Beim Blick in die Tiefen des Universums untersuchen Astronomen die Kollision verschiedener Weltraumstreitkräfte. Der Tod eines Sterns hat für uns den Schleier über die Grenzen von Zeit und Raum gelüftet. Die moderne Astronomie hat es ermöglicht, ein völlig anderes Universum zu sehen: kochend und unbezwingbar. Ein von Todesangst begleitetes Spektakel Riesenstern. Seine Oberfläche sieht aus wie ein tobendes Feuermeer, bedeckt mit heißen Gasstößen. Die aufsteigenden Wellen erzeugen einen tausend Meter hohen Tsunami. Riesige Gasfahnen steigen in die Atmosphäre auf, größer als . In den Tiefen des Sterns begann der Prozess der Zerstörung. Dies führt zu einer Explosion und der Geburt einer Supernova. An seiner Stelle bleiben nur noch farbige Fäden und leuchtende Gaswolken.
Das Erstaunliche ist, dass der Tod eines Sterns eine ganze Generation neuer Sterne hervorbringt. Ein solcher Wechsel von Tod und Geburt bestimmt die gesamte Geschichte unserer Galaxis – Milchstraße und Milliarden ähnlicher Galaxien in .
Unser Blick auf den Kosmos ist geprägt von den seltenen Explosionen von Sternen, die hell genug sind, um mit bloßem Auge gesehen zu werden.
Im Jahr 1054 Sterngucker Nordamerika entdeckte bei der Beobachtung der Mondsichel eine Supernova. Das gleiche Ereignis wurde in China, Korea und im Nahen Osten beobachtet.
Der Astronom Tycho Bragi beobachtete 1572 ein ähnliches Phänomen. Er schrieb darüber: „Ich war von diesem Schauspiel so beeindruckt, dass ich mich nicht schämte, zu hinterfragen, was meine eigenen Augen sahen.“
Der nächste Fall wurde 1604 von Johannes Kepler beschrieben. Galilei legte dabei einen neuen Ansatz zum Weltraum zugrunde, indem er die Veränderung als fundamentalen Bestandteil des Kosmos als Idee auffasste.
Um zu verstehen, wie Sterne das Universum formen, nutzen Wissenschaftler ein ganzes Arsenal neuer Technologien. Von riesigen Teleskopen hoch in den Bergen bis hin zu einer ganzen Armada von Satelliten im Weltraum. Wenn wir die Sterne durch Teleskope betrachten, sehen wir. Dies ist jedoch nur ein kleiner Bruchteil des sogenannten elektromagnetischen Spektrums.
Am einen Ende des Spektrums befinden sich kurze, energiereiche Röntgen- und Gammastrahlen. Auf der anderen Seite lange, energiearme Radiowellen, Ultrakurzwellen. Eine Vielzahl von Radioteleskopen werden verwendet, um Signale zu sammeln, die von Sternen in den entlegensten Regionen der Galaxie ausgesendet werden. Sie helfen Wissenschaftlern, Objekte durch die Dicke von Nebeln und Gasansammlungen hindurch zu betrachten.
Am anderen Ende des Spektrums befinden sich ultraviolette Röntgenstrahlen und Gammastrahlen. Kurzwellige Röntgenstrahlen ermöglichen es Ärzten, unseren Körper zu beleuchten und Knochenbrüche zu erkennen. Astronomen suchen im Weltraum danach, als Beweis für heftigste Prozesse.
Der Krebsnebel ist eine Supernova-Hülle, die im Jahr 1054 an verschiedenen Orten beobachtet wurde. Wissenschaftler haben ihre Aufmerksamkeit auf den tiefen Teil des Pulsars gerichtet. Sie entdeckten Strahlungsausbrüche, die kreisförmige Spuren in der umgebenden Gaswolke hinterließen. Einigen sterbenden Sternen droht ein äußerst seltsames Schicksal. Das Universum bringt Monster zur Welt.
Albert Einstein vermutete, dass es Sterne gibt, deren Schwerkraft nicht einmal das Entweichen von Licht zulässt. Aber er lehnte diese Idee als unmöglich ab. Was einst unverständlich war, definiert jetzt die Grenze. Astronomen glauben das, wenn es platzt großer Star, dringt so viel Materie in seinen Kern ein, dass er das Universum verlassen kann. Aber die Schwerkraft hat das letzte Wort.
Indem wir uns die Erde zunutze machen, können wir das Universum anhand uns bekannter Kriterien charakterisieren, einschließlich Lichtformen im elektromagnetischen Spektrum. Damit sind wir jedoch nicht einverstanden. Wie erkennt man ein Objekt, das kein Licht erzeugt?
Die Antwort fanden Astronomen in einem Ausbruch von Gammastrahlen, der auf das Zentrum unserer Galaxie gerichtet war. Radioteleskope konzentrierten sich auf die Quellen und registrierten Materieströme in zwei Richtungen. Und das haben sie gesehen.
Ein Schwarzes Loch, das Gasströme aus den äußeren Schichten eines Sterns ausstößt. Sie bilden eine rotierende Scheibe. Es prägt Magnetfelder, die rotierend zwei hochenergetische Materiestrahlen oder -ströme bilden, die durch sie hindurchgehen.
Astronomen wissen, dass sich in diesen Strömen Schwarze Löcher konzentrieren können große Menge Energie im Handumdrehen. Einer von ihnen, bekannt als GROJ 1655-40, rast mit einer Geschwindigkeit von 400.000 Kilometern pro Stunde durch das Universum. Viermal schneller als andere Sterne. Dies ähnelt einem Kanonenschuss, der von einer der Supernovas abgefeuert wird.
Schwarze Löcher interessieren uns nicht nur aus Neugier, da sie große Energiemengen mobilisieren können. Es gibt eine Kategorie von Löchern, die seit jeher existieren. Seitdem, als die ersten Sterne gerade auftauchten. Als diese Urriesen starben, brachten sie Schwarze Löcher zur Welt.
Die Schwerkraft versorgte die Schwarzen Löcher mit kosmischer Materie und Gas. Materie verwandelte sich zum ersten Mal in Galaxien, die zu großen Galaxien heranwuchsen. Einige von ihnen erreichten Massen, die milliardenfach größer waren als die Masse der Sonne.
Sie emittierten Energieströme und erhitzten die umliegenden Galaxien. Dadurch wurde der Gasfluss in der Zentralgalaxie gestoppt, ihr Wachstum verlangsamt und das Wachstum peripherer Galaxien provoziert. Doch damit waren die Auswirkungen der Schwarzen Löcher noch nicht beendet.
Der Galaxienhaufen namens Hydra A ist von heißen Hohlräumen umgeben, die Röntgenstrahlen aussenden. Aus der Zentralgalaxie entspringt ein Strom, sichtbar im Radiowellenspektrum. Das Gas an den Rändern dieser Strömung enthält große Menge Ionen von Eisen und anderen Metallen, die durch eine Supernova-Explosion entstehen. Indem sie diese Metalle an die Ränder des Universums drängen, versorgen Schwarze Löcher entfernte Galaxien mit den Elementen, die für die Bildung von Sternen und Planetensystemen wie unserem erforderlich sind.
Gigantische Schwarze Löcher werden in fast allen Galaxien im Universum beobachtet. Auch die Zahl der kraftvollen Energieflüsse nimmt zu.
Wir bekamen die Rolle von Beobachtern des dornigen Lebenszyklus von Sternen. Da wir zeitlich und räumlich enorm weit von ihnen entfernt sind, verstehen wir nicht viel.
Der Start im Jahr 1977 verkürzte diese Distanz deutlich. Nach der Erkundung der entferntesten Planeten Sonnensystem Mit ihren Satelliten bewegen sich diese Geräte an die äußersten Grenzen unseres Systems, Dutzende Milliarden Kilometer von der Erde entfernt. Mit einer Geschwindigkeit von 16 Kilometern pro Sekunde wird Voyager 2 eine Distanz von vier Lichtjahren zurücklegen und in 290.000 Jahren einen unserer nächsten Sterne, Sirius, erreichen.
Als wir von unserer ruhigen Ecke der Galaxie aus beobachteten, erkannten wir, dass Sterne das Universum nicht nur erleuchten, sondern es auch mit der für das Leben notwendigen Materie sättigen. Indem wir zusehen, wie ein Stern bei einer Explosion stirbt, gewinnen wir ein Verständnis für die Kraft, die das Universum formt und Welten wie unsere verändert.
