Original English version: http://faculty.wcas.northwestern.edu/~infocom/The%20Website/birth.html
Stjerner dannes når enorme skyer av gass (lys-årene.1 i diameter) falle sammen under sin egen tyngde. Interstellare “clouds” ville gjøre en veldig, veldig god vakuum på jorden; men plassen rundt dem ville gjøre en enda bedre vakuum, slik at skyene de er. Gassen i spiral arm av Melkeveien hvor jorden befinner består av omtrent 74% hydrogen, 25% helium, og 1% alt annet, og dermed er dette omtrent sammensetningen av solen, og også for de fleste nyfødte stjerner i nabolaget vårt.
Den hydrogen og helium er rester av Big Bang; 1% av “skitt” kommer fra stjernene selv, og vi vil diskutere dette interessant bit av selv berikelse senere. Begrepet “Big Bang” ble opprinnelig laget som et uttrykk for hån av den britiske astronomen Fred Hoyle, som ikke var en ivrig tilhenger av apokalyptiske kosmiske eksplosjoner. Men det var så beskrivende at det stakk og ble den stolte navnet på et helt sett av kosmologiske teorier basert på ideen om at all masse og energi i universet opprinnelig eksploderte ut av et kvantesprang svingninger 1030 ganger mindre enn et proton.
| 1 – Et lysår er den avstanden lyset reiser på ett år. Mange tror at et lysår er en enhet av gangen, men det er det ikke. Det er en avstandsenhet. Lysets hastighet er 186 282 mi/sek, så et lysår er (186,282 mi/sek) x (sec/år) = 5.878 billioner miles. Astronomer bruker også lys-minutter (avstanden lyset reiser i et minutt), lys på kvelden, osv Avstanden mellom Jorden og Solen er dermed 93 millioner miles eller 8,3 lys-minutter, som du ønsker.
2 – Isotoper er kjerner med samme antall protoner (de er det samme element), men med ulikt antall nøytroner. Isotoper som er utpekt ved å sette et tall på elementets navn: ie, karbon-14, hvor 14 betyr at antallet protoner og nøytroner er lik 14. Hydrogen er et unntak: hydrogen-2 kalles deuterium og hydrogen-3 kalles tritium. |
Nyere presisjon arbeid med kosmiske mikrobølger plasserer Big Bang på 13,7 milliarder år siden. De observerte abundances av hydrogen og helium isotopes2 i interstellar sky har blitt nøye i forhold til beregninger av hvilke isotoper skal ha blitt opprettet i de få timer etter Big Bang, og avtalen er meget imponerende. Dette viser at i det vesentlige Big Bang ikke kunne ha produsert noen elementer i mengde annet enn hydrogen og helium, og det gir også kraftig bekreftelse for Big Bang selv.
Mesteparten av den opprinnelige hydrogen og helium som genereres av Big Bang har lenge siden kollapset i stjerner. Melkeveien består av kanskje 10% gass og 90% stjerner på dette punktet. Imidlertid er 10% av en galakse fortsatt mye gass, nok til å lage ca 30 milliarder soler, så det er ingen mangel på nyfødte stjerner for oss å observere. (Se Plate 5 for mer informasjon om stjernedannende skyer.) Og som alltid når man diskuterer stjernene, det første spørsmålet er: hvordan vil skyene oppføre seg som de er komprimert av tyngdekraften?
I dette tilfellet er vi i riket av den ultra-tynne heller enn ultra-komprimert. Atomene i en interstellar er så langt fra hverandre at de sjelden støter på hverandre i løpet av de første stadiene av kollaps. Du kan tenke på dem som opptrer som regndråper faller mot skyen sentrum. I likhet med jordiske regndråper, plukke de opp hastigheten som de faller. Denne kinetiske energien etter hvert omdannes til varme som de begynner å slå hverandre i den stadig krympende interstellar sky. (Den varmeeffekt er helt parallell med hva som skjer inne i stempels av en dieselmotor under kompresjonssyklusen, hvis du har noen kjennskap til bilindustrien mekanikk.) Omtrent halvparten av varmen går bort i løpet av skyens sammentrekning; den andre halvparten forblir innesperret i den proto-stjerners. Ved starten av kollapsen, temperaturen i gass-skyen er normalt svært iskalde, kun noen få grader Kelvin (ca. -450°F), og det er i utgangspunktet flere lys-år over. Ved slutten, vil det ha krympet til noen få millioner miles i radius – en volumreduksjon av noen 1018times – og dens overflatetemperaturen har nådd ca. 4000 K°. Temperaturen i kjernen er typisk over ti millioner K°.
En nyfødt stjerne er dermed en svært varm, lysende objekt – som var planetene i vårt solsystem, en gang i tiden, fordi planetene er egentlig født fra samme kollapse interstellar materie som stjernen sin. Den avgjørende forskjell mellom nyfødte stjerner og planeter er dette: en planet like kjøles ned etter at den danner, men en stjerne er så stort at den økende temperatur og trykk i kjernen at slike prosesser, og det begynner å fremstille energi.
