Viņos ir kaut kas tāds, kas mūs visus intriģē. Daudzu cilvēces reliģiju var saistīt ar šo debesu sveču pielūgšanu. Ēģiptiešiem saule pārstāvēja Dievu Ra, kurš katru dienu iznīcināja nakti un ienesa zemēs gaismu un siltumu. Grieķiem tas bija Apollo, kurš ar savu liesmojošo pajūgu virzīja debesis, apgaismojot pasauli. Pat kristietībā par Jēzu var teikt, ka viņš pārstāv sauli, ņemot vērā pārsteidzošās īpašības, kādas viņa stāstam piemīt ar seniem astroloģiskiem uzskatiem un skaitļiem. Faktiski daudzi no senajiem uzskatiem ved līdzīgu ceļu, un visi šie cēloņi ir saistīti ar saules un zvaigžņu pielūgšanu.
Cilvēce uzplauka no zvaigznēm nakts debesīs, jo tās atpazina korelāciju modelī, kurā daži zvaigžņu veidojumi (pazīstami kā zvaigznāji) attēlo noteiktus laikus gada ciklā. Viens no tiem nozīmēja, ka drīz vajadzēja kļūt siltākam, kā dēļ tika stādīti ēdieni. Pārējie zvaigznāji paredzēja nākamo
aukstāks periods, tāpēc jums bija iespēja sākt glabāt ēdienu un vākt malku. Virzoties uz priekšu cilvēces ceļojumā, zvaigznes kļuva par veidu, kā orientēties. Burāšana pa zvaigznēm bija veids, kā apbraukt, un mēs esam parādā savlaicīgu izpēti mūsu izpratnei par zvaigznājiem. Daudziem desmitiem tūkstošu gadu, kad cilvēka acis ir skatījušās uz debesīm, tikai salīdzinoši nesen mēs pilnībā sākām saprast, kas patiesībā ir zvaigznes, no kurienes tās nāk, kā arī kā tās dzīvoja un mira. To mēs apspriedīsim šajā rakstā. Nāciet man līdzi, kad mēs riskējam dziļi kosmosā, un fizikas liecinieki ir lieli, jo es aptveru, kā zvaigzne dzimst, dzīvo un galu galā mirst.
Mēs sākam savu ceļojumu, dodoties pasaulē, meklējot kaut ko īpašu. Mēs meklējam unikālu struktūru, kurā būtu gan pareizie apstākļi, gan sastāvdaļas. Mēs meklējam to, ko astronoms sauc par Tumšo miglāju. Esmu pārliecināts, ka jūs jau esat dzirdējuši par miglājiem, un, bez šaubām, tos esmu redzējis. Daudzi no apbrīnojamajiem Habla kosmiskā teleskopa attēliem ir ar skaistiem gāzes mākoņiem, kas mirdz uz miljardiem zvaigžņu fona. Viņu krāsas svārstās no dziļajiem sarkaniem līdz spilgtam blūzam un pat dažiem baismīgiem zaļumiem. Tomēr tas nav miglāja tips, kuru mēs meklējam. Miglājs, kas mums vajadzīgs, ir tumšs, necaurspīdīgs un ļoti, ļoti auksts.
Iespējams, sev prātojot: “Kāpēc mēs meklējam kaut ko tumšu un aukstu, kad zvaigznes ir gaišas un karstas?”
Patiešām, tas sākotnēji šķita mulsinoši. Kāpēc kādam vispirms jābūt aukstam, pirms tas var kļūt ārkārtīgi karsts? Pirmkārt, mums jāaptver kaut kas elementārs par to, ko mēs saucam par starpzvaigžņu mediju (ISM), vai atstarpi starp zvaigznēm. Vietne nav tukša, kā to norādītu nosaukums. Kosmosā ir gan gāze, gan putekļi. Gāze, uz kuru mēs galvenokārt atsaucamies, ir ūdeņradis, visbagātākais elements Visumā. Tā kā Visums nav vienmērīgs (vienāds gāzes un putekļu blīvums pārsniedz katru kubikmetru), ir kosmosa kabatas, kurās ir vairāk gāzes un putekļu nekā citās. Tas liek gravitācijas dēļ manipulēt ar šīm kabatām, lai sanāktu kopā un veidotos tas, ko mēs redzam kā miglājus. Šo dažādo miglāju veidošanā notiek daudzas lietas, bet tam, ko mēs meklējam, Tumšajam miglājam, piemīt ļoti īpašas īpašības. Tagad ienirsim vienā no šiem Tumšajiem miglājiem un redzēsim, kas notiek.