Teil eins ASTRONOMISCHER ASPEKT DES PROBLEMS
4. Entwicklung der Sterne Die moderne Astronomie hat zahlreiche Argumente für die Behauptung, dass Sterne durch die Kondensation von Gas- und Staubwolken im interstellaren Medium entstehen. Der Prozess der Sternentstehung aus dieser Umgebung dauert bis heute an. Die Aufklärung dieses Sachverhalts ist eine der größten Errungenschaften der modernen Astronomie. Bis vor relativ kurzer Zeit glaubte man, dass alle Sterne vor vielen Milliarden Jahren fast gleichzeitig entstanden seien. Der Zusammenbruch dieser metaphysischen Ideen wurde vor allem durch den Fortschritt der beobachtenden Astronomie und die Entwicklung der Theorie der Struktur und Entwicklung von Sternen erleichtert. Dadurch wurde klar, dass es sich bei vielen der beobachteten Sterne um relativ junge Objekte handelt und einige von ihnen entstanden, als der Mensch bereits auf der Erde war. Ein wichtiges Argument für die Schlussfolgerung, dass Sterne aus dem interstellaren Gas- und Staubmedium entstehen, ist die Lage von Gruppen offensichtlich junger Sterne (den sogenannten „Assoziationen“) spiralförmige Äste Galaxien. Tatsache ist, dass interstellares Gas radioastronomischen Beobachtungen zufolge hauptsächlich in den Spiralarmen von Galaxien konzentriert ist. Dies geschieht insbesondere in unserer Galaxie. Darüber hinaus geht aus detaillierten „Radiobildern“ einiger Galaxien in unserer Nähe hervor, dass die höchste Dichte an interstellarem Gas an den inneren (relativ zum Zentrum der entsprechenden Galaxie) Rändern der Spirale beobachtet wird, was eine natürliche Erklärung hat: auf deren Einzelheiten wir hier nicht näher eingehen können. Doch genau in diesen Teilen der Spiralen werden mit Methoden der optischen Astronomie „HII-Zonen“, also Wolken aus ionisiertem interstellarem Gas, beobachtet. In Kap. 3 wurde bereits gesagt, dass die Ursache für die Ionisierung solcher Wolken nur ultraviolette Strahlung massereicher heißer Sterne sein kann – offensichtlich junge Objekte (siehe unten). Im Mittelpunkt des Problems der Entwicklung von Sternen steht die Frage nach den Quellen ihrer Energie. Woher kommt beispielsweise die enorme Energiemenge, die nötig ist, um die Strahlung der Sonne über mehrere Milliarden Jahre hinweg annähernd auf dem beobachteten Niveau zu halten? Jede Sekunde emittiert die Sonne 4x10 33 Erg, und über 3 Milliarden Jahre hat sie 4x10 50 Erg emittiert. Es besteht kein Zweifel, dass das Alter der Sonne etwa 5 Milliarden Jahre beträgt. Dies ergibt sich zumindest aus modernen Schätzungen des Erdalters mithilfe verschiedener radioaktiver Methoden. Es ist unwahrscheinlich, dass die Sonne „jünger“ als die Erde ist. Im letzten Jahrhundert und zu Beginn dieses Jahrhunderts wurden verschiedene Hypothesen über die Natur der Energiequellen der Sonne und der Sterne aufgestellt. Einige Wissenschaftler glaubten beispielsweise, dass die Quelle Solarenergie ist der kontinuierliche Fall von Meteoroiden auf ihre Oberfläche; andere suchten die Quelle in der kontinuierlichen Kompression der Sonne. Die bei einem solchen Prozess freigesetzte potentielle Energie könnte unter bestimmten Bedingungen in Strahlung umgewandelt werden. Wie wir weiter unten sehen werden, kann diese Quelle in einem frühen Stadium der Sternentwicklung recht effektiv sein, sie kann jedoch nicht für die erforderliche Zeit Strahlung von der Sonne liefern. Fortschritte in der Kernphysik ermöglichten es bereits in den späten dreißiger Jahren unseres Jahrhunderts, das Problem der Quellen stellarer Energie zu lösen. Eine solche Quelle sind thermonukleare Fusionsreaktionen, die in den Tiefen von Sternen bei den dort vorherrschenden sehr hohen Temperaturen (in der Größenordnung von zehn Millionen Kelvin) ablaufen. Als Ergebnis dieser Reaktionen, deren Geschwindigkeit stark von der Temperatur abhängt, verwandeln sich Protonen in Heliumkerne, und die freigesetzte Energie „dringt“ langsam durch die Eingeweide von Sternen und wird am Ende, erheblich umgewandelt, in emittiert Weltraum. Das ist außergewöhnlich kraftvolle Quelle. Wenn wir davon ausgehen, dass die Sonne ursprünglich nur aus Wasserstoff bestand, der infolge der Thermo Kernreaktionen Bei vollständiger Umwandlung in Helium beträgt die freigesetzte Energiemenge etwa 10 52 Erg. Um die Strahlung über Milliarden von Jahren auf dem beobachteten Niveau zu halten, reicht es also aus, dass die Sonne nicht mehr als 10 % ihres ursprünglichen Wasserstoffvorrats „verbraucht“. Nun können wir uns die Entwicklung eines Sterns wie folgt vorstellen. Aus bestimmten Gründen (mehrere davon können genannt werden) begann eine Wolke aus interstellarem Gas und Staubmedium zu kondensieren. Ziemlich bald (natürlich im astronomischen Maßstab!) unter dem Einfluss von Kräften universelle Schwerkraft Aus dieser Wolke bildet sich eine relativ dichte undurchsichtige Gaskugel. Streng genommen kann dieser Ball noch nicht als Stern bezeichnet werden, da in seinen zentralen Regionen die Temperatur nicht ausreicht, um thermonukleare Reaktionen auszulösen. Der Gasdruck im Inneren des Balls ist noch nicht in der Lage, die Anziehungskräfte seiner einzelnen Teile auszugleichen, sodass er sich kontinuierlich komprimiert. Einige Astronomen glaubten bisher, dass solche „Protosterne“ in einzelnen Nebeln in Form sehr dunkler kompakter Formationen, den sogenannten Globuli, beobachtet wurden (Abb. 12). Die Erfolge der Radioastronomie zwangen uns jedoch, diesen eher naiven Standpunkt aufzugeben (siehe unten). Normalerweise entsteht nicht ein Protostern gleichzeitig, sondern eine mehr oder weniger zahlreiche Gruppe davon. Anschließend werden diese Gruppen zu Sternverbänden und Sternhaufen, die den Astronomen wohlbekannt sind. Es ist sehr wahrscheinlich, dass sich in diesem sehr frühen Stadium der Sternentwicklung Klumpen geringerer Masse um ihn herum bilden, die sich dann nach und nach in Planeten verwandeln (siehe Kapitel 9).Reis. 12. Kügelchen in einem Diffusionsnebel
Wenn sich ein Protostern zusammenzieht, steigt seine Temperatur und ein erheblicher Teil der Energie wird freigesetzt potenzielle Energie in den umgebenden Raum abgestrahlt. Da die Abmessungen des kollabierenden Gasballs sehr groß sind, wird die Strahlung pro Einheit seiner Oberfläche unbedeutend sein. Da der Strahlungsfluss pro Flächeneinheit proportional zur vierten Potenz der Temperatur ist (Stefan-Boltzmann-Gesetz), ist die Temperatur der Oberflächenschichten des Sterns relativ niedrig, während seine Leuchtkraft fast der eines gewöhnlichen Sterns entspricht gleiche Masse. Daher befinden sich solche Sterne im Diagramm „Spektrum – Leuchtkraft“ rechts von Hauptfolge, d. h. sie fallen je nach Wert ihrer Anfangsmasse in die Region der Roten Riesen oder Roten Zwerge. Anschließend zieht sich der Protostern weiter zusammen. Seine Abmessungen werden kleiner und die Oberflächentemperatur steigt, wodurch das Spektrum immer „früher“ wird. Wenn man sich also entlang des Spektrum-Leuchtkraft-Diagramms bewegt, wird sich der Protostern ziemlich schnell auf der Hauptreihe „setzen“. In diesem Zeitraum ist die Temperatur im Inneren des Sterns bereits ausreichend, damit dort thermonukleare Reaktionen beginnen können. Gleichzeitig steigt der Gasdruck im Inneren zukünftiger Star gleicht die Anziehungskraft aus und die Gaskugel hört auf, sich zusammenzuziehen. Aus einem Protostern wird ein Stern. Protosterne brauchen relativ wenig Zeit, um dieses früheste Stadium ihrer Entwicklung zu durchlaufen. Ist beispielsweise die Masse des Protosterns größer als die der Sonne, dauert es nur wenige Millionen Jahre, ist sie kleiner, dauert es mehrere hundert Millionen Jahre. Da die Evolutionszeit von Protosternen relativ kurz ist, ist diese früheste Phase der Sternentwicklung schwer zu erkennen. Dennoch werden offenbar Sterne in einem solchen Stadium beobachtet. Wir sprechen von sehr interessanten T-Tauri-Sternen, die normalerweise in dunklen Nebeln eingebettet sind. Im Jahr 1966 wurde es völlig unerwartet möglich, Protosterne in den frühen Stadien ihrer Entwicklung zu beobachten. Wir haben bereits im dritten Kapitel dieses Buches über die Entdeckung einer Reihe von Molekülen im interstellaren Medium durch Radioastronomie berichtet, hauptsächlich Hydroxyl OH und Wasserdampf H2O. Die Überraschung der Radioastronomen war groß, als sie bei der Vermessung des Himmels bei einer Wellenlänge von 18 cm, entsprechend der OH-Radiolinie, hell, extrem kompakt (d. h. klein) waren Winkelmaße) Quellen. Das war so unerwartet, dass sie zunächst nicht einmal glauben wollten, dass solch helle Radiolinien zu einem Hydroxylmolekül gehören könnten. Es wurde die Hypothese aufgestellt, dass diese Linien zu einer unbekannten Substanz gehörten, die sofort den „passenden“ Namen „Mysterium“ erhielt. Allerdings teilte „Mysterium“ sehr bald das Schicksal seiner optischen „Brüder“ – „Nebulia“ und „Corona“. Tatsache ist, dass die hellen Linien von Nebeln und der Sonnenkorona jahrzehntelang nicht mit bekannten Spektrallinien identifiziert werden konnten. Daher wurden sie bestimmten hypothetischen Elementen zugeschrieben, die auf der Erde unbekannt sind – „Nebulium“ und „Krone“. Lächeln wir nicht herablassend über die Unwissenheit der Astronomen zu Beginn unseres Jahrhunderts: Schließlich gab es damals noch keine Atomtheorie! Die Entwicklung der Physik ließ in Mendelejews Periodensystem keinen Platz für exotische „Himmelskörper“: 1927 wurde „Nebulium“ entlarvt, dessen Linien völlig zuverlässig mit den „verbotenen“ Linien von ionisiertem Sauerstoff und Stickstoff identifiziert wurden, und in 1939-1941. Es konnte überzeugend gezeigt werden, dass die mysteriösen „Coronium“-Linien zu mehrfach ionisierten Atomen von Eisen, Nickel und Kalzium gehören. Wenn es Jahrzehnte dauerte, „Nebulium“ und „Codonia“ zu „entlarven“, dann wurde innerhalb weniger Wochen nach der Entdeckung klar, dass die „Mysterium“-Linien zu gewöhnlichen Hydroxyllinien gehören, allerdings nur unter ungewöhnlichen Bedingungen. Weitere Beobachtungen ergaben zunächst, dass die Quellen des „Mysteriums“ extrem kleine Winkelabmessungen haben. Dies wurde anhand des damals neuen, sehr gezeigt effektive Methode Forschung, genannt „Radiointerferometrie an sehr langen Basislinien“. Der Kern der Methode besteht in der gleichzeitigen Beobachtung von Quellen an zwei Radioteleskopen, die mehrere tausend Kilometer voneinander entfernt sind. Wie sich herausstellt, wird die Winkelauflösung durch das Verhältnis der Wellenlänge zum Abstand zwischen den Radioteleskopen bestimmt. In unserem Fall kann dieser Wert ~3x10 -8 rad oder mehrere Tausendstel einer Bogensekunde betragen! Beachten Sie, dass in der optischen Astronomie eine solche Winkelauflösung immer noch völlig unerreichbar ist. Solche Beobachtungen haben gezeigt, dass es mindestens drei Klassen von „Mysterium“-Quellen gibt. Hier interessieren uns erstklassige Quellen. Sie alle befinden sich in gasförmigen ionisierten Nebeln, wie zum Beispiel dem berühmten Orionnebel. Wie bereits erwähnt, sind ihre Größen extrem klein, viele tausend Mal kleiner als die Größe des Nebels. Das Interessanteste ist, dass sie eine komplexe räumliche Struktur haben. Stellen Sie sich zum Beispiel eine Quelle vor, die sich in einem Nebel namens W3 befindet.
