei den kühlen Temperaturen der Erdoberfläche schnell in ein Neutron verwandelt. Das Ergebnis ist eine Kombination aus zwei Protonen – zwei Neutronen oder Helium-4.

Helium-4 ist ein sehr stabiler Kern, der bei normalen Temperaturen am stabilsten ist, mit Ausnahme des einzelnen Protons, das Wasserstoff-1 bildet. Einmal gebildet, neigt es selbst bei sehr hohen Temperaturen nahezu nicht zur Zersetzung.

Wenn Helium-3 mit einem Neutron kollidiert und sich mit diesem verbindet, entsteht sofort Helium-4. Wenn zwei Wasserstoff-2-Kerne kollidieren und sich verbinden, entsteht erneut Helium-4. Wenn Helium-3 mit Wasserstoff-2 oder einem anderen Helium-3 kollidiert, entsteht Helium-4 und die überschüssigen Teilchen werden als einzelne Protonen und Neutronen abgespalten. Somit entsteht Helium-4 auf Kosten von Wasserstoff-2 und Helium-3.

Als das Universum auf eine Temperatur abkühlte, bei der sich Protonen und Neutronen zu komplexeren Kernen verbinden konnten, war Helium-4 der erste derartige Kern, der sich in großen Mengen bildete.

Während sich das Universum weiter ausdehnte und abkühlte, verringerten sich die Bereitschaft von Wasserstoff-2 und Helium-3, sich zu verändern, und einige von ihnen waren sozusagen in einer unveränderlichen Existenz eingefroren. Derzeit ist nur eines von 7.000 Wasserstoffatomen Wasserstoff-2; Helium-3 ist noch seltener – nur ein Heliumatom pro Million. Das bedeutet, dass wir ohne Berücksichtigung von Wasserstoff-2 und Helium-3 sagen können, dass das Universum kurz nachdem es ausreichend abgekühlt war, aus Kernen von Wasserstoff-1 und Helium-4 bestand. Somit bestand die Masse des Universums zu 75 % aus Wasserstoff-1 und zu 25 % aus Helium-4.

Im Laufe der Zeit zogen die Kerne an Orten, an denen die Temperatur niedrig genug war, negativ geladene Elektronen an, die durch die Kraft der elektromagnetischen Kraft – der zweitstärksten der vier Kräfte – an den positiv geladenen Kernen festgehalten wurden. Das einzelne Proton des Wasserstoff-1-Kerns war mit einem Elektron verbunden, und die beiden Protonen des Helium-4-Kerns waren mit zwei Elektronen verbunden. So entstanden Wasserstoff- und Heliumatome. Quantitativ gesehen kommen auf 1000 Atome im Universum 920 Wasserstoff-1-Atome und 80 Helium-4-Atome.

Dies ist die Erklärung für das Wasserstoff-Helium-Universum. Aber warte mal! Was ist mit Atomen, die schwerer als Helium sind und ein höheres Atomgewicht haben? (Lassen Sie uns alle Atome, die mehr als vier Teilchen in ihren Kernen enthalten, unter dem Zeichen „schwere Atome“ zusammenfassen.) Es gibt nur sehr wenige schwere Atome im Universum, dennoch existieren sie. Wie sind sie erschienen? Die Logik besagt, dass Helium-4 zwar sehr stabil ist, aber dennoch eine leichte Tendenz hat, sich mit einem Proton, Neutron, Wasserstoff-2, Helium-3 oder anderem Helium-4 zu verbinden und kleine Mengen verschiedener schwerer Atome zu bilden; Dies ist die Quelle von etwa 3 % der Masse des heutigen Universums, die aus diesen Atomen besteht.

Leider wird eine solche Antwort einer genaueren Prüfung nicht standhalten. Wenn Helium-4 mit Wasserstoff-1 (einem Proton) kollidierte und sie sich vereinigten, würde ein Kern mit drei Protonen und zwei Neutronen entstehen. Das wäre Lithium-5. Wenn Helium-4 mit einem Neutron kollidieren und sich verbinden würde, wäre das Ergebnis ein Kern mit zwei Protonen und drei Neutronen, oder Helium-5.

Weder Lithium-5 noch Helium-5 werden, selbst wenn sie unter den Bedingungen unseres abgekühlten Universums gebildet werden, länger als ein paar Billionstel einer Billionstelsekunde überleben. In diesem Zeitraum zerfallen sie entweder in Helium-4 oder in ein Proton oder Neutron.

Die Möglichkeit einer Kollision und Verschmelzung von Helium-4 mit Wasserstoff-2 oder Helium-3 ist sehr gering, wenn man bedenkt, wie selten die letzten beiden Kerne in der Urmischung sind. Die Zahl der schweren Atome, die auf diese Weise gebildet werden könnten, ist zu gering, um die große Zahl der heute existierenden Atome zu erklären. Es ist eher möglich, einen Helium-4-Kern mit einem anderen Helium-4-Kern zu kombinieren. Aus einem solchen Doppelkern, bestehend aus vier Protonen und vier Neutronen, soll Beryllium-8 werden. Allerdings ist Beryllium ein weiterer äußerst instabiler Kern: Selbst unter den Bedingungen unseres heutigen Universums existiert er weniger als ein paar Hundertstel einer Billionstel Sekunde. Sobald es gebildet ist, zerfällt es sofort in zwei Helium-4-Kerne.

Natürlich würde es etwas Nützliches bringen, wenn drei Helium-4-Kerne in einer „Dreierkollision“ aufeinandertreffen und aneinander haften würden. Aber die Hoffnung, dass dies in einer Umgebung geschieht, in der Helium-4 von Wasserstoff-1 umgeben ist, der es dominiert, ist zu gering, um dies zu berücksichtigen.

Folglich sind zu dem Zeitpunkt, an dem sich das Universum so weit ausgedehnt und abgekühlt hat, dass die Bildung komplexer Kerne aufgehört hat, nur noch Wasserstoff-1 und Helium-4 reichlich vorhanden. Bleiben freie Neutronen übrig, zerfallen sie in Protonen (Wasserstoff-1) und Elektronen. Es entstehen keine schweren Atome.

In einem solchen Universum zerfallen Wolken aus Wasserstoff-Helium-Gas in Massen von galaktischer Größe, und diese verdichten sich zu Sternen und Riesenplaneten. Dadurch bestehen sowohl Sterne als auch Riesenplaneten fast ausschließlich aus Wasserstoff und Helium. Und ist es sinnvoll, sich über einige schwere Atome Sorgen zu machen, wenn sie nur 3 % der Masse und weniger als 1 % der Anzahl der existierenden Atome ausmachen?