Nolaižoties caur šī miglāja ārējiem slāņiem, mēs pamanām, ka gāzes un putekļu temperatūra ir ļoti zema. Dažos miglājos temperatūra ir ļoti karsta. Jo vairāk daļiņu saduras savā starpā, satraukti par ārējā un iekšējā starojuma absorbciju un izstarošanu nozīmē augstāku temperatūru. Bet šajā Tumšajā miglājā notiek pretējais. Temperatūra samazinās arvien tālāk mākonī, ko iegūstam. Iemesls, kāpēc šiem tumšajiem miglājiem ir īpašas īpašības, kuru mērķis ir radīt lielisku zvaigžņu bērnistabu, ir jāattiecas uz miglāja pamatīpašībām un reģiona tipu, kurā mākonis pastāv, un ar to ir saistītas dažas sarežģītas koncepcijas, kuras es pilnībā neizskaidrošu šeit. Tajos ietilpst reģions, kurā veidojas molekulārie mākoņi un kurus sauc par neitrālajiem ūdeņraža reģioniem, un šo reģionu īpašībām ir jābūt saistītām ar elektronu griešanās vērtībām, kā arī ar magnētiskā lauka mijiedarbību, kas ietekmē minētos elektronus. Īpašības, kuras es ņemšu vērā, ir tas, kas ļauj šim konkrētajam miglājam būt nogatavojušam zvaigžņu veidošanai.
Izņemot sarežģīto zinātni, kas palīdz veidot šos miglājus, mēs varam sākt pievērsties pirmajam jautājumam, kāpēc mums ir jākļūst vēsākam, lai kļūtu karstāks. Atbilde nonāk līdz smagumam. Kad daļiņas tiek uzkarsētas vai satrauktas, tās pārvietojas ātrāk. Mākonī ar pietiekamu enerģiju katrā putekļu un gāzes daļiņā būs pārāk daudz impulsu, lai notiktu jebkāda veida veidojumi. Tāpat kā iekšā, ja putekļu graudi un gāzes atomi pārvietojas pārāk ātri, tie vienkārši atlec viens no otra vai vienkārši metīsies garām viens otram, nekad nesasniedzot neviena veida saiti. Bez šīs mijiedarbības nekad nevar būt zvaigzne. Tomēr, ja temperatūra ir pietiekami auksta, gāzes un putekļu daļiņas pārvietojas tik lēni, ka savstarpēja gravitācija ļaus tām sākt “pielipt” kopā. Tieši šis process ļauj sākt veidoties protostarim.
Parasti tas, kas piegādā enerģiju, lai šajos molekulārajos mākoņos esošās daļiņas varētu kustēties ātrāk, ir starojums. Protams, Visumā visu laiku nāk starojums, kas nāk no visiem virzieniem. Kā mēs redzam ar citiem miglājiem, tie kvēlo enerģiju un zvaigznes nedzimst šajos karsto gāzes mākoņos. Tos silda ārējs citu zvaigžņu starojums un tā iekšējais siltums. Kā šis Tumšais miglājs neļauj ārējam starojumam sakarst gāzi mākonī un liek tai pārvietoties pārāk ātri, lai gravitācija varētu noturēties? Šajā vietā
tiek ņemts vērā šo Tumšo miglāju necaurspīdīgais raksturs. Necaurredzamība ir mēra, cik daudz gaismas spēj pārvietoties pa objektu. Jo vairāk priekšmetā ir materiāla vai jo biezāks ir priekšmets, jo mazāk gaismas spēj tajā iekļūt. Augstākas frekvences gaismu (gamma starus, rentgena starus un UV) un pat redzamās frekvences vairāk ietekmē biezās gāzes un putekļu kabatas. Tikai zemākas frekvences gaismas veidiem, ieskaitot infrasarkanos, mikroviļņu un radioviļņus, ir panākumi tādu gāzes mākoņu iekļūšanā kā šie, un pat tas ir nedaudz izkliedēts tā, ka parasti tie nesatur gandrīz pietiekami daudz enerģijas, lai sāktu izjaukt šo nestabilo zvaigžņu veidošanās process. Tādējādi tumšo gāzes mākoņu iekšējās daļas ir efektīvi “pasargātas” no ārējā starojuma, kas izjauc citus, mazāk necaurspīdīgus miglājus. Jo mazāk starojuma, kas to padara mākonī, jo zemāka ir gāzu un putekļu temperatūra tajā. Aukstāka temperatūra nozīmē mazāk daļiņu kustības mākonī, kas ir galvenais tam, ko mēs apspriedīsim tālāk.