Reis. 13. Profile der vier Komponenten der Hydroxyllinie
In Abb. Abbildung 13 zeigt das Profil der von dieser Quelle emittierten OH-Linie. Wie Sie sehen, besteht es aus einer Vielzahl schmaler heller Linien. Jede Linie entspricht einer bestimmten Bewegungsgeschwindigkeit entlang der Sichtlinie der Wolke, die diese Linie aussendet. Die Größe dieser Geschwindigkeit wird durch den Doppler-Effekt bestimmt. Der Geschwindigkeitsunterschied (entlang der Sichtlinie) zwischen verschiedenen Wolken beträgt ~10 km/s. Die oben erwähnten interferometrischen Beobachtungen zeigten, dass die Wolken, die jede Linie aussenden, nicht räumlich ausgerichtet sind. Das Bild sieht so aus: Innerhalb einer etwa 1,5 Sekunden großen Fläche bewegen sich etwa 10 kompakte Wolken mit unterschiedlicher Geschwindigkeit. Jede Wolke sendet eine bestimmte (Frequenz-)Linie aus. Die Winkelabmessungen der Wolken sind sehr klein und liegen in der Größenordnung von mehreren Tausendstel einer Bogensekunde. Da die Entfernung zum W3-Nebel bekannt ist (ca. 2000 pc), können die Winkelabmessungen leicht in lineare umgerechnet werden. Es stellt sich heraus, dass die linearen Abmessungen der Region, in der sich die Wolken bewegen, in der Größenordnung von 10 -2 pc liegen und die Abmessungen jeder Wolke nur eine Größenordnung betragen mehr Abstand von der Erde zur Sonne. Es stellen sich Fragen: Was sind das für Wolken und warum emittieren sie so viel in Hydroxyl-Radiolinien? Die Antwort auf die zweite Frage ging recht schnell ein. Es stellte sich heraus, dass der Strahlungsmechanismus dem bei Labormasern und Lasern beobachteten recht ähnlich ist. Die Quellen des „Mysteriums“ sind also riesige, natürliche kosmische Maser, die auf der Welle der Hydroxyllinie arbeiten und deren Länge 18 cm beträgt. Bei Masern (und bei optischen und infraroten Frequenzen – bei Lasern) entsteht eine enorme Helligkeit Die Linie wird erreicht und ihre spektrale Breite ist klein. Bekanntlich ist eine Verstärkung der Strahlung in Leitungen aufgrund dieses Effekts möglich, wenn das Medium, in dem sich die Strahlung ausbreitet, auf irgendeine Weise „aktiviert“ wird. Dies bedeutet, dass eine „externe“ Energiequelle (das sogenannte „Pumpen“) die Konzentration von Atomen oder Molekülen auf der anfänglichen (oberen) Ebene ungewöhnlich hoch macht. Ohne ein ständig arbeitendes „Pumpen“ ist ein Maser oder Laser nicht möglich. Die Frage nach der Art des Mechanismus zum „Pumpen“ kosmischer Maser ist noch nicht vollständig geklärt. Höchstwahrscheinlich erfolgt das „Pumpen“ jedoch durch ziemlich starke Infrarotstrahlung. Ein weiterer möglicher Pumpmechanismus könnten bestimmte chemische Reaktionen sein. Es lohnt sich, unsere Geschichte über kosmische Meister zu unterbrechen, um darüber nachzudenken, welchen erstaunlichen Phänomenen Astronomen im Weltraum begegnen. Eine der größten technischen Erfindungen unseres turbulenten Jahrhunderts, die eine bedeutende Rolle in der wissenschaftlichen und technologischen Revolution spielt, die wir jetzt erleben, lässt sich leicht unter natürlichen Bedingungen und darüber hinaus in großem Maßstab verwirklichen! Der Radioemissionsfluss einiger kosmischer Maser ist so groß, dass er sogar mit gemessen werden konnte technisches Niveau Radioastronomie vor 35 Jahren, also noch vor der Erfindung von Masern und Lasern! Dazu musste man „nur“ die genaue Wellenlänge der OH-Funkverbindung kennen und sich für das Problem interessieren. Übrigens ist dies nicht das erste Mal, dass die wichtigsten wissenschaftlichen und technischen Probleme, mit denen die Menschheit konfrontiert ist, unter natürlichen Bedingungen realisiert werden. Thermonukleare Reaktionen, die die Strahlung der Sonne und der Sterne unterstützen (siehe unten), stimulierten die Entwicklung und Umsetzung von Projekten zur Produktion von nuklearem „Brennstoff“ auf der Erde, die in Zukunft alle unsere Energieprobleme lösen sollten. Leider sind wir noch weit davon entfernt, dieses wichtigste Problem zu lösen, das die Natur „leicht“ gelöst hat. Vor anderthalb Jahrhunderten der Gründer Wellentheorie Fresnel bemerkte (natürlich bei einer anderen Gelegenheit): „Die Natur lacht über unsere Schwierigkeiten.“ Wie wir sehen, trifft Fresnels Bemerkung heute noch mehr zu. Kehren wir jedoch zu den kosmischen Meistern zurück. Obwohl der Mechanismus zum „Pumpen“ dieser Maser noch nicht ganz klar ist, kann man sich mit dem Maser-Mechanismus dennoch eine ungefähre Vorstellung von den physikalischen Bedingungen in den Wolken machen, die die 18-cm-Linie aussenden. Zunächst stellt sich heraus, dass diese Wolken sind ziemlich dicht: in Kubikzentimeter es gibt mindestens 10 8 -10 9 Partikel und ein erheblicher (und vielleicht der größte) Teil davon sind Moleküle. Es ist unwahrscheinlich, dass die Temperatur zweitausend Kelvin überschreitet, höchstwahrscheinlich liegt sie bei etwa 1000 Kelvin. Diese Eigenschaften unterscheiden sich deutlich von den Eigenschaften selbst der dichtesten interstellaren Gaswolken. Angesichts der relativ geringen Größe der Wolken kommen wir unwillkürlich zu dem Schluss, dass sie eher den ausgedehnten, eher kalten Atmosphären von Überriesensternen ähneln. Es ist sehr wahrscheinlich, dass diese Wolken nichts anderes als ein frühes Stadium in der Entwicklung von Protosternen sind, unmittelbar nach ihrer Kondensation aus dem interstellaren Medium. Auch andere Fakten stützen diese Aussage (die der Autor dieses Buches bereits 1966 geäußert hat). In Nebeln, in denen kosmische Maser beobachtet werden, sind junge, heiße Sterne sichtbar (siehe unten). Folglich wurde der Prozess der Sternentstehung dort kürzlich beendet und wird höchstwahrscheinlich auch heute noch fortgesetzt. Das Merkwürdigste ist vielleicht, dass kosmische Maser dieser Art, wie radioastronomische Beobachtungen zeigen, sozusagen in kleine, sehr dichte Wolken aus ionisiertem Wasserstoff „eingetaucht“ sind. Es gibt viele in diesen Wolken kosmischer Staub, wodurch sie im optischen Bereich nicht beobachtbar sind. Solche „Kokons“ werden durch den jungen, heißen Stern in ihrem Inneren ionisiert. Die Infrarotastronomie hat sich bei der Untersuchung von Sternentstehungsprozessen als sehr nützlich erwiesen. Tatsächlich ist die interstellare Lichtabsorption für Infrarotstrahlen nicht so wichtig. Wir können uns nun folgendes Bild vorstellen: Aus der Wolke des interstellaren Mediums entstehen durch deren Kondensation mehrere Klumpen unterschiedlicher Masse, die sich zu Protosternen entwickeln. Die Geschwindigkeit der Entwicklung ist unterschiedlich: Bei massiveren Klumpen ist sie höher (siehe Tabelle 2 unten). Daher wird sich der massereichste Klumpen zuerst in einen heißen Stern verwandeln, während der Rest mehr oder weniger lange im Protosternstadium verweilt. Wir beobachten sie als Quellen von Maserstrahlung in unmittelbarer Nähe eines „neugeborenen“ heißen Sterns, die den „Kokon“-Wasserstoff ionisieren, der nicht zu Klumpen kondensiert ist. Natürlich wird dieses grobe Schema noch weiter verfeinert und es werden natürlich auch erhebliche Änderungen daran vorgenommen. Aber die Tatsache bleibt bestehen: Es stellte sich unerwartet heraus, dass neugeborene Protosterne für einige Zeit (höchstwahrscheinlich eine relativ kurze Zeit) im übertragenen Sinne über ihre Geburt „schreien“ und dabei die neuesten Methoden der Quantenradiophysik (d. h. Maser) verwenden... 