Energikilden Av En Stjerne
Per definisjon er en stjerne, et objekt som “brenner” hydrogen via kjernefusjon. Denne reaksjonsveien for frigjørende atomenergi er forskjellig fra det som brukes av mennesker for ubåter, elektrisitet, og så videre. Vi bruker kjernefysisk fisjon. Fisjons pathway utnyttet store, oppsvulmet, radioaktive kjerner ved slutten av den periodiske tabellen over elementene, så som uran eller plutonium (elementer #92 og #94). Fisjon er illustrert på figur 2. Når tunge atomkjerner er fissioned (eller knust) til lettere kjerner slik som barium eller krypton, de bokstavelig talt eksplodere, hvilket ga enorme mengder energi. Fisjons atom-energibane er noe beslektet med knuste en tank av eksplosive kjemikalier.
Nukleær fusjon opererer i nøyaktig motsatt retning: meget lett og helt stabile kjerner ved starten av det periodiske system er smeltet (kombinert) til tyngre kjerner, som gir en energifrigjøring enda mer enorm enn for kjernefisjon. Som de fleste stjerner, solen smelter svært letteste element, hydrogen, i andre letteste, helium. Hydrogen har en atomvekt på ett, og helium har en atomvekt på fire, slik dette betyr at fire hydrogenkjerner må sikres for å lage en heliumkjerne. Hvordan virker dette skje? Er det en heslig hydrogen tog vrak der fire hydrogenatomer kolliderer på samme sted på samme tid?
Ikke akkurat. Det ville være svært usannsynlig. Hydrogen fusjon skjer i trinn, som så:
Trinn 1) To protoner, aka hydrogenkjerner, kolliderer. Det skjer for å være umulig for to protoner å fusjonere med hverandre (deres elektro frastøting er for stor), men ikke å bekymre deg. Nå og da, før det kolliderende protoner kan separate, atom forces3 føre til et av protonene for å slå inn et nøytron! Som jeg nevnte tidligere (i forrige avsnitt), protoner og nøytroner har egne
| 3 – Det er to kjernefysiske styrker, oppfinnsomt utpekt som “sterke” og “svake” henholdsvis fordi sterk man er ca en milliard ganger kraftigere enn den andre. I motsetning til tyngdekraft eller elektromagnetisme, blir de områder av kjernefysiske krefter som sterkt begrenset til atomavstander, men innenfor rammen av en kjerne, er det sterk kraft langt kraftigere enn noen annen. Den sterke kraften er ansvarlig for den store strømmen av kjernefysiske reaksjoner; den svake kraften er mer subtil og er ansvarlig for flere typer radioaktiv nedbrytning.
4 – Kvarker er sub-kjerne-partikler som danner blant annet, proton og nøytron. Kvarker er ganske fornøyd med å bytte identiteter, som skuespillere skiftende kostymer, og vil gjøre det ved slipp av en lue med mindre det er forbudt ved mangel på energi. Eksempel på dette, er den proton den eneste kombinasjonen av quarks som er stabil som en fri partikkel, av den enkle grunn at det er den letteste (det minste energisk) kvark kombinasjon mulig. Ettersom kvarkene ikke kan danne en annen kombinasjon med mindre energi blir tilsatt, kan den proton ikke endres med mindre det er involvert i en kraftig kollisjon. Når fusjon initieres, kan imidlertid kvarkene endres, og dermed er det mulig for et proton til plutselig blir en nøytron. |
kvantetilstander. Det jeg ikke fortelle deg er at protonet og nøytronet er kvantetilstander, og derfor kan bytte identiteter! Ingen fooling4. Kjernen som et resultat av kollisjonen er således et proton-nøytron-par. Dette er en isotop av hydrogen som kan kalles hydrogen-2, men fysikere vanligvis kaller det deuterium. I symboler, hvor P representerer et proton, og n representerer et nøytron, er reaksjonen: p + p ->
Trinn 2) En proton kolliderer med deuterium. Det stikker, noe som gir oss 2 protoner + 1 nøytron = helium-3. I symbolene:
np + p -> ppn + energi.
Trinn 3) To helium-3 kolliderer. I den resulterende ildkule, helium-3 kjerner omorganiserer seg inn i en helium-4 og to protoner. I symbolene: ppn + ppn -> pnpn + p + p + energi. Sammensmelting av et proton til den helium-3 kan virke mer sannsynlig tredje trinnet, men det ville skape ppn + p -> pppn, som er litium-4, ikke helium-4. Lithium-4 er så ustabil at det nesten går i oppløsning før det er opprettet, derfor denne reaksjonen banen bidrar nesten ingenting til Solens energiproduksjon.
Resultatet er at fire hydrogenatomer har blitt en helium. Denne tre-trinns prosess kalles pp kjeden, og er illustrert ovenfor. Det er den viktigste energikilden for de fleste stjerner.
