Astronomie

Woher wissen wir, dass das Massenverhältnis von Wasserstoff und Helium in der Sonne etwa 3:1 beträgt?

Woher wissen wir, dass das Massenverhältnis von Wasserstoff und Helium in der Sonne etwa 3:1 beträgt?

Nach dem, was ich gelernt habe, können wir durch die Analyse von Spektren herausfinden, welche Elemente sich in der Sonne befinden, da jedes Element das gleiche Emissionsspektrum hat, und wenn Sie sich das Spektrum der Sonne ansehen, können Sie sehen, dass im Absorptionsspektrum einige Linien fehlen, die die Elemente sind.

Aber woher wissen wir, wie viel es gibt? Gibt es andere Möglichkeiten herauszufinden, wie viel von jedem Element zur Sonne beiträgt?

Und wie kann dies ein Beweis für den Urknall werden?

Sind diese überhaupt richtig?

(Kannst du es leicht erklären)


Sie stellen hier zwei Fragen, die jedoch miteinander zusammenhängen, also kann das in Ordnung sein.

Das Massenverhältnis der Sonne beträgt jedoch wahrscheinlich nicht 3:1, da die Sonne seit fast 5 Milliarden Jahren Wasserstoff in Helium umwandelt. Das Sonneninnere hat dadurch ein deutlich höheres Heliumverhältnis, aber die Außenränder der Sonne - das sehen und lesen wir aus der Spektroskopie - liegen nahe beim 3:1 Massenverhältnis.

Wenn dies genau ist, liegt die Sonne insgesamt näher bei etwa 2,6:1.

Wissenschaftler können das Verhältnis messen, indem sie Spektrallinien beobachten. Sterne machen dies einfach, weil sie so heiß sind, aber diese Informationen sind auf ihre Oberfläche beschränkt. Wir können den Kern der Sonne nicht sehen. Noch immer wurden mehr als die Hälfte der Elemente in der Sonnenoberfläche beobachtet.

Siehe auf Sonnenspektroskopie

Oder eine verwandte Frage von Physics Stack

Die Masse von 25 % Helium wird sowohl durch Spektroskopie als auch durch quantenphysikalische Modelle bestätigt, die auf der modellierten Expansion beim Übergang von heiß zu kalt im frühen Universum basieren. Helium ist stabiler als Wasserstoff, erfordert jedoch einen Zwischenschritt bei seiner Bildung, da sich zuerst Deuterium bilden muss. Obwohl ich denke, dass dies eine geringere Rolle spielt, zerfallen freie Neutronen und werden zu Protonen, die zu Wasserstoff werden.

Massivere Elemente brauchen heißere Temperaturen, um sich zu bilden, aber das frühe Universum ging von heiß (Quarksuppe) zu weniger heiß (Bildung von Hadronen) zu statisch - 92 % Wasserstoff, 8 % Helium pro Element oder 75-25 Masse mit winzigen Spuren Mengen an Lithium. Das blieb bis zu den ersten Sternen und der Bildung schwererer Elemente so.

Das ist eine sehr vereinfachte Version. Sie können die Antwort dieser Site unten für weitere Details oder diesen Link hier besuchen.

Sowohl die Spektroskopie als auch die Quantenphysik stimmen über das Verhältnis überein, das immer dann von Vorteil ist, wenn die gleiche Antwort auf zwei verschiedene Arten erreicht wird. Es gibt ein anhaltendes Lithium-Verhältnis-Problem, aber trotzdem ist das Verhältnis von 75 % bis 25 % ziemlich gut.


Woher wissen wir, dass das Massenverhältnis von Wasserstoff und Helium in der Sonne etwa 3:1 beträgt? - Astronomie

  • Unter extremen Bedingungen ist es möglich, dass mehrere Atome einer Elementart zu einem anderen Element verschmelzen oder ein einzelnes Atom in mehrere einzelne Atome anderer Elemente zerlegt wird. Diese werden als Kernreaktionen bezeichnet, und die beiden Arten werden als Fusions- und Spaltungsreaktionen bezeichnet.
  • Kernreaktionen können große Energiemengen freisetzen, da bei einigen Reaktionen die Gesamtmasse der Produktatome etwas weniger Masse hat als die Gesamtmasse der Atome, die in die Reaktion eingegangen sind. Während der Kernreaktion wird diese zusätzliche Masse in Energie umgewandelt, wobei die umgewandelte Menge gegeben ist durch:

  • Im Allgemeinen setzt das Zusammensetzen zweier kleiner Atome zu einem größeren Atom Energie für Atome bis zur Masse eines Eisenatoms frei, aber das Zusammensetzen zweier größerer Atome erfordert tatsächlich Energie. Die Verschmelzung kleinerer Atome erzeugt Energie in Sternen.
  • Umgekehrt setzt die Aufspaltung eines großen Atoms in zwei kleinere Atome Energie für Atome frei, die massiver als Eisen sind, erfordert jedoch Energie zum Aufspalten kleinerer Atome. Die Spaltung großer Atome erzeugt in Kernkraftwerken Energie.
  • Atome mit niedrigerer Masse setzen Energie durch Fusionsreaktionen frei, Atome mit höherer Masse Energie durch Spaltungsreaktionen. Eisen fällt zwischen die beiden Gruppen, keine Kernreaktion mit Eisen setzt Energie frei.

    Im Inneren eines Atoms haben Protonen und Elektronen eine Eigenschaft, die als elektrische Ladung bezeichnet wird. Elektrische Ladung kann zwei verschiedene Vorzeichen haben, positiv und negativ. Protonen haben eine positive Ladung, und Elektronen haben eine negative Ladung. In der Natur gibt es eine fundamentale Kraft, die zwischen Objekten mit entgegengesetzter Ladung als Anziehungskraft und zwischen Objekten mit derselben Ladung als abstoßende Kraft wirkt. In einem Atom werden die Elektronen durch diese elektromagnetische Kraft am Atomkern gehalten.

  • Konvektion ist für einige der beobachteten Merkmale auf der Sonne verantwortlich, wie zum Beispiel die Granulation
  • Magnetfelder sind auch für einige der beobachteten Merkmale der Sonne wichtig, wie zum Beispiel Sonnenflecken. Die Sonne hat einen 22-jährigen magnetischen Zyklus, der sich auf die Anzahl und Position der Sonnenflecken und auch auf die Sonnenaktivität auswirkt, die beispielsweise die Funkkommunikation auf der Erde beeinflussen kann.

    Wir wissen, dass das Sonnensystem mindestens mehrere Milliarden Jahre alt ist. Kernreaktionen sind die einzige uns bekannte Energiequelle, die die Energieproduktion der Sonne so lange aufrechterhalten kann.

    Wir erwarten, dass sich die Sonne irgendwann verändern wird, denn irgendwann wird der gesamte Wasserstoff im Kern der Sonne in Helium umgewandelt, sodass keine Kernreaktionen mehr übrig bleiben. Der Wasserstoff im Zentrum läuft zuerst aus und hinterlässt einen Heliumkern mit einer Hülle aus Kernreaktionen um ihn herum. Während dieser Phase der Sonnenentwicklung ändern sich die Druckkräfte und die äußeren Regionen der Sonne werden sich sehr groß ausdehnen.


Warum begann das Universum mit Wasserstoff, Helium und nicht viel anderem?

Wenn man sich heute im Universum umschaut, gibt es keinen Zweifel, dass es viel Wasserstoff und Helium gibt, es ist die Kernfusion von Wasserstoff in Helium, das die überwiegende Mehrheit der Sterne antreibt, die den gesamten Kosmos erleuchten!

Aber hier auf der Erde sind Wasserstoff und Helium nur ein kleiner Teil der Welt, die wir bewohnen. Nach Masse machen Wasserstoff und Helium zusammen weit weniger als 1% der Erde aus, und selbst wenn wir uns auf die Erdkruste beschränken, ist es immer noch nur ein winziger Prozentsatz im Vergleich zu den anderen, schwereren Elementen.

Praktisch alle diese schweren Elemente wurden in Generationen von Sternen gebildet: Sterne, die lebten, ihren Brennstoff in schwerere Elemente verbrannten, starben und ihre schweren, angereicherten Elemente wieder in den Kosmos abgaben und in die nächsten Generationen von Sternen aufgenommen wurden und – wenn die schwereren Elemente wurden reichlich genug – Gesteinsplaneten.