2 Jahre Spätere Jahre nach der Entdeckung der kosmischen Maser auf Hydroxyl (18-cm-Linie) wurde festgestellt, dass dieselben Quellen gleichzeitig (ebenfalls durch einen Maser-Mechanismus) eine Wasserdampflinie aussenden, deren Wellenlänge 1,35 cm beträgt. Die Intensität der „Wasser“-Maser ist sogar größer als der von „Hydroxyl“. Wolken, die die H2O-Linie ausstrahlen, bewegen sich zwar mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten und sind viel kompakter, obwohl sie sich im gleichen kleinen Volumen wie „Hydroxyl“-Wolken befinden. Es kann nicht ausgeschlossen werden, dass in naher Zukunft weitere Maserlinien* entdeckt werden. So kam es völlig unerwartet zu einer Wende in der Radioastronomie klassisches Problem Sternentstehung im Bereich der beobachtenden Astronomie**. Sobald der Stern auf der Hauptreihe ist und aufgehört hat, sich zusammenzuziehen, strahlt er lange Zeit, praktisch ohne seine Position im Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm zu ändern. Seine Strahlung wird durch thermonukleare Reaktionen unterstützt, die in den zentralen Regionen stattfinden. Somit ist die Hauptreihe sozusagen eine geometrische Position von Punkten im Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm, an denen ein Stern (abhängig von seiner Masse) aufgrund thermonuklearer Reaktionen lange und stetig emittieren kann. Der Platz eines Sterns auf der Hauptreihe wird durch seine Masse bestimmt. Es ist zu beachten, dass es einen weiteren Parameter gibt, der die Position des im Gleichgewicht emittierenden Sterns im Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm bestimmt. Dieser Parameter ist die anfängliche chemische Zusammensetzung des Sterns. Wenn die relative Häufigkeit schwerer Elemente abnimmt, wird der Stern im Diagramm unten „fallen“. Dieser Umstand erklärt das Vorhandensein einer Folge von Unterzwergen. Wie oben erwähnt, ist die relative Häufigkeit schwerer Elemente in diesen Sternen um ein Vielfaches geringer als in Hauptreihensternen. Die Verweildauer eines Sterns in der Hauptreihe wird durch seine Anfangsmasse bestimmt. Wenn die Masse groß ist, hat die Strahlung des Sterns eine enorme Kraft und er verbraucht schnell seine Reserven an Wasserstoff-„Brennstoff“. Beispielsweise können Hauptreihensterne mit einer Masse, die mehrere zehn Mal größer als die der Sonne ist (das sind heiße blaue Riesen der Spektralklasse O), gleichmäßig emittieren und dabei nur einige Millionen Jahre in dieser Reihe bleiben, während Sterne mit einer Masse nahe bei Sonnenenergie, befinden sich seit 10–15 Milliarden Jahren auf der Hauptreihe. Unten finden Sie die Tabelle. 2, die die berechnete Dauer der Gravitationskompression und des Aufenthalts in der Hauptreihe für Sterne verschiedener Spektralklassen angibt. Die gleiche Tabelle zeigt die Werte der Massen, Radien und Leuchtkräfte von Sternen in Sonneneinheiten.
Tabelle 2
| Jahre | |||||
|
Spektralklasse |
Helligkeit |
Gravitationskompression |
Bleiben Sie in der Hauptsequenz | ||
|
G2 (Sonne) |
|||||
Reis. 14. Evolutionsspuren für Sterne unterschiedlicher Masse im Leuchtkraft-Temperatur-Diagramm
Reis. 15. Hertzsprung-Russell-Diagramm für den Sternhaufen NGC 2254
Reis. 16. Hertzsprung-Russell-Diagramm für Kugelsternhaufen M 3. Entlang der vertikalen Achse - relative Größe
Das entsprechende Diagramm zeigt deutlich die gesamte Hauptsequenz, einschließlich ihrer Spitze linke Seite, wo sich heiße massereiche Sterne befinden (Farbindex - 0,2 entspricht einer Temperatur von 20.000 K, d. h. Spektrum der Klasse B). Der Kugelsternhaufen M3 ist ein „altes“ Objekt. Es ist deutlich zu erkennen, dass im oberen Teil des für diesen Sternhaufen erstellten Hauptsequenzdiagramms fast keine Sterne vorhanden sind. Aber der Rote-Riesen-Zweig von M 3 ist sehr reichhaltig vertreten, während es in NGC 2254 nur sehr wenige Rote Riesen gibt. Das ist verständlich: Der alte Cluster hat M 3 große Nummer Sterne haben die Hauptreihe bereits „verlassen“, während dies im jungen Sternhaufen NGC 2254 nur bei einer kleinen Anzahl relativ massereicher, sich schnell entwickelnder Sterne der Fall war. Bemerkenswert ist, dass der Riesenast für M 3 ziemlich steil nach oben verläuft, während er für NGC 2254 fast horizontal verläuft. Aus theoretischer Sicht lässt sich dies durch den deutlich geringeren Gehalt an schweren Elementen in M3 erklären. Und zwar in Sternen von Kugelsternhaufen (sowie in anderen Sternen, die sich weniger auf die galaktische Ebene konzentrieren als auf die galaktische Ebene). in Richtung des galaktischen Zentrums) ist die relative Häufigkeit schwerer Elemente unbedeutend. Im Diagramm „Farbindex – Leuchtkraft“ für M 3 ist ein weiterer nahezu horizontaler Ast sichtbar. In dem für NGC 2254 erstellten Diagramm gibt es keinen ähnlichen Zweig. Die Theorie erklärt das Auftreten dieses Zweiges wie folgt. Nachdem die Temperatur des kontrahierenden dichten Heliumkerns des Sterns – eines Roten Riesen – 100-150 Millionen K erreicht, beginnt dort eine neue Kernreaktion. Diese Reaktion besteht aus der Bildung eines Kohlenstoffkerns aus drei Heliumkernen. Sobald diese Reaktion beginnt, hört die Kompression des Kerns auf. Anschließend erfolgt die Oberflächenschichtung
Sterne erhöhen ihre Temperatur und der Stern im Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm bewegt sich nach links. Aus solchen Sternen entsteht der dritte horizontale Zweig des Diagramms für M 3.
Reis. 17. Zusammenfassung des Hertzsprung-Russell-Diagramms für 11 Sternhaufen
In Abb. Abbildung 17 zeigt schematisch ein zusammenfassendes „Farb-Leuchtkraft“-Diagramm für 11 Cluster, von denen zwei (M 3 und M 92) kugelförmig sind. Es ist deutlich zu erkennen, wie sich die Hauptsequenzen verschiedener Cluster in völliger Übereinstimmung mit nach rechts und oben „verbiegen“. theoretische Ideen, die bereits besprochen wurden. Aus Abb. 17 kann man sofort erkennen, welche Cluster jung und welche alt sind. Beispielsweise ist der „doppelte“ Cluster X und h Perseus jung. Es „konservierte“ einen wesentlichen Teil der Hauptsequenz. Der M 41-Haufen ist älter, der Hyaden-Haufen ist noch älter und der M 67-Haufen ist sehr alt, dessen Farb-Leuchtkraft-Diagramm dem ähnlichen Diagramm für die Kugelsternhaufen M 3 und M 92 sehr ähnlich ist. Nur der Riese Der Zweig der Kugelsternhaufen ist in Übereinstimmung mit den zuvor diskutierten Unterschieden in der chemischen Zusammensetzung höher. Somit bestätigen und rechtfertigen Beobachtungsdaten die Schlussfolgerungen der Theorie vollständig. Es scheint schwierig, eine beobachtbare Bestätigung der Theorie der Prozesse im Inneren von Sternen zu erwarten, die uns durch eine riesige Dicke stellarer Materie verborgen bleiben. Und doch wird auch hier die Theorie ständig von der Praxis kontrolliert. astronomische Beobachtungen. Es ist zu beachten, dass die Erstellung einer großen Anzahl von Farb-Leuchtkraft-Diagrammen enorme Arbeit seitens der beobachtenden Astronomen und eine radikale Verbesserung der Beobachtungsmethoden erforderte. Andererseits der Erfolg der Theorie Interne Struktur und die Entwicklung der Sterne wäre ohne moderne Computertechnologie, die auf dem Einsatz elektronischer Hocbasiert, unmöglich gewesen. Die Forschung auf dem Gebiet der Kernphysik leistete ebenfalls unschätzbare Dienste für die Theorie und ermöglichte ihre Verwirklichung quantitative Merkmale jene Kernreaktionen, die im Inneren von Sternen stattfinden. Ohne Übertreibung können wir sagen, dass die Entwicklung der Theorie der Struktur und Entwicklung von Sternen eine der größten Errungenschaften der Astronomie in der zweiten Hälfte des 20. Jahrhunderts ist. Die Entwicklung der modernen Physik eröffnet die Möglichkeit, die Theorie der inneren Struktur von Sternen und insbesondere der Sonne direkt durch Beobachtungen zu testen. Es geht umüber die Möglichkeit, einen starken Neutrinostrom zu entdecken, der von der Sonne emittiert werden sollte, wenn in ihren Tiefen Kernreaktionen stattfinden. Es ist bekannt, dass Neutrinos äußerst schwach miteinander interagieren Elementarteilchen. Beispielsweise kann ein Neutrino fast ohne Absorption durch die gesamte Dicke der Sonne fliegen, während Röntgenstrahlung nur wenige Millimeter Materie im Sonneninneren ohne Absorption durchdringen kann. Stellen wir uns einen starken Neutrinostrahl mit der Energie jedes einzelnen Teilchens vor
Thermonukleare Fusion im Inneren von Sternen
Zu diesem Zeitpunkt wird bei Sternen mit einer Masse von mehr als 0,8 Sonnenmassen der Kern für Strahlung transparent, und die Strahlungsenergieübertragung im Kern überwiegt, während die Hülle an der Oberseite konvektiv bleibt. Niemand weiß genau, wie Sterne mit geringerer Masse in die Hauptreihe gelangen, da die Zeit, die diese Sterne in der jungen Kategorie verbringen, das Alter des Universums übersteigt. Alle unsere Vorstellungen über die Entwicklung dieser Sterne basieren auf numerischen Berechnungen.