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

Mit anderen Worten: Wenn das Universum kurz nach dem Urknall und dem Abschluss des Prozesses der Kernbildung unverändert geblieben wäre, wären Planeten wie die Erde und das Leben auf ihr in einer bestimmten Form völlig unmöglich gewesen.

Bevor Sie und ich auf dieser Welt erschienen, mussten zunächst schwere Atome gebildet werden. Aber wie?

Im Wesentlichen ist dies für uns kein Rätsel mehr, da wir zuvor darüber gesprochen haben, wie die Kernbildung in den Tiefen von Sternen erfolgt. In unserer Sonne, zum Beispiel in ihren zentralen Regionen, wird Wasserstoff kontinuierlich in Helium umgewandelt (Wasserstofffusion, die der Sonne als Energiequelle dient. Wasserstofffusion findet in allen anderen Hauptreihensternen statt).

Wenn dies die einzig mögliche Transformation wäre und diese Transformation dazu bestimmt wäre, in ihrer derzeitigen Geschwindigkeit auf unbestimmte Zeit anzuhalten, dann würde der gesamte Wasserstoff innerhalb von etwa 500 Milliarden Jahren synthetisiert werden und das Universum aus reinem Helium bestehen (30- bis 40-faches Alter unseres Universums). ). Und doch ist das Aussehen massiver Atome nicht klar.

Wie wir heute wissen, werden massereiche Atome im Sternkern geboren. Aber sie werden erst geboren, wenn die Zeit gekommen ist, dass ein solcher Stern die Hauptreihe verlässt. An diesem Klimakteriumspunkt wird der Kern so dicht und heiß, dass die Helium-4-Kerne mit größter Geschwindigkeit und Frequenz miteinander kollidieren. Von Zeit zu Zeit kollidieren drei Helium-4-Kerne und verschmelzen zu einem stabilen Kern, der aus sechs Protonen und sechs Neutronen besteht. Das ist Kohlenstoff-12.

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

Nun, in den Kernen von Sternen, die kurz davor stehen, die Hauptreihe zu verlassen, erreichen die Temperaturen unter enormem Druck etwa 100.000.000 °C. Solche Temperaturen und Drücke sind auch dem sehr jungen Universum eigen. Aber der Kern eines Sterns hat einen wichtigen Vorteil: Es ist viel einfacher, dass es zu einer Helium-4-Dreifachkollision kommt, wenn sich im Kern des Sterns außer den Wasserstoff-1-Kernen, die Helium-4-Kerne transportieren, keine anderen Kerne befinden.

Dies bedeutet, dass im Laufe der Geschichte des Universums in den Tiefen von Sternen schwere Kerne gebildet wurden, obwohl solche Kerne nicht unmittelbar nach dem Urknall entstanden sind. Darüber hinaus werden sich sowohl heute als auch in Zukunft schwere Kerne in den Kernen von Sternen bilden. Und nicht nur Kohlenstoffkerne, sondern auch alle anderen massiven Kerne, einschließlich Eisen, was, wie gesagt, das Ende normaler Fusionsprozesse in Sternen darstellt.

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

Schauen wir uns zunächst die erste Frage an. Gibt es Prozesse, die die Ausbreitung von Sternmaterial im gesamten Universum fördern?

Existieren. Und einige davon können wir deutlich spüren, wenn wir unsere eigene Sonne studieren.

Für das bloße Auge (mit den notwendigen Vorsichtsmaßnahmen) mag die Sonne wie eine ruhige, konturlose helle Kugel erscheinen, aber wir wissen, dass sie sich in einem Zustand ständigen Sturms befindet. Die enormen Temperaturen in der Tiefe verursachen Konvektionsbewegungen in den oberen Schichten (wie ein Topf Wasser, das kurz vor dem Kochen steht). Sonnenmaterie steigt hier und da kontinuierlich auf und durchbricht die Oberfläche, sodass die Oberfläche der Sonne mit „Körnchen“ bedeckt ist, die für sie Konvektionssäulen sind. (Ein solches Körnchen sieht auf Fotos der Sonnenoberfläche sehr klein aus, hat aber tatsächlich die Fläche eines anständigen amerikanischen oder europäischen Landes.)

Konvektives Material dehnt sich beim Aufsteigen aus und kühlt ab. Sobald es an der Oberfläche ist, neigt es dazu, wieder abzusinken, um Platz für eine neue, heißere Strömung zu machen.

Dieser ewige Kreislauf hört keinen Moment auf; er trägt dazu bei, Wärme vom Kern zur Oberfläche der Sonne zu übertragen. Von der Oberfläche wird Energie in Form von Strahlung in den Weltraum abgegeben. Der größte Teil davon ist das Licht, das wir sehen und von dem das Leben selbst auf der Erde abhängt.

Der Konvektionsprozess kann manchmal zu außergewöhnlichen Ereignissen auf der Sternoberfläche führen, bei denen nicht nur Strahlung in den Weltraum entweicht, sondern ganze Haufen echter Sonnenmaterie herausgeschleudert werden.

Im Jahr 1842 wurde in Südfrankreich und Norditalien eine totale Sonnenfinsternis beobachtet. Zu dieser Zeit wurden Finsternisse kaum im Detail untersucht, da sie meist in Gebieten abseits großer astronomischer Observatorien stattfanden und es gar nicht so einfach war, mit voller Spezialausrüstung weite Strecken zurückzulegen. Aber die Sonnenfinsternis von 1842 fand in der Nähe der astronomischen Zentren Westeuropas statt, und alle Astronomen versammelten sich mit ihren Instrumenten dort.

Zum ersten Mal wurde festgestellt, dass sich rund um den Sonnenrand einige heiße, purpurrote Objekte befanden, die deutlich sichtbar wurden, als die Sonnenscheibe vom Mond bedeckt wurde. Es sah aus wie Strahlen aus Sonnenmaterial, die in den Weltraum geschossen wurden, und diese feurigen Zungen wurden „Protuberanzen“ genannt.

Einige Zeit lang zögerten die Astronomen noch, ob diese Protuberanzen zum Mond oder zur Sonne gehörten, doch 1851 ereignete sich eine weitere Sonnenfinsternis, die dieses Mal in Schweden beobachtet wurde, und sorgfältige Beobachtungen zeigten, dass es sich bei den Protuberanzen um ein Phänomen der Sonne handelte, und zwar vom Mond nichts mit ihnen zu tun.