Patiešām, nolaižoties virzienā uz šī tumšā molekulārā mākoņa kodolu, mēs pamanām, ka aizvien mazāk redzamā gaisma to padara mūsu acīm, un, izmantojot īpašus filtrus, mēs redzam, ka tas attiecas uz citām gaismas frekvencēm. Tā rezultātā mākoņa temperatūra ir ļoti zema. Ir vērts atzīmēt, ka zvaigžņu veidošanās process prasa ļoti ilgu laiku, un, lai neļautu jums lasīt simtiem tūkstošu gadu, tagad mēs ātri virzīsimies uz priekšu. Dažos tūkstošos gadu gravitācija no apkārtējā molekulārā mākoņa ir ievilkusies diezgan daudz gāzes un putekļu, izraisot tā salipšanu kopā. Putekļi un gāzes daļiņas, kas joprojām ir pasargātas no ārējā starojuma, var brīvi dabiski saplūst un “pielipt” pie šīm zemām temperatūrām. Galu galā sāk notikt kaut kas interesants. Šīs arvien pieaugošās gāzes un putekļu bumbiņas savstarpējais smagums sāk sniega pikas (vai zvaigžņu bumbas) efektu. Jo vairāk gāzes un putekļu slāņu tiek sarecēti kopā, jo blīvāks šī protostāra interjers kļūst. Šis blīvums palielina gravitācijas spēku protostara tuvumā, tādējādi ievelkot tajā vairāk materiāla. Ar katru putekļu graudu un ūdeņraža atomu, ko tas uzkrāj, palielinās spiediens šīs gāzes bumbiņas iekšpusē.
Ja atceraties kaut ko no jebkuras ķīmijas klases, kuru esat kādreiz apmeklējis, tad, strādājot ar gāzi, jūs varat atcerēties ļoti īpašas attiecības starp spiedienu un temperatūru. Ienāk prātā ideāls gāzes likums PV = nRT. Izslēdzot konstantu skalāru vērtību 'n' un gāzes konstanti R ({8,314 J / mol x K}) un risinot temperatūru (T), iegūstam T = PV, kas nozīmē, ka gāzes mākoņa temperatūra ir tieši proporcionāla spiedienam. Ja jūs paaugstināt spiedienu, jūs paaugstināt temperatūru. Šīs drīzumā gaidāmās zvaigznes kodols, kas uzturas šajā Tumšajā miglājā, kļūst ļoti blīvs, un spiediens strauji pieaug. Saskaņā ar to, ko mēs tikko aprēķinājām, tas nozīmē, ka palielinās arī temperatūra.