Wenn sich der Stern zusammenzieht, beginnt der Druck des entarteten Elektronengases zu steigen, und ab einem bestimmten Radius des Sterns stoppt dieser Druck den Anstieg der Zentraltemperatur und beginnt sie dann zu senken. Und für Sterne, die kleiner als 0,08 sind, erweist sich dies als fatal: Die bei Kernreaktionen freigesetzte Energie wird niemals ausreichen, um die Kosten der Strahlung zu decken. Solche Untersterne werden Braune Zwerge genannt, und ihr Schicksal ist eine ständige Kompression, bis der Druck des entarteten Gases sie stoppt, und dann eine allmähliche Abkühlung mit dem Stoppen aller Kernreaktionen.
Junge Sterne mittlerer Masse
Junge Sterne mittlerer Masse (vom 2- bis 8-fachen der Sonnenmasse) entwickeln sich qualitativ genauso wie ihre kleineren Schwestern, mit der Ausnahme, dass sie bis zur Hauptreihe keine Konvektionszonen haben.
Objekte dieser Art sind mit dem sogenannten verbunden. Ae\Be Herbit-Sterne mit unregelmäßigen Variablen der Spektralklasse B-F5. Sie haben auch bipolare Jet-Scheiben. Ausströmgeschwindigkeit, Leuchtkraft und effektive Temperatur sind deutlich höher als bei τ Taurus, so dass sie die Überreste der protostellaren Wolke effektiv erhitzen und zerstreuen.
Junge Sterne mit einer Masse von mehr als 8 Sonnenmassen
Tatsächlich handelt es sich hierbei bereits um normale Sterne. Während sich die Masse des hydrostatischen Kerns aufbaute, gelang es dem Stern, alle Zwischenstufen zu durchlaufen und Kernreaktionen so stark anzuheizen, dass sie Strahlungsverluste kompensierten. Diese Ausflusssterne haben eine so große Masse und Leuchtkraft, dass sie den Kollaps der verbleibenden Sterne nicht einfach aufhalten können Außenbereiche, drängt sie aber zurück. Somit ist die Masse des entstehenden Sterns deutlich geringer als die Masse der protostellaren Wolke. Dies erklärt höchstwahrscheinlich das Fehlen von Sternen in unserer Galaxie, die mehr als das 100- bis 200-fache der Sonnenmasse haben.
Mittlerer Lebenszyklus eines Sterns
Unter den gebildeten Sternen gibt es eine große Vielfalt an Farben und Größen. Ihr Spektraltyp reicht von heißem Blau bis zu kühlem Rot und ihre Masse reicht von 0,08 bis über 200 Sonnenmassen. Die Leuchtkraft und Farbe eines Sterns hängt von der Temperatur seiner Oberfläche ab, die wiederum von seiner Masse bestimmt wird. Das war's, neue Stars „nehmen ihren Platz“ in der Hauptsequenz ein chemische Zusammensetzung und Masse. Wir sprechen hier nicht von der physikalischen Bewegung des Sterns, sondern nur von seiner Position im angegebenen Diagramm, abhängig von den Parametern des Sterns. Das heißt, wir sprechen tatsächlich nur über die Änderung der Parameter des Sterns.
Was als nächstes passiert, hängt wiederum von der Masse des Sterns ab.
Spätere Jahre und Tod der Sterne
Alte Sterne mit geringer Masse
Bisher ist nicht sicher bekannt, was mit hellen Sternen passiert, wenn ihr Wasserstoffvorrat aufgebraucht ist. Da das Universum 13,7 Milliarden Jahre alt ist, was nicht lange genug ist, um seinen Vorrat an Wasserstoff als Brennstoff zu erschöpfen, moderne Theorien basieren auf Computermodellen der in solchen Sternen ablaufenden Prozesse.
Einige Sterne können Helium nur in bestimmten aktiven Regionen verschmelzen, was zu Instabilität und starken Sonnenwinden führt. In diesem Fall kommt es nicht zur Bildung eines planetarischen Nebels, und der Stern verdampft nur und wird noch kleiner als ein Brauner Zwerg.
Aber ein Stern mit einer Masse von weniger als 0,5 Sonnen wird niemals in der Lage sein, Helium zu synthetisieren, selbst wenn die Reaktionen mit Wasserstoff im Kern aufhören. Ihre Sternhülle ist nicht massiv genug, um den vom Kern erzeugten Druck zu überwinden. Zu diesen Sternen gehören Rote Zwerge (wie Proxima Centauri), die sich seit Hunderten von Milliarden Jahren in der Hauptreihe befinden. Nach dem Aufhören in ihrem Kern thermonukleare Reaktionen, sie werden nach und nach abkühlen und weiterhin schwach im Infrarot- und Mikrowellenbereich des elektromagnetischen Spektrums emittieren.
Mittelgroße Sterne
Wenn ein Stern mittlerer Größe (von 0,4 bis 3,4 Sonnenmassen) die Phase des Roten Riesen erreicht, dehnen sich seine äußeren Schichten weiter aus, der Kern zieht sich zusammen und es beginnen Reaktionen zur Synthese von Kohlenstoff aus Helium. Durch die Fusion wird viel Energie freigesetzt, was dem Stern eine vorübergehende Atempause verschafft. Bei einem sonnenähnlichen Stern kann dieser Prozess etwa eine Milliarde Jahre dauern.
Änderungen in der Menge der emittierten Energie führen dazu, dass der Stern Phasen der Instabilität durchläuft, einschließlich Änderungen in Größe, Oberflächentemperatur und Energieabgabe. Die Energieabgabe verschiebt sich in Richtung niederfrequenter Strahlung. All dies geht mit einem zunehmenden Massenverlust aufgrund starker Sonnenwinde und intensiver Pulsationen einher. Sterne in dieser Phase werden aufgerufen Sterne vom späten Typ, OH-IR-Sterne oder Mira-ähnliche Sterne, abhängig von ihren genauen Eigenschaften. Das ausgestoßene Gas ist relativ reich an schweren Elementen, die im Inneren des Sterns entstehen, wie Sauerstoff und Kohlenstoff. Das Gas bildet eine expandierende Hülle und kühlt ab, während es sich vom Stern entfernt, wodurch sich Staubpartikel und Moleküle bilden können. Mit der starken Infrarotstrahlung des Zentralsterns entstehen in solchen Hüllen ideale Bedingungen für die Aktivierung von Masern.
Heliumverbrennungsreaktionen sind sehr temperaturempfindlich. Manchmal führt dies zu großer Instabilität. Es kommt zu heftigen Pulsationen, die schließlich den äußeren Schichten genügend kinetische Energie verleihen, um ausgeschleudert zu werden und einen planetarischen Nebel zu bilden. Im Zentrum des Nebels verbleibt der Kern des Sterns, der sich beim Abkühlen in einen Helium-Weißen Zwerg verwandelt, der normalerweise eine Masse von bis zu 0,5–0,6 Sonnenmassen und einen Durchmesser in der Größenordnung des Erddurchmessers hat .
Weiße Zwerge
Die überwiegende Mehrheit der Sterne, einschließlich der Sonne, beenden ihre Entwicklung durch Kontraktion, bis der Druck entarteter Elektronen die Schwerkraft ausgleicht. In diesem Zustand, wenn die Größe des Sterns um das Hundertfache abnimmt und die Dichte eine Million Mal höher als die Dichte von Wasser wird, wird der Stern als Weißer Zwerg bezeichnet. Ihm werden Energiequellen entzogen, und wenn er allmählich abkühlt, wird er dunkel und unsichtbar.
In Sternen, die massereicher sind als die Sonne, kann der Druck entarteter Elektronen die Kompression des Kerns nicht aufhalten und setzt sich fort, bis die meisten Teilchen in Neutronen umgewandelt werden, die so dicht gepackt sind, dass die Größe des Sterns in Kilometern gemessen wird und 100 beträgt millionenfach dichteres Wasser. Ein solches Objekt wird Neutronenstern genannt; sein Gleichgewicht wird durch den Druck der entarteten Neutronenmaterie aufrechterhalten.
Supermassereiche Sterne
Nachdem sich die äußeren Schichten eines Sterns mit einer Masse von mehr als fünf Sonnenmassen zu einem Roten Überriesen zerstreut haben, beginnt sich der Kern aufgrund der Gravitationskräfte zu komprimieren. Mit zunehmender Kompression nehmen Temperatur und Dichte zu und eine neue Abfolge thermonuklearer Reaktionen beginnt. Bei solchen Reaktionen werden schwere Elemente synthetisiert, die den Kollaps des Kerns vorübergehend hemmen.
Letztendlich wird es mit fortschreitender Bildung immer mehr schwere Elemente Im Periodensystem wird Eisen-56 aus Silizium synthetisiert. Bis zu diesem Zeitpunkt wurde bei der Synthese der Elemente viel Energie freigesetzt, aber der Eisen-56-Kern weist den größten Massendefekt auf und die Bildung schwererer Kerne ist ungünstig. Wenn also der Eisenkern eines Sterns einen bestimmten Wert erreicht, kann der Druck in ihm der enormen Schwerkraft nicht mehr standhalten und es kommt zum sofortigen Kollaps des Kerns mit Neutronisierung seiner Materie.