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

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

Carringtons Beobachtung erregte erst Aufmerksamkeit, als der amerikanische Astronom George Hale 1926 das Spektrohelioskop erfand. Dadurch war es möglich, die Sonne im Licht spezieller Wellenlängen zu beobachten. Sonneneruptionen sind bei bestimmten Lichtwellenlängen auffällig reichhaltig, und wenn man die Sonne bei diesen Wellenlängen betrachtet, sind die Eruptionen sehr hell sichtbar.

Wir wissen jetzt, dass Sonneneruptionen häufig vorkommen und mit Sonnenflecken verbunden sind. Wenn die Sonne viele Flecken hat, kommt es alle paar Stunden zu kleinen Eruptionen und alle paar Wochen zu größeren Eruptionen.

Sonneneruptionen sind hochenergetische Explosionen auf der Sonnenoberfläche, und die Bereiche der Oberfläche, die ausbrechen, sind viel heißer als andere Bereiche um sie herum. Ein Flare, der auch nur ein Tausendstel der Sonnenoberfläche bedeckt, kann mehr hochenergetische Strahlung (ultraviolette Strahlung, Röntgenstrahlen und sogar Gammastrahlen) aussenden, als die gesamte normale Sonnenoberfläche aussenden würde.

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

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

Im Jahr 1852 bemerkte der englische Physiker Edward Sabin (1788–1883), dass Störungen im Erdmagnetfeld („Magnetstürme“) gleichzeitig mit dem Sonnenfleckenzyklus ansteigen und abklingen.

Dies war zunächst nur eine statistische Aussage, da niemand wusste, was der Zusammenhang sein könnte. Als man jedoch mit der Zeit begann, die energetische Natur von Sonneneruptionen zu verstehen, entdeckte man einen Zusammenhang. Zwei Tage nachdem eine große Sonneneruption nahe der Mitte der Sonnenscheibe ausbrach (sie war also direkt auf die Erde gerichtet), verirrten sich die Kompassnadeln auf der Erde und das Nordlicht nahm ein völlig ungewöhnliches Aussehen an.

Dieses zweitägige Warten war von großer Bedeutung. Würden diese Effekte durch Sonneneinstrahlung verursacht, läge die Zeitspanne zwischen dem Ausbruch und seinen Folgen bei acht Minuten: Die Sonneneinstrahlung fliegt mit Lichtgeschwindigkeit zur Erde. Aber die zweitägige Verzögerung bedeutete, dass sich der „Unruhestifter“, der diese Effekte verursachte, mit einer Geschwindigkeit von etwa 300 km/h von der Sonne zur Erde bewegen musste. Natürlich ist es auch schnell, aber in keinster Weise vergleichbar mit der Lichtgeschwindigkeit. Dies ist die Geschwindigkeit, die man von subatomaren Teilchen erwarten würde. Diese durch Sonnenereignisse in Richtung Erde ausgeschleuderten Teilchen trugen elektrische Ladungen und sollen beim Vorbeiflug an der Erde auf diese Weise Kompassnadeln und das Nordlicht beeinflusst haben. Nachdem die Idee der von der Sonne ausgestoßenen subatomaren Teilchen verstanden und angenommen wurde, wurde ein weiteres Merkmal der Sonne klar.

Wenn sich die Sonne im Zustand einer totalen Sonnenfinsternis befindet, kann man mit bloßem Auge um sie herum ein perlmuttfarbenes Leuchten sehen, in der Mitte, an der Stelle der Sonne, eine schwarze Scheibe des wolkigen Mondes. Dieses Leuchten (oder diese Leuchtkraft) ist die Sonnenkorona, deren Name vom lateinischen Wort „Corona“ (Krone) abgeleitet ist (die Krone umgibt die Sonne wie mit einer leuchtenden Krone oder einem Heiligenschein).

Die erwähnte Sonnenfinsternis von 1842 markierte den Beginn der wissenschaftlichen Erforschung von Protuberanzen. Anschließend wurde die Krone erstmals gründlich untersucht. Es stellte sich heraus, dass es auch zur Sonne gehört, nicht zum Mond. Seit 1860 werden Fotografie und später Spektroskopie zur Untersuchung der Korona eingesetzt.

Im Jahr 1870 untersuchte der amerikanische Astronom Charles Young (1834–1908) während einer Sonnenfinsternis in Spanien erstmals das Spektrum der Korona. Im Spektrum entdeckte er eine hellgrüne Linie, die keiner bekannten Linie eines bekannten Elements entsprach. Andere seltsame Linien wurden entdeckt, und Young vermutete, dass sie ein neues Element darstellten, und nannte es „Corona“.

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

Bengt Edlen konnte 1941 zeigen, dass „Coronium“ kein neues Element ist. Die gemeinsamen Elemente Eisen, Nickel und Kalzium hinterlassen genau die gleichen Linien, wenn man ihnen ein Dutzend Elektronen entzieht. Das bedeutet, dass „Coronium“ ein gewöhnliches Element war, dem viele Elektronen fehlten.

Ein so großes Defizit an Elektronen konnte nur durch außergewöhnlich hohe Temperaturen verursacht werden, und Edlen vermutete, dass die Sonnenkorona eine Temperatur von ein bis zwei Millionen Grad haben muss. Dies stieß zunächst auf allgemeine Ungläubigkeit, doch schließlich, als die Stunde der Raketentechnologie kam, stellte sich heraus, dass die Sonnenkorona Röntgenstrahlen aussendet, und dies konnte nur bei den von Edlen vorhergesagten Temperaturen geschehen.

Die Korona ist also die äußere Atmosphäre der Sonne, die kontinuierlich durch Materie gespeist wird, die von Sonneneruptionen ausgestoßen wird. Die Korona besteht aus extrem strahlender Materie und ist so dünn, dass sich in einem Kubikzentimeter weniger als eine Milliarde Teilchen befinden, was etwa einem Billionstel der Dichte der Erdatmosphäre auf Meereshöhe entspricht.

Tatsächlich ist es ein echtes Vakuum. Die Energie, die von der Sonnenoberfläche durch ihre Flares, Magnetfelder und enormen Schallvibrationen der unaufhörlich tosenden Konvektionsströme ausgestoßen wird, wird auf eine relativ kleine Anzahl von Teilchen verteilt. Obwohl die gesamte in der Korona enthaltene Wärme gering ist (angesichts ihres großen Volumens), ist die Wärmemenge, die jedes dieser wenigen Teilchen besitzt, ziemlich hoch, und die gemessene Temperatur bezieht sich auf diese „Wärme pro Teilchen“.