Mēs vēlreiz apsveram šo miglāju nākamajam solim. Šim miglājam ir daudz putekļu un gāzes (tātad tas ir necaurspīdīgs), kas nozīmē, ka tam ir daudz materiālu, lai pabarotu mūsu protostar. Tas turpina ievilkt gāzi un putekļus no apkārtējās vides un sāk uzkarst. Ūdeņraža daļiņas šī objekta kodolā riņķo tik ātri, ka izdala enerģiju zvaigznē. Protostar sāk ļoti sakarst, un tagad tas kvēlo ar radiāciju (parasti infrasarkano). Šajā brīdī gravitācija joprojām ievelk vairāk gāzes un putekļus, kas palielina spiedienu, kas tiek veikts dziļi šī protostāra kodolā. Tumšā miglāja gāze pati par sevi sabruks, līdz notiks kaut kas svarīgs. Kad zvaigznei ir palicis maz, lai nokristu uz tās virsmas, tā sāk zaudēt enerģiju (tāpēc, ka tā izstaro kā gaismu). Kad tas notiek, šis ārējais spēks mazinās, un smagums sāk strauji samazināties zvaigznei. Tas ievērojami palielina spiedienu šī protostāra kodolā. Pieaugot spiedienam, temperatūra kodolā sasniedz vērtību, kas ir būtiska procesam, par kuru esam liecinieki. Protostar kodols ir kļuvis tik blīvs un karsts, ka tas sasniedz aptuveni 10 miljonus kelvinu. Raugoties perspektīvā, šī temperatūra ir aptuveni 1700x karstāka nekā mūsu saules virsma (aptuveni 5800K). Kāpēc 10 miljoni Kelvina ir tik svarīgi? Tā kā šajā temperatūrā var notikt ūdeņraža kodoltermiskā saplūšana, un, tiklīdz saplūšana sākas, šī jaundzimušā zvaigzne “ieslēdzas” un eksplodē dzīvībai, izsūtot milzīgu enerģijas daudzumu visos virzienos.
Kodolā ir tik karsts, ka elektroni, kas riņķo ap ūdeņraža protonu kodoliem, tiek noņemti (jonizēti), un viss, kas jums ir, ir brīvi kustīgi protoni. Ja temperatūra nav pietiekami karsta, šie brīvi lidojošie protoni (kuriem ir pozitīvas lādiņas) vienkārši pavērsīsies acīs. Tomēr pie 10 miljoniem Kelvina protoni pārvietojas tik ātri, ka var nonākt pietiekami tuvu, lai Spēcīgi kodolieroči varētu pārņemt spēku, un, kad tas notiek, Ūdeņraža protoni sāk slavināties viens ar otru ar pietiekamu spēku, lai saplūst kopā, radot Hēlija atomi un daudz enerģijas izstaro starojuma veidā. Tā ir ķēdes reakcija, ko var rezumēt kā 4 protonus, iegūstot 1 hēlija atomu + enerģiju. Šī saplūšana ir tā, kas zvaigzni aizdedzina un liek tai “sadedzināt”. Ar šo reakciju atbrīvotā enerģija palīdz saplūst citiem ūdeņraža protoniem, kā arī piegādā enerģiju, lai zvaigzne neļautu sabrukt pati no sevis. Enerģija, kas sūknējas no šīs zvaigznes visos virzienos, nāk no kodola, un nākamie šīs jaunās zvaigznes slāņi šo siltumu pārraida savā veidā (izmantojot starojuma un konvekcijas metodes atkarībā no tā, kāda veida zvaigzne ir dzimusi) .
Tas, ko mēs esam pieredzējuši tagad, sākot no mūsu ceļojuma sākuma, kad mēs esam nokļuvuši tajā aukstajā Tumšajā miglājā, ir jaunas, karstas zvaigznes dzimšana. Miglājs aizsargāja šo zvaigzni no kļūdaina starojuma, kas būtu varējis izjaukt šo procesu, kā arī nodrošināja saldo vidi, kas bija nepieciešama gravitācijai, lai noturētu un darbinātu savu maģiju. Kad mēs bijām liecinieki protostāra formai, iespējams, mēs arī redzējām kaut ko neticamu. Ja šī miglāja saturs ir pareizs, piemēram, ja tajā ir liels daudzums smago metālu un silikātu (palikuši pāri no iepriekšējo, masīvāko zvaigžņu supernovām), ko mēs varētu sākt redzēt, planētu veidošanās notiek materiāls ap protostāru.
Gāzes un putekļu paliekas mūsu jaunās zvaigznes tuvumā ar tādu pašu mehānismu sāk veidoties blīvas kabatas
gravitācija, galu galā spēja iestrēgt protoplaneetēs, kuras veidos gāze vai silikāti un metāls (vai abu kombinācija). To sakot, planētu veidošanās mums joprojām ir nedaudz noslēpums, jo šķiet, ka ir lietas, kuras mēs vēl nevaram izskaidrot darbā. Bet šķiet, ka šis zvaigžņu sistēmas veidošanās modelis darbojas labi.