Was als nächstes passiert, ist nicht ganz klar. Aber was auch immer es ist, es verursacht innerhalb von Sekunden eine Supernova-Explosion von unglaublicher Kraft.
Der damit einhergehende Neutrinoausbruch löst eine Schockwelle aus. Starke Neutrinostrahlen und ein rotierendes Magnetfeld stoßen einen Großteil der angesammelten Materie des Sterns heraus – die sogenannten Keimelemente, darunter Eisen und leichtere Elemente. Die explodierende Materie wird von vom Kern emittierten Neutronen bombardiert, die sie einfangen und dadurch eine Reihe von Elementen erzeugen, die schwerer als Eisen sind, einschließlich radioaktiver Elemente, bis hin zu Uran (und vielleicht sogar Kalifornien). Somit erklären Supernova-Explosionen das Vorhandensein von Elementen, die schwerer als Eisen sind, in der interstellaren Materie.
Die Druckwelle und die Neutrino-Jets tragen Material weg sterbender Stern in den interstellaren Raum. Anschließend kann dieses Supernova-Material bei seiner Bewegung durch den Weltraum mit anderem Weltraumschrott kollidieren und möglicherweise an der Bildung neuer Sterne, Planeten oder Satelliten beteiligt sein.
Die bei der Entstehung einer Supernova ablaufenden Prozesse werden noch untersucht, und bisher besteht zu diesem Thema keine Klarheit. Es ist auch fraglich, was tatsächlich vom ursprünglichen Stern übrig geblieben ist. Es werden jedoch zwei Optionen in Betracht gezogen:
Neutronensterne
Es ist bekannt, dass bei einigen Supernovae die starke Schwerkraft in den Tiefen des Überriesen dazu führt, dass Elektronen in den Atomkern fallen, wo sie mit Protonen zu Neutronen verschmelzen. Die elektromagnetischen Kräfte, die benachbarte Kerne trennen, verschwinden. Der Kern des Sterns ist jetzt eine dichte Kugel Atomkerne und einzelne Neutronen.
Solche Sterne, Neutronensterne genannt, sind extrem klein – nicht größer als große Stadt und haben eine unvorstellbar hohe Dichte. Ihre Umlaufzeit wird extrem kurz, wenn die Größe des Sterns abnimmt (aufgrund der Drehimpulserhaltung). Manche machen 600 Umdrehungen pro Sekunde. Wenn die Achse Nord und Süd verbindet Magnetpol Von diesem schnell rotierenden Stern, der auf die Erde zeigt, ist es möglich, einen Strahlungsimpuls zu erkennen, der sich in Abständen wiederholt, die der Umlaufzeit des Sterns entsprechen. Solche Neutronensterne wurden „Pulsare“ genannt und waren die ersten, die entdeckt wurden. Neutronensterne.
Schwarze Löcher
Nicht alle Supernovae werden zu Neutronensternen. Wenn der Stern eine ausreichend große Masse hat, wird der Kollaps des Sterns weitergehen und die Neutronen selbst beginnen nach innen zu fallen, bis sein Radius kleiner als der Schwarzschild-Radius wird. Danach wird der Stern zu einem Schwarzen Loch.
Die Existenz von Schwarzen Löchern wurde durch die Allgemeine Relativitätstheorie vorhergesagt. Gemäß der Allgemeinen Relativitätstheorie können Materie und Information unter keinen Umständen ein Schwarzes Loch verlassen. Allerdings macht die Quantenmechanik Ausnahmen von dieser Regel möglich.
Es sind noch einige übrig Offene Fragen. Die wichtigste davon: „Gibt es überhaupt schwarze Löcher?“ Denn um mit Sicherheit sagen zu können, dass ein bestimmtes Objekt ein Schwarzes Loch ist, muss man seinen Ereignishorizont beobachten. Alle Versuche, dies zu erreichen, scheiterten. Es besteht jedoch noch Hoffnung, da einige Objekte nicht ohne Akkretion und Akkretion auf ein Objekt ohne feste Oberfläche erklärt werden können. Dies beweist jedoch nicht die Existenz von Schwarzen Löchern.
Es sind auch Fragen offen: Ist es möglich, dass ein Stern unter Umgehung einer Supernova direkt in ein Schwarzes Loch kollabiert? Gibt es Supernovae, die später zu Schwarzen Löchern werden? Welchen genauen Einfluss hat die Anfangsmasse eines Sterns auf die Entstehung von Objekten am Ende seines Lebenszyklus?
Anmerkungen
siehe auch
Links
- Entwicklung der Sterne (Physikalische Enzyklopädie)
Wikimedia-Stiftung. 2010.
Sehen Sie in anderen Wörterbüchern, was „Evolution der Sterne“ ist:
- (vom lateinischen evolutio-Einsatz), im weitesten Sinne gleichbedeutend mit Entwicklung; (sogenannte irreversible) Veränderungsprozesse in der belebten und unbelebten Natur sowie in soziale Systeme. E. kann zu Komplikationen, Differenzierung, Zunahme führen... ... Philosophische Enzyklopädie
Die Untersuchung der Sternentwicklung ist durch die Beobachtung nur eines Sterns nicht möglich – viele Veränderungen in Sternen erfolgen zu langsam, als dass sie selbst nach vielen Jahrhunderten bemerkt werden könnten. Daher untersuchen Wissenschaftler viele Sterne, von denen sich jeder in einem bestimmten Stadium seines Lebenszyklus befindet. In den letzten Jahrzehnten hat die Modellierung der Struktur von Sternen mithilfe von Computertechnologie in der Astrophysik eine weite Verbreitung gefunden.
Enzyklopädisches YouTube
1 / 5
✪ Sterne und Sternentwicklung (erzählt vom Astrophysiker Sergei Popov)
✪ Sterne und Sternentwicklung (erzählt von Sergey Popov und Ilgonis Vilks)
✪ Entwicklung der Sterne. Entwicklung eines blauen Riesen in 3 Minuten
✪ S. A. Lamzin – „Sternentwicklung“
✪ Surdin V.G. Sternentwicklung Teil 1
Untertitel
Thermonukleare Fusion im Inneren von Sternen
Junge Stars
Der Prozess der Sternentstehung lässt sich einheitlich beschreiben, die weiteren Entwicklungsstadien eines Sterns hängen jedoch fast ausschließlich von seiner Masse ab, und erst ganz am Ende der Sternentwicklung kann seine chemische Zusammensetzung eine Rolle spielen.
Junge Sterne mit geringer Masse
Junge Sterne mit geringer Masse (bis zu drei Sonnenmassen) [ ], die sich der Hauptreihe nähern, sind vollständig konvektiv – der Konvektionsprozess bedeckt den gesamten Körper des Sterns. Dabei handelt es sich im Wesentlichen um Protosterne, in deren Zentren Kernreaktionen gerade erst beginnen und die gesamte Strahlung hauptsächlich aufgrund der Gravitationskompression auftritt. Bis das hydrostatische Gleichgewicht hergestellt ist, nimmt die Leuchtkraft des Sterns bei konstanter effektiver Temperatur ab. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm bilden solche Sterne eine fast vertikale Bahn, die Hayashi-Bahn genannt wird. Wenn die Kompression nachlässt, nähert sich der junge Stern der Hauptreihe. Objekte dieser Art werden mit T-Tauri-Sternen in Verbindung gebracht.
Zu diesem Zeitpunkt wird bei Sternen mit einer Masse von mehr als 0,8 Sonnenmassen der Kern für Strahlung transparent und die Strahlungsenergieübertragung im Kern wird vorherrschend, da die Konvektion durch die zunehmende Verdichtung der Sternmaterie zunehmend behindert wird. In den äußeren Schichten des Sternkörpers herrscht konvektiver Energietransfer vor.
Es ist nicht sicher bekannt, welche Eigenschaften Sterne mit geringerer Masse zum Zeitpunkt ihres Eintritts in die Hauptreihe aufweisen, da die Zeit, die diese Sterne in der jungen Kategorie verbracht haben, das Alter des Universums übersteigt [ ] . Alle Vorstellungen über die Entwicklung dieser Sterne basieren ausschließlich auf numerischen Berechnungen und mathematischen Modellen.
Wenn sich der Stern zusammenzieht, beginnt der Druck des entarteten Elektronengases zu steigen, und wenn ein bestimmter Radius des Sterns erreicht ist, hört die Kompression auf, was dazu führt, dass der weitere Temperaturanstieg im Kern des Sterns, der dadurch verursacht wird, gestoppt wird Komprimierung und dann zu ihrer Abnahme. Bei Sternen mit weniger als 0,0767 Sonnenmassen ist dies nicht der Fall: Die bei Kernreaktionen freigesetzte Energie reicht nie aus, um den Innendruck und die Gravitationskompression auszugleichen. Solche „Untersterne“ geben mehr Energie ab, als bei thermonuklearen Reaktionen erzeugt wird, und werden als sogenannte Braune Zwerge klassifiziert. Ihr Schicksal ist eine ständige Kompression, bis der Druck des entarteten Gases es stoppt, und dann eine allmähliche Abkühlung mit dem Aufhören aller begonnenen thermonuklearen Reaktionen.
Junge Sterne mittlerer Masse
Junge Sterne mittlerer Masse (von 2 bis 8 Sonnenmassen) [ ] entwickeln sich qualitativ genauso wie ihre kleineren Schwestern und Brüder, mit der Ausnahme, dass sie bis zur Hauptreihe keine Konvektionszonen aufweisen.
Objekte dieser Art sind mit dem sogenannten verbunden. Ae\Be Herbig-Sterne mit unregelmäßigen Variablen der Spektralklasse B-F0. Sie weisen auch Scheiben und bipolare Jets auf. Die Geschwindigkeit des Materieausflusses von der Oberfläche, die Leuchtkraft und die effektive Temperatur sind deutlich höher als bei T Tauri, sodass sie die Überreste der protostellaren Wolke effektiv erwärmen und zerstreuen.