Koronapartikel sind einzelne Atome, die von der Sonnenoberfläche ausgestoßen werden und denen durch hohe Temperaturen die meisten oder alle Elektronen entzogen werden. Da die Sonne größtenteils aus Wasserstoff besteht, sind die meisten dieser Teilchen Wasserstoffkerne oder Protonen. Dem Wasserstoff folgen mengenmäßig Heliumkerne. Die Zahl aller anderen schwereren Kerne ist völlig vernachlässigbar. Und obwohl einige schwere Kerne die berühmten Koroniumlinien verursachen, sind sie nur in Spuren vorhanden.

Koronapartikel bewegen sich in alle Richtungen von der Sonne weg. Mit ihrer Ausbreitung nimmt die Korona immer mehr Volumen ein und wird immer dünner. Dadurch wird sein Licht immer schwächer, bis es in einiger Entfernung von der Sonne ganz verschwindet.

Die bloße Tatsache, dass die Korona schwächer wird, bis sie für das Auge des Beobachters vollständig verschwindet, bedeutet jedoch nicht, dass sie nicht in Form von in den Weltraum gerichteten Teilchen weiter existiert. Der amerikanische Physiker Eugene Parker (geb. 1927) nannte diese schnellen Teilchen 1959 den Sonnenwind.

Der sich ausdehnende Sonnenwind erreicht nahegelegene Planeten und wandert noch weiter. Mit Raketen durchgeführte Tests haben gezeigt, dass der Sonnenwind auch außerhalb der Saturnbahn nachweisbar ist und offenbar auch außerhalb der Umlaufbahnen von Neptun und Pluto nachweisbar sein wird.

Mit anderen Worten: Alle Planeten, die die Sonne umkreisen, bewegen sich innerhalb ihrer weitesten Atmosphäre. Allerdings ist diese Atmosphäre so verdünnt, dass sie keinen spürbaren Einfluss auf die Bewegung der Planeten hat.

Und doch ist der Sonnenwind nicht so illusorisch, dass er sich nicht auf vielfältige Weise manifestieren könnte. Sonnenwindteilchen sind elektrisch geladen, und diese Teilchen, die vom Erdmagnetfeld eingefangen werden, bilden „Van-Allen-Gürtel“, die das Polarlicht entzünden und Kompasse und elektronische Geräte verwirren. Sonneneruptionen verstärken vorübergehend den Sonnenwind und erhöhen die Intensität dieser Effekte zeitweise erheblich.

In der Nähe der Erde bewegen sich Sonnenwindpartikel mit einer Geschwindigkeit von 400–700 km/s und ihre Anzahl pro 1 cm 3 schwankt zwischen 1 und 80. Wenn diese Partikel auf die Erdoberfläche treffen würden, hätten sie äußerst schädliche Auswirkungen Glücklicherweise sind wir bei allen Lebewesen durch das Erdmagnetfeld und ihre Atmosphäre geschützt.

Die Menge an Materie, die die Sonne durch den Sonnenwind verliert, beträgt 1 Milliarde kg/s. Nach menschlichen Maßstäben ist das eine Menge, aber für die Sonne ist es eine Kleinigkeit. Die Sonne befindet sich seit etwa 5 Milliarden Jahren auf der Hauptreihe und wird noch weitere 5 bis 6 Milliarden Jahre auf ihr bleiben. Wenn sie während dieser ganzen Zeit mit dem Wind in der aktuellen Geschwindigkeit an Masse verloren hat und dies auch weiterhin tun wird, dann wird der Gesamtverlust der Sonne während ihres gesamten Lebens als Hauptreihenstern 1/5 ihrer Masse betragen.

Dennoch ist 1/5 der Masse eines festen Sterns keine durchschnittliche Menge, die zum Gesamtvorrat an Materie addiert wird, die in den riesigen Räumen zwischen den Sternen treibt. Dies ist nur ein Beispiel dafür, wie Materie aus Sternen entweichen und sich dem allgemeinen interstellaren Gasvorrat anschließen kann.

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

Natürlich sind wir nicht in der Lage, Sterne auf die gleiche Weise zu untersuchen wie die Sonne, aber es lassen sich einige Verallgemeinerungen anstellen. Es gibt zum Beispiel kleine, kühle Rote Zwerge, die plötzlich einen Helligkeitsanstieg zeigen, gefolgt von einem Aufhellen des Lichts in unregelmäßigen Abständen. Diese Verstärkung dauert mehrere Minuten bis zu einer Stunde und weist solche Merkmale auf, dass man sie durchaus mit einem Blitz auf der Oberfläche eines kleinen Sterns verwechseln könnte.

Diese Roten Zwerge werden daher Flare-Sterne genannt.

Eine Eruption, deren Stärke kleiner ist als die einer Sonneneruption, hat auf einen kleinen Stern eine viel deutlichere Wirkung. Wenn ein ausreichend großer Flare die Helligkeit der Sonne um 1 % erhöhen kann, reicht derselbe Flare aus, um das Licht eines schwachen Sterns um das 250-fache zu verstärken.

Infolgedessen könnte es durchaus sein, dass Rote Zwerge Sternwinde mit sehr beeindruckenden Eigenschaften aussenden.

Einige Sterne senden wahrscheinlich ungewöhnlich starke Sternwinde aus. Rote Riesen zum Beispiel haben eine enorm gestreckte Struktur, deren größter Durchmesser 500-mal größer ist als der der Sonne. Daher ist ihre Oberflächengravitation relativ gering, da die große Masse des riesigen Roten Riesen kaum durch seinen ungewöhnlich großen Abstand vom Zentrum zur Oberfläche ausgeglichen wird. Darüber hinaus nähern sich die Roten Riesen dem Ende ihrer Existenz und werden mit dem Zusammenbruch enden. Daher sind sie äußerst turbulent.

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

Der große Rote Riese Beteigeuze ist uns so nahe, dass Astronomen einige Daten über ihn sammeln können. Man geht beispielsweise davon aus, dass der Sternwind von Beteigeuze eine Milliarde Mal stärker ist als der Sonnenwind. Selbst wenn man bedenkt, dass die Masse von Beteigeuze 16-mal so groß ist wie die Masse der Sonne, könnte diese Masse bei dieser Verbrauchsrate in etwa einer Million Jahren vollständig schmelzen (wenn sie nicht viel früher zusammenbricht).

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

Das bedeutet, dass alle 200 Jahre eine Menge Materie, die der Masse der Sonne entspricht, die Sterne in den interstellaren Raum verlässt. Unter der Annahme, dass unsere Galaxie 15 Milliarden Jahre alt ist und die Sonnenwinde in dieser Zeit gleichermaßen „geblasen“ haben, stellen wir fest, dass die Gesamtmasse der von den Sternen in den Weltraum übertragenen Materie der Masse von 75 Millionen Sternen wie unserer Sonne entspricht. oder ungefähr 1/3 galaktische Massen.