Zvaigznes dzīve nav tikpat aizraujoša kā tās dzimšana vai nāve. Mēs turpināsim ātri virzīties uz priekšu un vērojam, kā šī zvaigžņu sistēma attīstās. Dažu miljardu gadu laikā Tumšā miglāja paliekas ir izpūstas un izveidojušās arī citas zvaigznes, piemēram, tās, kuras mēs bijām liecinieki, un tā vairs nepastāv. Planētas, kuras mēs redzējām veidojamies, kad protostar pieauga, sāka savu miljardu gadu deju ap savu vecāku zvaigzni. Varbūt vienā no šīm pasaulēm, pasaulē, kas atrodas tieši pareizajā attālumā no zvaigznes, pastāv šķidrs ūdens. Tajā ūdens satur aminoskābes, kas vajadzīgas olbaltumvielām (tās visas sastāv no elementiem, kas bija palikuši iepriekšējos zvaigžņu izvirdumos). Šie proteīni spēj sasaistīties, lai sāktu veidot RNS ķēdes, pēc tam DNS ķēdes. Varbūt kādā brīdī dažus miljardus gadu pēc zvaigznes piedzimšanas mēs redzam kosmosā tālu ejošas sugas, kas nonāk kosmosā, vai varbūt dažādu iemeslu dēļ tās nekad to nesasniedz un paliek planētas robežās. Protams, tas ir tikai spekulācijas par mūsu izklaidi. Tomēr tagad mēs esam nonākuši mūsu ceļojuma beigās, kas sākās pirms miljardiem gadu. Zvaigzne sāk mirt.
Ūdeņradis tā kodolā tiek sakausēts hēlijā, kas laika gaitā noārda ūdeņradi; zvaigznei beidzas benzīns. Pēc daudziem gadiem ūdeņraža saplūšanas process sāk apstāties, un zvaigzne izliek arvien mazāk enerģijas. Šis saplūšanas procesa ārējā spiediena trūkums izjauc to, ko mēs saucam par hidrostatisko līdzsvaru, un ļauj uzvarēt smagumam (kas vienmēr cenšas sagraut zvaigzni). Zvaigzne sāk strauji sarukt zem sava svara. Bet, tāpat kā mēs iepriekš apspriedām, palielinoties spiedienam, palielinās arī temperatūra. Viss tas hēlijs, kas palika pāri
no miljardiem gadu ilgas ūdeņraža saplūšanas tagad sāk sakarst kodols. Hēlijs saplūst daudz karstākā temperatūrā nekā ūdeņradis, kas nozīmē, ka ar hēliju bagātais kodols var tikt iespiests uz iekšu smaguma spēka dēļ, nesakausējot (vēl). Tā kā saplūšana nenotiek hēlija kodolā, ir maz vai nav nekāda ārēja spēka (kas rodas saplūšanas rezultātā), lai novērstu kodola sabrukumu. Šī viela kļūst daudz blīvāka, ko mēs tagad atzīmējam kā deģenerētu, un izvada lielu daudzumu siltuma (gravitācijas enerģija kļūst par siltumenerģiju). Tas izraisa atlikušā ūdeņraža, kas atrodas nākamajos slāņos virs hēlija serdes, saplūšanu, kā rezultātā zvaigzne ievērojami izplešas, jo šis ūdeņraža apvalks izdeg ārpus kontroles. Tas liek zvaigznei “atsitiens” un tā strauji izplešas; enerģētiskāka saplūšana no ūdeņraža čaumalām ārpus kodola, ievērojami paplašinot zvaigznes diametru. Mūsu zvaigzne tagad ir sarkans milzis. Dažas, ja ne visas iekšējās planētas, par kurām esam liecinieki, tiks sadedzinātas un norītas ar zvaigzni, kura tām pirmo reizi atdeva dzīvību. Ja kādai no tām planētām, kurām nav izdevies pamest savu dzimto pasauli, notiks kāda dzīvība, tās noteikti tiks izdzēstas no Visuma, par kurām nekad nevarēs zināt.