Junge Sterne mit einer Masse von mehr als 8 Sonnenmassen
Sterne mit solchen Massen weisen bereits die Eigenschaften normaler Sterne auf, da sie alle Zwischenstadien durchlaufen haben und eine solche Geschwindigkeit von Kernreaktionen erreichen konnten, dass sie den Energieverlust durch Strahlung kompensierten, während sich Masse ansammelte, um ein hydrostatisches Gleichgewicht des Kerns zu erreichen. Bei diesen Sternen ist der Masse- und Leuchtkraftausfluss so groß, dass er nicht nur den gravitativen Kollaps der äußeren Bereiche der Molekülwolke, die noch nicht Teil des Sterns geworden sind, stoppt, sondern diese im Gegenteil zerstreut. Somit ist die Masse des entstehenden Sterns deutlich geringer als die Masse der protostellaren Wolke. Dies erklärt höchstwahrscheinlich das Fehlen von Sternen mit einer Masse von mehr als etwa 300 Sonnenmassen in unserer Galaxie.
Mittlerer Lebenszyklus eines Sterns
Sterne gibt es in den unterschiedlichsten Farben und Größen. Je nach Spektraltyp reichen sie von heißem Blau bis kühlem Rot und nach Masse – nach neuesten Schätzungen von 0,0767 bis etwa 300 Sonnenmassen. Die Leuchtkraft und Farbe eines Sterns hängen von seiner Oberflächentemperatur ab, die wiederum von seiner Masse bestimmt wird. Alle neuen Sterne „nehmen“ entsprechend ihrer chemischen Zusammensetzung und Masse ihren Platz in der Hauptreihe ein. Dabei geht es natürlich nicht um die physikalische Bewegung des Sterns, sondern nur um seine Position im angegebenen Diagramm, abhängig von den Parametern des Sterns. Tatsächlich entspricht die Bewegung eines Sterns entlang des Diagramms nur einer Änderung der Parameter des Sterns.
Das auf einer neuen Ebene wieder aufgenommene thermonukleare „Verbrennen“ von Materie führt zu einer monströsen Expansion des Sterns. Der Stern „schwillt“ an, wird sehr „locker“ und seine Größe nimmt etwa um das Hundertfache zu. So wird der Stern zu einem Roten Riesen und die Phase der Heliumverbrennung dauert etwa mehrere Millionen Jahre. Fast alle Roten Riesen sind veränderliche Sterne.
Endstadien der Sternentwicklung
Alte Sterne mit geringer Masse
Derzeit ist nicht sicher bekannt, was mit hellen Sternen passiert, wenn der Wasserstoffvorrat in ihren Kernen erschöpft ist. Da das Universum 13,7 Milliarden Jahre alt ist, was nicht ausreicht, um den Wasserstoffvorrat in solchen Sternen zu erschöpfen, basieren moderne Theorien auf Computersimulationen der in solchen Sternen ablaufenden Prozesse.
Einige Sterne können nur in bestimmten aktiven Zonen Helium synthetisieren, was zu Instabilität und starken Sternwinden führt. In diesem Fall kommt es nicht zur Bildung eines planetarischen Nebels, und der Stern verdampft nur und wird noch kleiner als ein Brauner Zwerg [ ] .
Ein Stern mit einer Masse von weniger als 0,5 Sonnen ist nicht in der Lage, Helium umzuwandeln, selbst wenn die Reaktionen mit Wasserstoff in seinem Kern aufhören – die Masse eines solchen Sterns ist zu klein, um eine neue Phase der Gravitationskompression in einem Ausmaß bereitzustellen, das ausreicht, um zu „zünden“. Helium Zu diesen Sternen gehören Rote Zwerge wie Proxima Centauri, deren Verweildauer auf der Hauptreihe zwischen mehreren zehn Milliarden und mehreren zehn Billionen Jahren liegt. Nach dem Aufhören der thermonuklearen Reaktionen in ihren Kernen emittieren sie bei allmählicher Abkühlung weiterhin schwach im Infrarot- und Mikrowellenbereich des elektromagnetischen Spektrums.
Mittelgroße Sterne
Bei Erreichen ein mittelgroßer Stern (von 0,4 bis 3,4 Sonnenmassen) [ ] der Phase des Roten Riesen, in seinem Kern geht der Wasserstoff aus und es beginnen Reaktionen zur Synthese von Kohlenstoff aus Helium. Dieser Prozess findet bei höheren Temperaturen statt und daher nimmt der Energiefluss aus dem Kern zu und infolgedessen beginnen sich die äußeren Schichten des Sterns auszudehnen. Der Beginn der Kohlenstoffsynthese markiert einen neuen Abschnitt im Leben eines Sterns und dauert einige Zeit. Bei einem sonnenähnlichen Stern kann dieser Prozess etwa eine Milliarde Jahre dauern.
Änderungen in der Menge der emittierten Energie führen dazu, dass der Stern Phasen der Instabilität durchläuft, einschließlich Änderungen in Größe, Oberflächentemperatur und Energiefreisetzung. Die Energieabgabe verschiebt sich in Richtung niederfrequenter Strahlung. All dies geht mit einem zunehmenden Massenverlust aufgrund starker Sternwinde und intensiver Pulsationen einher. Sterne in dieser Phase werden „Späte-Typ-Sterne“ (auch „Ruhestandssterne“) genannt. OH-IR-Sterne oder Mira-ähnliche Sterne, abhängig von ihren genauen Eigenschaften. Das ausgestoßene Gas ist relativ reich an schweren Elementen, die im Inneren des Sterns entstehen, wie Sauerstoff und Kohlenstoff. Das Gas bildet eine expandierende Hülle und kühlt ab, während es sich vom Stern entfernt, wodurch sich Staubpartikel und Moleküle bilden können. Mit starker Infrarotstrahlung des Ursprungssterns entstehen in solchen Hüllen ideale Bedingungen für die Aktivierung kosmischer Maser.
Thermonukleare Verbrennungsreaktionen von Helium sind sehr temperaturempfindlich. Manchmal führt dies zu großer Instabilität. Es entstehen starke Pulsationen, die dadurch die äußeren Schichten ausreichend beschleunigen, um abgeschleudert zu werden und sich in einen planetarischen Nebel zu verwandeln. Im Zentrum eines solchen Nebels verbleibt der nackte Kern des Sterns, in dem thermonukleare Reaktionen aufhören, und wenn er abkühlt, verwandelt er sich in einen Heliumweißen Zwerg, der normalerweise eine Masse von bis zu 0,5–0,6 Sonnenmassen und einen Durchmesser hat in der Größenordnung des Erddurchmessers.
Die überwiegende Mehrheit der Sterne, einschließlich der Sonne, schließen ihre Entwicklung ab, indem sie sich zusammenziehen, bis der Druck entarteter Elektronen die Schwerkraft ausgleicht. In diesem Zustand, wenn die Größe des Sterns um das Hundertfache abnimmt und die Dichte eine Million Mal höher als die Dichte von Wasser wird, wird der Stern als Weißer Zwerg bezeichnet. Ihm werden die Energiequellen entzogen, und mit der allmählichen Abkühlung wird er zu einem unsichtbaren Schwarzen Zwerg.
In Sternen, die massereicher sind als die Sonne, kann der Druck entarteter Elektronen die weitere Kompression des Kerns nicht stoppen, und Elektronen beginnen, in Atomkerne „gepresst“ zu werden, wodurch Protonen in Neutronen umgewandelt werden, zwischen denen keine elektrostatischen Abstoßungskräfte bestehen. Diese Neutronisierung der Materie führt dazu, dass die Größe des Sterns, der heute tatsächlich ein riesiger Atomkern ist, mehrere Kilometer beträgt und seine Dichte 100 Millionen Mal höher ist als die Dichte von Wasser. Ein solches Objekt wird Neutronenstern genannt; sein Gleichgewicht wird durch den Druck der entarteten Neutronenmaterie aufrechterhalten.
Supermassereiche Sterne
Nachdem ein Stern mit einer Masse von mehr als fünf Sonnenmassen das Stadium des Roten Überriesen erreicht hat, beginnt sein Kern unter dem Einfluss der Schwerkraft zu schrumpfen. Mit fortschreitender Kompression steigen Temperatur und Dichte und eine neue Abfolge thermonuklearer Reaktionen beginnt. Bei solchen Reaktionen werden immer schwerere Elemente synthetisiert: Helium, Kohlenstoff, Sauerstoff, Silizium und Eisen, was den Zusammenbruch des Kerns vorübergehend eindämmt.
Infolgedessen wird Eisen-56 aus Silizium synthetisiert, wenn immer schwerere Elemente des Periodensystems gebildet werden. In diesem Stadium wird eine weitere exotherme Kernfusion unmöglich, da der Eisen-56-Kern einen maximalen Massendefekt aufweist und die Bildung schwererer Kerne unter Energiefreisetzung unmöglich ist. Wenn daher der Eisenkern eines Sterns eine bestimmte Größe erreicht, kann der darin herrschende Druck dem Gewicht der darüber liegenden Schichten des Sterns nicht mehr standhalten, und es kommt zu einem sofortigen Kollaps des Kerns mit Neutronisierung seiner Materie.
Was als nächstes passiert, ist noch nicht ganz klar, aber auf jeden Fall führen die in Sekundenschnelle ablaufenden Prozesse zu einer Supernova-Explosion von unglaublicher Kraft.