Aber Sternwinde entstehen aus den Oberflächenschichten von Sternen, und diese Schichten bestehen vollständig (oder fast vollständig) aus Wasserstoff und Helium. Daher enthalten Sternwinde vollständig (oder fast vollständig) den gleichen Wasserstoff und Helium und bringen keine schweren Kerne in die galaktische Mischung ein.

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

Wenn es in den oberen Schichten der Sternstruktur einige Spuren schwerer Kerne gibt (wie es bei unserer Sonne der Fall ist), schließt der Sternwind diese wenigen Kerne auf natürliche Weise ein. Schwere Kerne entstehen zunächst nicht im Inneren von Sternen, sondern treten dort auf, nachdem sich der Stern bereits gebildet hat. Sie sind durch die Wirkung einer externen Quelle entstanden, die wir finden müssen.

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

Hier müssen wir die meisten Sterne gleich durchstreichen.

Etwa 75–80 % der existierenden Sterne sind viel kleiner als die Sonne. Sie bleiben je nach ihrer Größe 20 bis 200 Milliarden Jahre lang auf der Hauptreihe, was bedeutet, dass keiner der heute existierenden kleinen Sterne jemals die Hauptreihe verlassen hat. Selbst die ältesten von ihnen, die zu Beginn des Universums in der ersten Milliarde Jahre nach dem Urknall entstanden sind, hatten noch nicht die Zeit, ihren Wasserstoffbrennstoff so weit zu verbrauchen, dass sie die Hauptreihe verlassen müssen.

Wenn außerdem ein kleiner Stern die Hauptreihe verlässt, geschieht dies ohne großes Aufsehen. Soweit wir wissen, verlässt der Stern diese Sequenz umso ruhiger, je kleiner er ist. Ein kleiner Stern (wie alle Sterne im Allgemeinen), der sich ausdehnt, wird sich in einen Roten Riesen verwandeln, aber in diesem Fall wird diese Expansion zur Bildung eines kleinen Roten Riesen führen. Er wird wahrscheinlich viel länger leben als andere, größer und sichtbarer und schließlich, wenn er zusammenbricht, sich mehr oder weniger leise in einen Weißen Zwerg verwandeln, natürlich nicht so dicht wie Sirius B.

Schwere Elemente, die in den Tiefen eines kleinen Sterns gebildet werden (hauptsächlich Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff), bleiben während seiner Hauptreihenexistenz in seinem Kern und bleiben dort, nachdem sich der Stern in einen Weißen Zwerg verwandelt hat. Unter keinen Umständen werden sie in mehr als einer unbedeutenden Menge in die Speicherung interstellaren Gases einfließen. Außer in sehr seltenen Fällen verbleiben schwere Elemente, die in kleinen Sternen entstehen, auf unbestimmte Zeit in diesen Sternen.

Sterne mit der Masse der Sonne (und es gibt 10–20 % davon) kollabieren und verwandeln sich in Weiße Zwerge, nachdem sie nur 5 bis 15 Milliarden Jahre auf der Hauptreihe verbracht haben. Unsere Sonne, die sich seit etwa 10 Milliarden Jahren auf der Hauptreihe befinden sollte, befindet sich immer noch auf ihr, da sie erst vor 5 Milliarden Jahren entstanden ist.

Sonnenähnliche Sterne, die älter als unsere Sonne sind, haben die Hauptreihe wahrscheinlich schon vor langer Zeit verlassen. Das Gleiche geschah mit anderen ähnlichen Sternen, die in den Kinderschuhen unseres Universums entstanden. Sterne mit der gleichen Masse wie die Sonne bilden größere Rote Riesen als kleine Sterne, und wenn diese Roten Riesen den Punkt erreichen, an dem sie zu Weißen Zwergen werden, kollabieren sie heftiger als diese Sterne. Die Energie des Kollaps bläst die oberen Schichten des Sterns weg und trägt sie in den Weltraum, wodurch ein planetarischer Nebel der zuvor beschriebenen Art entsteht.

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

Selbst wenn durch die Turbulenzen eines Sterns am Punkt des Zusammenbruchs schwere Kerne aus seinem Inneren an die Oberfläche getragen und als Teil eines Gasstroms in den Weltraum geschleudert werden, handelt es sich immer noch um einen winzigen, kaum wahrnehmbaren Teil davon schwere Kerne, die in interstellaren Gaswolken existieren.

Aber da wir uns damit beschäftigt haben, wie Weiße Zwerge entstehen, stellt sich die relevante Frage: Was passiert in diesen besonderen Fällen, in denen ein Weißer Zwerg nicht das Ende bedeutet, sondern als Faktor bei der Verteilung der Materie im Raum dient?

Zu Beginn dieses Buches haben wir über Weiße Zwerge als Teil eines engen Doppelsternsystems gesprochen, das auf Kosten eines Begleitsterns, der sich dem Stadium des Roten Riesen nähert, Materie wachsen lassen kann. Von Zeit zu Zeit wird ein Teil dieser Materie auf der Oberfläche des Weißen Zwergs in eine Kernreaktion verwickelt und die enorme freigesetzte Energie, die Fusionsprodukte kraftvoll in den Weltraum schleudert, lässt ihn mit neuer Helligkeit aufflammen.

Aber das vom Weißen Zwerg aufgebaute Material besteht hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium aus den äußeren Schichten des anschwellenden Roten Riesen. Bei der Fusionsreaktion wird Wasserstoff in Helium umgewandelt, und es ist die Heliumwolke, die bei der Explosion in den Weltraum fliegt.

Dies bedeutet, dass im letzten Fall, selbst wenn einige schwere Kerne von einem Begleitstern stammen oder im Prozess der Synthese gebildet wurden, ihre Anzahl so unbedeutend ist, dass sie die vielen schweren Kerne, die in interstellaren Wolken verstreut sind, nicht erklären können.

Was bleibt uns übrig?

Die einzig mögliche Quelle schwerer Kerne ist eine Supernova.

Eine Supernova vom Typ 1 entsteht, wie ich bereits erklärt habe, auf demselben Boden wie normale Novas: Ein Weißer Zwerg erhält Materie von einem nahegelegenen Begleiter, der kurz davor steht, ein Roter Riese zu werden. Der Unterschied besteht darin, dass sich der Weiße Zwerg hier in der Nähe der Chandrasekhar-Massengrenze befindet, sodass die zusätzliche Masse ihn letztendlich über diese Grenze hinaustreiben wird. Der Weiße Zwerg ist zum Zusammenbruch verurteilt. Gleichzeitig kommt es in ihm zu einer starken Kernreaktion und er explodiert.