Man kan spørre hvorfor konede, US Navy, etc, bruker kjernefisjon snarere enn kjernefusjon, gitt at: 1) fusjons produserer mer energi, 2) sammensmelting brenner hydrogen = H2O = vann for drivstoff, mens spalting anvender sjeldne, kostbare, radioisotoper, 3) hydrogen fusjon frembringer langt mindre radioaktivt avfall enn fisjon, siden dens reaksjonsprodukt er ikke-radioaktive, og 4) fusjonsprosesser kan ikke ha “meltdown” ulykker som fisjons kan.
Det enkle svaret er at kjernefysisk fusjon er veldig vanskelig å sette i gang. Med fisjon, er alt man trenger en enkelt kjerne som allerede er ustabil (dvs. radioaktiv), og så kan “knuse” den med et trykk fra en fartsovertredelse nøytron som vist i Figur 2. Nøytroner har ingen elektrisk ladning, og dermed er det noe for å stoppe dem fra å nærme seg noen atom. Med fusjon, må du ta kjerner som er lette, stabile, og verst av alt, positivt ladet, og overbevise dem om å komme sammen. Kjernene elektro frastøte hverandre voldsomt, og nærmere de kommer hverandre, jo mer voldsomt de frastøte. (Se Plate 6 for en illustrasjon.) Fordi kjernefysiske krefter som har meget korte rekkevidder, kan de bare overvinne de elektrostatiske avstøtning og innlede sammensmelting når kjernene er bokstavelig talt på toppen av hverandre.
I dag er den eneste måten vi har for å initiere hydrogen fusjon er å bruke kjernefisjon: den såkalte “hydrogen” bombe bruker eksplosjon av en plutonium bombe til (meget kort) antennes ukontrollert fusjon av hydrogenisotoper deuterium og tritium. Vi kan ikke kontrollere fusjon, selv om mye forskning på temaet har vært gjennomført de siste 40 årene. Solen dodges disse problemene og sikringer hydrogen via sin rene, overveldende bulk. Trykket ved sitt senter presser gassen der til fjorten ganger tettheten av bly. Temperaturen er 15 millioner K°.
Men så ekstreme som disse tallene er, har de fortsatt ikke er store nok til å tenne rask hydrogen fusjon. Faktisk, de er bare så vidt stor nok til å tenne noen hydrogen fusion i det hele tatt! Du kan godt lure på hva jeg mener med “knapt”, gitt hvor lyst solen er, og jeg mener dette: Solen har skint for 4,5 milliarder år, fem, men det har bare brent 5% av sin hydrogen drivstoff! Hvis du aldri kjørte bilen, men bare åpnet gasskappen i ett sekund hver dag for å la noen røyk rømme, du vil bruke drivstoff raskere enn Solen gjør. Det er vanskelig å oppnå fusjon. Her er noen tall for å illustrere hva jeg mener:
A) Solens lyshet (total utgangseffekt) = 3,86 X 1023 kilowatt. Med dagens globale forbruksnivå, vil det ta verdens befolkning 792,000 år for å bruke den energien som produseres av solen i ett sekund. Astronomer betegne den mengde strøm som Lo, eller en solluminositet.
B) Den energi som produseres av den nukleære fusjon av ett kilogram (to pounds, 3 ounces) hydrogen er 177,720,000 kilowatt-timer (!!). Dette representerer nok strøm til å kjøre den gjennomsnittlige amerikanske husholdning for 3000 år.
C) som deler den solluminositet (A) ved hjelp av energiutbyttet fra ett kilogram av hydrogen (B) forteller hvor mange kilo hydrogen må brennes hvert sekund for å slå den sø: 603 000 000 000. Å utvinne dette mye tonnasje, ville du trenger å grave hele delstaten Illinois til en dybde på 1000 fot, per dag. Omtrent.
| 5 – Hvis du lurer på hvor dette tallet kommer fra, kommer det fra astrofysiske teori, i en alder av jorden som bestemmes fra geofysiske betraktninger, og mest nøyaktig av alt, fra radioaktiv datering av de eldste kjente meteoritter. |
D) Solens masse er 1,99 X 1030 kilo = 332,900 ganger massen av jorden. Å dele dette inn i 603 milliarder kilo beregnet på (C) gir oss den brøkdel av Solen som blir brent hvert sekund: 3 x 10-19. Dette er omtrent det samme forholdet som å sammenligne en krone til brutto økonomisk produkt for hele verden for de neste 1000 år. Dermed ser vi hvordan Solen paradoksalt klarer å utstråle så mye energi og likevel brenne (nesten) ingen drivstoff, i forhold til sin størrelse. Dens enorme masseoversettes til og med nanoscopic prosenter av hydrogen brennende inn i tilsvarende millioner av bombene eksploderende per sekund.
Så i sammendrag, stjerner som solen bruker trykket av super-oppvarmet gasser å holde av den nådeløse tyngdekraften. Enda bedre og mer moro (Hvis du er en astronom), er varmekilden for gassene en naturlig kjernereaktor. Dette betyr at stjerner er langt mer voldelig og dynamisk enn planetene er, og i det følgende avsnittet vil vi vurdere noen av konsekvensene av denne.