Starke Neutrino-Jets und ein rotierendes Magnetfeld stoßen einen Großteil der angesammelten Materie des Sterns heraus. [ ] – sogenannte Sitzelemente, darunter Eisen- und leichtere Elemente. Die explodierende Materie wird von Neutronen bombardiert, die aus dem Sternkern austreten, sie einfangen und dadurch eine Reihe von Elementen erzeugen, die schwerer als Eisen sind, einschließlich radioaktiver Elemente, bis hin zu Uran (und vielleicht sogar Kalifornien). So erklären Supernova-Explosionen das Vorhandensein von Elementen in der interstellaren Materie, die schwerer als Eisen sind, aber das ist nicht das einzige möglicher Weg ihre Entstehung, die beispielsweise an Technetiumsternen demonstriert wird.
Druckwelle und Neutrinostrahlen transportieren Materie vom sterbenden Stern weg [ ] in den interstellaren Raum. Wenn dieses Supernova-Material anschließend abkühlt und sich durch den Weltraum bewegt, kann es mit anderen kosmischen „Bergungsmaterialien“ kollidieren und möglicherweise an der Bildung neuer Sterne, Planeten oder Satelliten beteiligt sein.
Die bei der Entstehung einer Supernova ablaufenden Prozesse werden noch untersucht, und bisher besteht zu diesem Thema keine Klarheit. Fraglich ist auch, was tatsächlich vom ursprünglichen Stern übrig geblieben ist. Allerdings werden zwei Optionen in Betracht gezogen: Neutronensterne und Schwarze Löcher.
Neutronensterne
Es ist bekannt, dass bei einigen Supernovae die starke Schwerkraft in den Tiefen des Überriesen dazu führt, dass Elektronen vom Atomkern absorbiert werden, wo sie mit Protonen zu Neutronen verschmelzen. Dieser Vorgang wird Neutronisierung genannt. Die elektromagnetischen Kräfte, die benachbarte Kerne trennen, verschwinden. Der Kern des Sterns ist jetzt eine dichte Kugel aus Atomkernen und einzelnen Neutronen.
Solche Sterne, sogenannte Neutronensterne, sind extrem klein – nicht größer als eine Großstadt – und haben eine unvorstellbar hohe Dichte. Ihre Umlaufzeit wird mit abnehmender Größe des Sterns extrem kurz (aufgrund der Drehimpulserhaltung). Manche Neutronensterne rotieren 600 Mal pro Sekunde. Bei einigen von ihnen kann der Winkel zwischen dem Strahlungsvektor und der Rotationsachse so groß sein, dass die Erde in den durch diese Strahlung gebildeten Kegel fällt; In diesem Fall ist es möglich, einen Strahlungsimpuls zu erkennen, der sich in Abständen wiederholt, die der Umlaufzeit des Sterns entsprechen. Solche Neutronensterne wurden „Pulsare“ genannt und waren die ersten Neutronensterne, die entdeckt wurden.
Schwarze Löcher
Nicht alle Sterne werden nach der Supernova-Explosionsphase zu Neutronensternen. Wenn der Stern eine ausreichend große Masse hat, wird der Kollaps eines solchen Sterns weitergehen und die Neutronen selbst beginnen nach innen zu fallen, bis sein Radius kleiner als der Schwarzschild-Radius wird. Danach wird der Stern zu einem Schwarzen Loch.
Die Existenz von Schwarzen Löchern wurde durch die Allgemeine Relativitätstheorie vorhergesagt. Nach dieser Theorie gilt
Lebenszyklus von Sternen
Ein typischer Stern setzt Energie frei, indem er in seinem Kern in einem Kernofen Wasserstoff zu Helium verschmilzt. Nachdem der Stern im Zentrum Wasserstoff verbraucht hat, beginnt dieser in der Hülle des Sterns auszubrennen, die an Größe zunimmt und anschwillt. Die Größe des Sterns nimmt zu, seine Temperatur nimmt ab. Durch diesen Prozess entstehen Rote Riesen und Überriesen. Die Lebensdauer jedes Sterns wird durch seine Masse bestimmt. Massereiche Sterne beenden ihren Lebenszyklus mit einer Explosion. Sterne wie die Sonne schrumpfen und werden zu dichten Weißen Zwergen. Im Prozess der Verwandlung von einem Roten Riesen zu weißer Zwerg Ein Stern kann seine äußeren Schichten als leichte Gashülle abwerfen und seinen Kern freilegen.
Aus dem Buch DER MANN UND SEINE SEELE. Leben im physischen Körper und Astralwelt Autor Ivanov Yu M Aus dem Buch Groß Sowjetische Enzyklopädie(ZHI) des Autors TSB Aus dem Buch Reisende Autor Dorozhkin Nikolay Aus dem Buch Economics of Real Estate Autor Burkhanova NatalyaEin komplexer Lebensweg Die Haltung unserer einheimischen Wissenschaftler gegenüber Sven Hedin hat sich erheblich verändert. Die Gründe liegen sowohl im Charakter Hedins selbst als auch in den politischen Situationen seiner Zeit. Seit meiner Jugend kenne ich die russische Sprache und empfinde Sympathie für Russland und seine Heimat
Aus dem Buch Finance: Cheat Sheet Autor unbekannter Autor4. Lebenszyklus von Immobilienobjekten Da Immobilienobjekte während ihrer Existenz wirtschaftlichen, physischen und rechtlichen Veränderungen unterliegen, durchläuft jede unbewegliche Sache (mit Ausnahme von Grundstücken) die folgenden Phasen
Aus dem Buch Alles über alles. Band 5 Autor Likum Arkady47. AUSWIRKUNGEN DER FINANZEN AUF DEN LEBENSSTANDARD DER BEVÖLKERUNG Das sozioökonomische Wesen der Finanzbeziehungen besteht in der Untersuchung der Frage, auf wessen Kosten der Staat Finanzmittel erhält und in wessen Interesse diese Mittel verwendet werden. Ein wesentlicher Teil
Aus dem Buch Organizational Behavior: Cheat Sheet Autor unbekannter AutorWie weit ist es bis zu den Sternen? Es gibt Sterne im Universum, die so weit von uns entfernt sind, dass wir nicht einmal die Möglichkeit haben, ihre Entfernung zu kennen oder ihre Anzahl zu bestimmen. Aber wie weit ist der nächste Stern von der Erde entfernt? Die Entfernung von der Erde zur Sonne beträgt 150.000.000 Kilometer. Seit dem Licht
Aus dem Buch Marketing: Spickzettel Autor unbekannter Autor50. LEBENSZYKLUS EINER ORGANISATION Das Konzept des Lebenszyklus einer Organisation ist weit verbreitet – ihre Veränderungen mit einer bestimmten Abfolge von Zuständen bei der Interaktion mit Umfeld. Existieren bestimmte Phasen, durch die Organisationen gehen, und
Aus dem Buch Biologie [ Komplette Anleitung zur Vorbereitung auf das Einheitliche Staatsexamen] Autor Lerner Georgy Isaakovich45. PRODUKTLEBENSZYKLUS Der Produktlebenszyklus ist die Veränderung von Umsatz und Gewinn im Laufe seines Lebens. Ein Produkt hat eine Phase der Entstehung, des Wachstums, der Reife und ein Ende – „Tod“, Abgang.1. Phase „Entwicklung und Markteinführung“. Dies ist eine Zeit der Investitionen in das Marketing
Aus dem Buch 200 berühmte Vergiftungen Autor Antsyshkin Igor2.7. Zelle - genetische Einheit lebendig. Chromosomen, ihre Struktur (Form und Größe) und Funktionen. Die Anzahl der Chromosomen und ihre Artenkonstanz. Merkmale von Körper- und Keimzellen. Zelllebenszyklus: Interphase und Mitose. Mitose ist die Teilung somatischer Zellen. Meiose. Phasen
Aus dem Buch Quick Reference notwendige Kenntnisse Autor Tschernjawski Andrej Wladimirowitsch4.5.1. Lebenszyklus von Algen Die Abteilung Grünalgen umfasst einzellige Kolonial- und mehrzellige Pflanzen. Insgesamt gibt es etwa 13.000 Arten. Zu den einzelligen Organismen gehören Chlamydomonas und Chlorella. Kolonien werden von Volvox- und Pandorina-Zellen gebildet. Zu vielzellig
Aus dem Buch Popular Stargazer Autor Schalaschnikow IgorOPFER DER STERNE Der italienische Mathematiker Cardano war Philosoph, Arzt und Astrologe. Zunächst beschäftigte er sich ausschließlich mit der Medizin, doch ab 1534 war er Professor für Mathematik in Mailand und Bologna; Um sein bescheidenes Einkommen aufzubessern, ging der Professor jedoch nicht
Aus dem Buch Das neueste philosophische Wörterbuch Autor Gritsanov Alexander Alekseevich25 nächste Sterne mV - visuelle Größe; r - Entfernung zum Stern, pc; L ist die Leuchtkraft (Strahlungsleistung) des Sterns, ausgedrückt in Einheiten der Sonnenleuchtkraft (3,86–1026).
Aus dem Buch „Ich erkunde die Welt“. Viren und Krankheiten Autor Chirkov S. N.Arten von Sternen Im Vergleich zu anderen Sternen im Universum ist die Sonne ein Zwergstern und gehört zur Kategorie der normalen Sterne, in deren Tiefen Wasserstoff in Helium umgewandelt wird. Auf die eine oder andere Weise beschreiben die Sterntypen grob den Lebenszyklus eines einzelnen Sterns
Aus dem Buch des Autors„Lebenswelt“ ist einer der zentralen Begriffe von Husserls Spätphänomenologie, den er als Ergebnis der Überwindung des engen Horizonts einer streng phänomenologischen Methode durch die Auseinandersetzung mit den Problemen weltlicher Bewusstseinszusammenhänge formulierte. Eine solche Einbeziehung von „Welt“
Aus dem Buch des AutorsLebenszyklus eines Virus Jedes Virus dringt auf seine ganz eigene Weise in eine Zelle ein. Nach dem Eindringen muss er zunächst seine Oberbekleidung ausziehen, um seine Nukleinsäure zumindest teilweise freizulegen und mit der Vervielfältigung zu beginnen. Die Arbeit des Virus ist gut organisiert.