Seine gesamte Struktur, deren Masse dem 1,4-fachen der Sonnenmasse entspricht, zerfällt in Staub und verwandelt sich in eine Wolke aus expandierendem Gas.

Eine Zeit lang beobachten wir sie als Supernova, doch diese zunächst sehr starke Strahlung verschwindet nach und nach. Übrig bleibt nur eine Gaswolke, die sich über Millionen von Jahren ausdehnt, bis sie mit dem allgemeinen Hintergrund des interstellaren Gases verschmilzt.

Wenn ein Weißer Zwerg explodiert, werden riesige Mengen an Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff und Neon (von allen schweren Kernen der häufigsten Elemente) in den Weltraum geschleudert. Während der Explosion selbst kommt es zu einer weiteren Kernreaktion, bei der sich kleine Mengen von Kernen bilden, die sogar schwerer als Neon sind. Natürlich sind nur sehr wenige Weiße Zwerge massereich genug und nahe genug an einem großen Begleitstern, um zu einer Supernova vom Typ 1 zu werden, aber in den 14 Milliarden Jahren des Lebens der Galaxie gab es so viele solcher Explosionen, dass sie mehr als erklären können eine beträchtliche Anzahl schwerer Kerne. im interstellaren Gas vorhanden.

Die verbleibenden schweren Kerne existieren im interstellaren Medium als Ergebnis der Entwicklung von Supernovae vom Typ 2. Wir sprechen, wie gesagt, von massereichen Sternen, die 10, 20 und sogar 60 Mal schwerer als die Sonne sind.

Im Stadium der Existenz von Sternen in Form von Roten Riesen kommt es in ihren Kernen zu einer Kernfusion, die so lange andauert, bis sich dort Eisenkerne in großer Zahl zu bilden beginnen. Die Bildung von Eisen ist eine Sackgasse, jenseits derer die Kernfusion als Energieerzeugungsgerät nicht mehr existieren kann. Daher erlebt der Stern einen Zusammenbruch.

Obwohl der Kern des Sterns in immer tieferen Schichten schwerere Kerne, einschließlich Eisenkerne, enthält, enthalten die äußeren Regionen des Sterns immer noch beeindruckende Mengen an unberührtem Wasserstoff, der niemals den hohen Temperaturen und Drücken ausgesetzt ist, die ihn zu einer Kernreaktion zwingen würden.

Der Kollaps eines Riesensterns erfolgt so schnell, dass es zu einem starken, katastrophalen Anstieg von Temperatur und Druck kommt. Der gesamte Wasserstoff (und auch Helium), der bisher ruhig existierte, reagiert nun, und zwar auf einmal. Das Ergebnis ist eine kolossale Explosion, die wir von der Erde aus als Supernova vom Typ 2 beobachten.

Die dabei freigesetzte Energie kann in Kernreaktionen einfließen, die Kerne bilden können, die schwerer als Eisenkerne sind. Eine solche Kernbildung erfordert einen Energiezufluss, aber auf dem Höhepunkt der Wut einer Supernova besteht keine Notwendigkeit, Energie zu leihen... So erfolgt die Kernbildung bis zu Uran und schwerer. Es ist genügend Energie für die Bildung radioaktiver (also instabiler) Kerne vorhanden, die mit der Zeit zerfallen.

Nahezu alle schweren Kerne, die es im Universum gibt, sind bei Supernova-Explosionen vom Typ 2 entstanden.

Natürlich sind so massereiche Sterne, die zwangsläufig eine Supernova vom Typ 2 erzeugen, nicht häufig. Nur einer von einer Million Sternen, vielleicht sogar noch weniger, hat dafür genügend Masse. Dies ist jedoch kein so seltener Fall, wie es auf den ersten Blick scheint.

Somit gibt es in unserer Galaxie Zehntausende Sterne, die potenzielle Typ-2-Supernovae sind.

Da Riesensterne höchstens ein paar Millionen Jahre in der Hauptreihe verbleiben können, fragen wir uns zu Recht: Warum sind sie nicht alle schon vor langer Zeit explodiert und verschwunden? Tatsache ist, dass ständig neue Sterne entstehen und einige davon Sterne mit sehr großer Masse sind. Die Supernovae vom Typ 2, die wir heute beobachten, sind Ausbrüche von Sternen, die sich erst vor wenigen Millionen Jahren gebildet haben. Supernovae vom Typ 2, die in ferner Zukunft auftreten werden, werden Explosionen großer Sterne sein, die heute nicht existieren. Vielleicht tauchen Supernovae und noch grandiosere auf. Bis vor relativ kurzer Zeit waren sich Astronomen sicher, dass Sterne mit einer 60-fach größeren Masse als die Sonne wahrscheinlich überhaupt nicht existierten. Es wurde angenommen, dass solche Sterne in ihrem Kern so viel Hitze entwickeln würden, dass sie trotz der enormen Schwerkraft sofort explodieren würden.

Mit anderen Worten: Sie wären niemals in der Lage, sich zu bilden.

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

Natürlich kollabierten und explodierten supermassereiche Sterne schließlich als Supernovae, die viel mehr Energie und über einen viel längeren Zeitraum produzierten als gewöhnliche Supernovae. Wir sollten diese Superexplosionen offenbar als Typ-3-Supernovae betrachten.

Etwa zur gleichen Zeit beschloss der sowjetische Astronom V. P. Utrobin, die astronomischen Aufzeichnungen vergangener Jahre nachträglich zu studieren, um dort eine Supernova zu finden, die in der Natur eine Supernova vom Typ 3 wäre. Er schlug vor, dass die Supernova 1901 im Sternbild Galaxie entdeckt wurde Perseus, genau das ist der Fall. Anstatt ihre höchste Helligkeit innerhalb weniger Tage oder Wochen zu erreichen, brauchte diese Supernova ein ganzes Jahr, um ihre maximale Helligkeit zu erreichen. Danach verblasste sie sehr langsam und blieb für die nächsten neun Jahre sichtbar.

Die von ihr emittierte Gesamtenergie war zehnmal größer als die Energie einer gewöhnlichen Supernova. Selbst in unserer Zeit hielten die Astronomen dies für fantastisch und waren sichtlich verwirrt.