Šis process, kurā zvaigznei beidzas degviela (vispirms ūdeņradis, pēc tam hēlijs utt.), Kādu laiku turpināsies. Galu galā kodols esošais hēlijs sasniegs noteiktu temperatūru un sāks saplūst ar oglekli, kas apturēs zvaigznes sabrukumu (un nāvi). Zvaigzne, kuru mēs šobrīd skatāmies tiešraidē un mirst, ir vidēja lieluma Galvenās secības zvaigzne, tāpēc tās dzīve beidzas, kad tā ir pabeigusi sakausēt Hēliju
Ogleklis. Ja zvaigzne būtu daudz lielāka, šis saplūšanas process noritētu līdz mēs sasniegsim Dzelzi. Dzelzs ir elements, kurā saplūšana nenotiek spontāni, kas nozīmē, ka tā sakausēšanai nepieciešams vairāk enerģijas, nekā tas izdalās pēc saplūšanas. Tomēr mūsu zvaigzne nekad neiedziļināsies tās kodolā ar dzelzi, un tātad tā ir mirusi pēc tam, kad būs izsmelusi savu Hēlija rezervuāru. Kad saplūšanas process beidzot “izslēdzas” (izdalās no gāzes), zvaigzne lēnām sāk atdzist, un zvaigznes ārējie slāņi izplešas un tiek izmesti kosmosā. Pēc tam notiek zvaigžņu materiāla izmešana, veidojot to, ko mēs saucam par planētas miglāju, un viss, kas palicis no kādreiz spožās zvaigznes, kuru mēs novērojām pavasara pastāvēšanai, tagad ir tikai blīva oglekļa bumba, kas turpinās atdzist visu mūžību, iespējams, kristalizējas dimantā.
Nāve, ko pieredzējām tikai tagad, nav vienīgais veids, kā mirst zvaigzne. Ja zvaigzne ir pietiekami liela, tās nāve ir daudz vardarbīgāka. Zvaigzne izlauzīsies vislielākajā sprādzienā Visumā, ko sauc par supernovu. Atkarībā no daudziem mainīgajiem, zvaigznes paliekas varētu nonākt kā neitronu zvaigzne vai pat melnais caurums. Bet lielākajai daļai no tā, ko mēs saucam par vidējās lieluma Galvenās secības zvaigznēm, nāve, kurā mēs pieredzējām, būs viņu liktenis.
Mūsu ceļojums beidzas ar to, ka mēs pārdomājam, ko esam novērojuši. Redzot tikai to, ko daba var izdarīt, ņemot vērā pareizos apstākļus, un vērojot ļoti aukstu gāzu un putekļu mākoni, tas pārvēršas par kaut ko tādu, kam ir potenciāls kosmosā ieelpot dzīvību. Mūsu prāti atgriežas pie tām sugām, kuras varēja attīstīties uz vienas no šīm planētām. Jūs domājat par to, kā viņi, iespējams, ir izgājuši cauri tādām fāzēm kā mēs. Iespējams, izmantojot zvaigznes kā pārdabiskas dievības, kas tūkstošiem gadu vadīja viņu uzskatus, aizstājot atbildes tur, kur valdīja viņu nezināšana. Šie uzskati, iespējams, varētu pārvērsties reliģijās, joprojām aptverot īpašās atlases un diženās domas jēdzienu. Vai zvaigznes veicinātu viņu vēlmi izprast Visumu, kā zvaigznes darīja mūsu labā? Tad jūsu prāts apdomās, kāds būs mūsu liktenis, ja nemēģināsim spert nākamo soli Visumā. Vai mēs ļaujam izdzēst mūsu sugas no kosmosa, kad mūsu zvaigzne izplešas tās nāves gadījumā? Šis ceļojums, kuru tikko veicāt Tumšā miglāja sirdī, patiesi parāda, ko cilvēka prāts var darīt, un parāda, cik tālu esam nonākuši, kaut arī mēs joprojām esam saistīti ar savu Saules sistēmu. To, ko esat iemācījušies, atrada citi, piemēram, jūs vienkārši pajautājāt, kā notiek lietas, un tad mūsu fizikas zināšanu pilnā masa tiek pielīdzināta. Iedomājieties, ko mēs varam paveikt, ja turpinām šo procesu; spēja pilnībā sasniegt savu vietu starp zvaigznēm.