Solche superschweren Sterne sind äußerst selten, aber die Zahl der schweren Kerne, die sie produzieren, ist tausendmal oder mehr größer als die Zahl der Kerne, die von gewöhnlichen Supernovae erzeugt werden. Das bedeutet, dass der Beitrag schwerer Kerne zu den interstellaren Gaswolken superschwerer Sterne sehr groß ist. In unserer Galaxie gab es während ihrer Existenz offenbar 300 Millionen Explosionen aller Arten von Supernovae (und eine ähnliche Zahl, angepasst an den Größenunterschied, untereinander), und dies reicht völlig aus, um die Reserven an schweren Kernen in zu erklären das interstellare Gas, in den äußeren Schichten gewöhnlicher Sterne (und zusätzlich zu unserem Planetensystem – auf allen Planeten).

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

Wir und unsere Welt stammen also nicht nur von Sternen, sondern auch von explodierenden Sternen. Wir kamen von Supernovas!

Anmerkungen:

Der innere Teil des erdnächsten Strahlungsgürtels, der „Van-Allen-Gürtel“, besteht aus Protonen und Elektronen, die durch den Zerfall von Neutronen entstehen, die aus den oberen Schichten der Erdatmosphäre stammen – Notiz Hrsg.

Die Skepsis in der amerikanischen Gesellschaft gegenüber Kernenergie auf Kernspaltungsbasis hat zu einem erhöhten Interesse an der Wasserstofffusion (thermonukleare Reaktion) geführt. Diese Technologie wurde als alternative Möglichkeit vorgeschlagen, die Eigenschaften des Atoms zur Stromerzeugung zu nutzen. Das ist theoretisch eine großartige Idee. Die Wasserstofffusion wandelt Materie effizienter in Energie um als die Kernspaltung, und bei diesem Prozess entstehen keine radioaktiven Abfälle. Ein funktionsfähiger thermonuklearer Reaktor muss jedoch noch geschaffen werden.

Kernfusion in der Sonne

Physiker gehen davon aus, dass die Sonne durch eine Kernfusionsreaktion Wasserstoff in Helium umwandelt. Der Begriff „Synthese“ bedeutet „Vereinigung“. Die Wasserstofffusion erfordert extrem hohe Temperaturen. Die starke Schwerkraft, die durch die enorme Masse der Sonne entsteht, hält ihren Kern ständig in einem komprimierten Zustand. Diese Kompression stellt sicher, dass die Temperatur im Kern hoch genug ist, damit eine thermonukleare Fusion von Wasserstoff stattfinden kann.

Die solare Wasserstofffusion ist ein mehrstufiger Prozess. Zunächst werden zwei Wasserstoffkerne (zwei Protonen) stark komprimiert und emittieren ein Positron, auch Antielektron genannt. Ein Positron hat die gleiche Masse wie ein Elektron, trägt jedoch eine positive statt einer negativen Einheitsladung. Zusätzlich zum Positron wird beim Komprimieren von Wasserstoffatomen ein Neutrino freigesetzt – ein Teilchen, das einem Elektron ähnelt, aber keine elektrische Ladung hat und in der Lage ist, Materie weitgehend zu durchdringen (mit anderen Worten, Neutrinos (Neutrinos mit niedriger Energie). ) interagieren äußerst schwach mit Materie. Die mittlere freie Weglänge einiger Arten von Neutrinos im Wasser beträgt etwa hundert Lichtjahre. Es ist auch bekannt, dass jede Sekunde etwa 10 von der Sonne emittierte Neutrinos den Körper jedes Menschen auf der Erde passieren, ohne sichtbar zu sein Folgen.).

Die Synthese zweier Protonen geht mit dem Verlust einer einzelnen positiven Ladung einher. Dadurch wird eines der Protonen zu einem Neutron. Dadurch entsteht der Kern von Deuterium (bezeichnet als 2H oder D), einem schweren Wasserstoffisotop, das aus einem Proton und einem Neutron besteht.

Deuterium wird auch als schwerer Wasserstoff bezeichnet. Ein Deuteriumkern verbindet sich mit einem anderen Proton zu einem Helium-3-Kern (He-3), der aus zwei Protonen und einem Neutron besteht. Dabei wird ein Gammastrahlungsstrahl ausgesendet. Als nächstes verbinden sich zwei Helium-3-Kerne, die als Ergebnis zweier unabhängiger Wiederholungen des oben beschriebenen Prozesses entstanden sind, zu einem Helium-4-Kern (He-4), der aus zwei Protonen und zwei Neutronen besteht. Dieses Heliumisotop wird zum Befüllen von Ballons verwendet, die leichter als Luft sind. Im Endstadium werden zwei Protonen emittiert, die eine weitere Entwicklung der Fusionsreaktion auslösen können.

Beim Prozess der „Sonnenfusion“ ist die Gesamtmasse der erzeugten Materie etwas größer als die Gesamtmasse der ursprünglichen Bestandteile. Der „fehlende Teil“ wird nach Einsteins berühmter Formel in Energie umgewandelt:

Dabei ist E die Energie in Joule, m die „fehlende Masse“ in Kilogramm und c die Lichtgeschwindigkeit, die (im Vakuum) 299.792.458 m/s beträgt. Die Sonne produziert auf diese Weise eine enorme Energiemenge, da Wasserstoffkerne ununterbrochen und in großen Mengen in Heliumkerne umgewandelt werden. Es gibt genug Materie in der Sonne, um den Prozess der Wasserstofffusion über Millionen von Jahrtausenden fortzusetzen. Mit der Zeit wird die Versorgung mit Wasserstoff zu Ende gehen, aber das wird zu unseren Lebzeiten nicht passieren.

Die ersten Versuche, diese Fragen zu beantworten, wurden von Astronomen Mitte des 19. Jahrhunderts unternommen, nachdem Physiker den Energieerhaltungssatz formuliert hatten.

Robert Mayer vermutete, dass die Sonne aufgrund der ständigen Bombardierung der Oberfläche durch Meteoriten und meteorische Partikel scheint. Diese Hypothese wurde verworfen, da eine einfache Berechnung zeigt, dass jede Sekunde 2 * 1015 kg Meteoritenmaterie auf die Sonne fallen müssen, um die Leuchtkraft der Sonne auf dem aktuellen Niveau zu halten. Im Laufe eines Jahres werden es 6*1022 kg sein, und über die Lebensdauer der Sonne, über 5 Milliarden Jahre hinweg, 3*1032 kg. Die Masse der Sonne beträgt M = 2*1030 kg, daher hätte im Laufe von fünf Milliarden Jahren 150-mal mehr Materie als die Masse der Sonne auf die Sonne fallen sollen.

Die zweite Hypothese wurde ebenfalls Mitte des 19. Jahrhunderts von Helmholtz und Kelvin aufgestellt. Sie vermuteten, dass die Sonne aufgrund der Kompression jährlich 60–70 Meter strahlt. Der Grund für die Kompression ist die gegenseitige Anziehung der Sonnenteilchen, weshalb diese Hypothese Kontraktion genannt wird. Wenn wir nach dieser Hypothese rechnen, wird das Alter der Sonne nicht mehr als 20 Millionen Jahre betragen, was modernen Daten widerspricht, die aus der Analyse des radioaktiven Zerfalls von Elementen in geologischen Proben des Erdbodens und des Bodens der Erde gewonnen wurden der Mond.

Die dritte Hypothese über mögliche Quellen der Sonnenenergie wurde von James Jeans zu Beginn des 20. Jahrhunderts aufgestellt. Er vermutete, dass es in den Tiefen der Sonne schwere radioaktive Elemente gibt, die spontan zerfallen und Energie abgeben. Beispielsweise geht die Umwandlung von Uran in Thorium und dann in Blei mit der Freisetzung von Energie einher. Die anschließende Analyse dieser Hypothese zeigte auch, dass sie widersprüchlich war; Ein Stern, der nur aus Uran besteht, würde nicht genug Energie freisetzen, um die beobachtete Leuchtkraft der Sonne zu erzeugen. Darüber hinaus gibt es Sterne, deren Leuchtkraft um ein Vielfaches größer ist als die unseres Sterns. Es ist unwahrscheinlich, dass diese Sterne auch über größere Reserven an radioaktivem Material verfügen.

Als wahrscheinlichste Hypothese erwies sich die Hypothese der Synthese von Elementen als Folge von Kernreaktionen im Inneren von Sternen.

Im Jahr 1935 stellte Hans Bethe die Hypothese auf, dass die Quelle der Sonnenenergie die thermonukleare Reaktion der Umwandlung von Wasserstoff in Helium sein könnte. Dafür erhielt Bethe 1967 den Nobelpreis.

Die chemische Zusammensetzung der Sonne entspricht in etwa der der meisten anderen Sterne. Ungefähr 75 % sind Wasserstoff, 25 % sind Helium und weniger als 1 % sind alle anderen chemischen Elemente (hauptsächlich Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff usw.). Unmittelbar nach der Geburt des Universums gab es überhaupt keine „schweren“ Elemente. Alle, d.h. Elemente, die schwerer als Helium sind, und sogar viele Alphateilchen, entstanden beim „Verbrennen“ von Wasserstoff in Sternen während der Kernfusion. Die charakteristische Lebensdauer eines Sterns wie der Sonne beträgt zehn Milliarden Jahre.

Die Hauptenergiequelle ist der Proton-Proton-Zyklus – eine sehr langsame Reaktion (charakteristische Zeit 7,9 * 109 Jahre), da sie auf schwache Wechselwirkung zurückzuführen ist. Sein Wesen besteht darin, dass ein Heliumkern aus vier Protonen gebildet wird. Dabei werden ein Positronen- und ein Neutrinopaar sowie 26,7 MeV Energie freigesetzt. Die Anzahl der von der Sonne pro Sekunde emittierten Neutrinos wird nur durch die Leuchtkraft der Sonne bestimmt. Da bei der Freisetzung von 26,7 MeV zwei Neutrinos entstehen, beträgt die Neutrino-Emissionsrate: 1,8*1038 Neutrinos/s.

Ein direkter Test dieser Theorie ist die Beobachtung solarer Neutrinos. Hochenergetische (Bor-)Neutrinos werden in Chlor-Argon-Experimenten (Davis-Experimenten) nachgewiesen und zeigen durchweg einen Mangel an Neutrinos im Vergleich zum theoretischen Wert für das Standardmodell der Sonne. Niederenergetische Neutrinos, die direkt bei der pp-Reaktion entstehen, werden in Gallium-Germanium-Experimenten erfasst (GALLEX in Gran Sasso (Italien – Deutschland) und SAGE in Baksan (Russland – USA)); sie „fehlen“ auch.

Wenn Neutrinos eine von Null verschiedene Ruhemasse haben, sind nach einigen Annahmen Schwingungen (Transformationen) verschiedener Arten von Neutrinos möglich (Mikheev-Smirnov-Wolfenstein-Effekt) (es gibt drei Arten von Neutrinos: Elektron-, Myon- und Tauon-Neutrinos). . Weil Da andere Neutrinos viel kleinere Wirkungsquerschnitte für die Wechselwirkung mit Materie haben als Elektronen, kann das beobachtete Defizit erklärt werden, ohne das Standardmodell der Sonne zu ändern, das auf der Grundlage aller astronomischen Daten erstellt wurde.

Jede Sekunde verarbeitet die Sonne etwa 600 Millionen Tonnen Wasserstoff. Die Kernbrennstoffreserven reichen noch für weitere fünf Milliarden Jahre, danach wird er sich nach und nach in einen Weißen Zwerg verwandeln.

Die zentralen Teile der Sonne werden sich zusammenziehen, sich erwärmen, und die auf die äußere Hülle übertragene Wärme wird zu ihrer Ausdehnung auf im Vergleich zu modernen Größen monströse Ausmaße führen: Die Sonne wird sich so stark ausdehnen, dass sie Merkur und Venus absorbiert und verbraucht. Kraftstoff“ hundertmal schneller als derzeit. Dies wird zu einer Vergrößerung der Sonne führen; Unser Stern wird zu einem Roten Riesen, dessen Größe mit der Entfernung von der Erde zur Sonne vergleichbar ist! Das Leben auf der Erde wird verschwinden oder auf den äußeren Planeten Zuflucht finden.

Wir werden uns eines solchen Ereignisses natürlich im Voraus bewusst sein, da der Übergang zu einer neuen Stufe etwa 100 bis 200 Millionen Jahre dauern wird. Wenn die Temperatur im zentralen Teil der Sonne 100.000.000 K erreicht, beginnt auch Helium zu brennen und verwandelt sich in schwere Elemente, und die Sonne tritt in die Phase komplexer Kompressions- und Expansionszyklen ein. Im letzten Stadium wird unser Stern seine äußere Hülle verlieren, der zentrale Kern wird eine unglaublich hohe Dichte und Größe haben, wie die der Erde. Es werden noch ein paar Milliarden Jahre vergehen, und die Sonne wird abkühlen und sich in einen Weißen Zwerg verwandeln.