Aber das Universum hat überhaupt nicht mit diesen schwereren Elementen begonnen. In der Tat, wenn Sie sich erinnern, was der Urknall sagt, dehnt sich das Universum jetzt aus (und kühlt sich ab), was bedeutet, dass die gesamte Materie darin näher zusammen war – und die Strahlung darin war in der Vergangenheit heißer. Wenn Sie zu einer ausreichend frühen Zeit zurückgehen, werden Sie feststellen, dass die Dichte hoch genug und die Temperatur so heiß war, dass Sie nicht einmal neutrale Atome bilden konnten, ohne dass sie sofort auseinander gesprengt wurden! Als das Universum diese Phase durchkühlte, bildeten sich zum ersten Mal neutrale Atome, und woher kommt der kosmische Mikrowellenhintergrund.

Zu dieser Zeit bestand das Universum aus etwa 92 % Wasserstoffatomen und 8 % Heliumatomen nach Anzahl (oder etwa 75-76% Wasserstoff und 24-25% Helium nach Masse), mit Spuren von Lithium und Beryllium, aber nicht vieles mehr. Aber Sie fragen sich vielleicht, wie es zu genau diesem Verhältnis kam? Schließlich musste es nicht so sein, wenn das Universum heiß und dicht genug war, um frühzeitig eine Kernfusion zu durchlaufen, warum verschmolz es nur Atome zu Helium und warum nicht why Mehr des Universums zu Helium als früher?

Um die Antwort zu finden, müssen wir gehen Weg zurück in der Zeit. Nicht nur bis zu den ersten paar hunderttausend Jahren des Universums, als es die ersten Atome machte, noch bis zu den ersten Jahren, Tagen oder Stunden. Nein, wir müssen zurückgehen zu einer Zeit, als die Temperaturen so hoch waren, als das Universum so heiß war, dass sich nicht nur keine Atomkerne bilden konnten (denn sie würden sofort auseinander gesprengt), sondern zu einer Zeit, als das Universum noch war so heiß, dass das Universum mit fast der gleichen Menge an Materie und Antimaterie gefüllt war, als es nur Bruchteile einer Sekunde alt war!

Es war einmal so heiß, dass das Universum gefüllt war mit fast gleiche Menge an Materie und Antimaterie: Protonen und Antiprotonen, Neutronen und Antineutronen, Elektronen und Positronen, Neutrinos und Antineutrinos und natürlich Photonen (die ihr eigenes Antiteilchen sind) unter anderem. (Sie sind nicht genau siehe hier für mehr darüber.) Wenn das Universum heiß ist – und mit heiß meine ich über die Temperatur, die benötigt wird, um aus zwei typischen Photonen spontan ein Materie-Antimaterie-Paar zu erzeugen - Sie erhalten riesige Mengen dieser Form von Materie und Antimaterie. Sie werden genauso schnell aus Photonen spontan erzeugt, wie sie sich finden und wieder in Photonen vernichten. Aber wenn das Universum abkühlt, beginnen diese Materie-Antimaterie-Paare schneller zu vernichten, und es wird schwieriger, Photonen zu finden, die energetisch genug sind, um sie zu erzeugen. Schließlich kühlt es so weit ab, dass alle exotischen Teilchen verschwinden und alle Antiprotonen und Antineutronen mit Protonen und Neutronen vernichten, wobei nur eine kleine Asymmetrie der Materie (in Form von Protonen und Neutronen) über der Antimaterie übrig bleibt, die in ein Strahlungsmeer gebadet ist .

An diesem Punkt, wenn das Universum nur den Bruchteil einer Sekunde alt ist, gibt es ungefähr gleiche Mengen an Protonen und Neutronen: ungefähr eine 50/50-Aufteilung. Diese Protonen und Neutronen werden schließlich zu den Atomen in unserem Universum, aber sie müssen zuerst viel durchmachen. Andererseits sind Elektronen (und Positronen) viel leichter, sodass sie noch eine Weile länger in großer Zahl (und bei großen Energien) existieren.

Es ist immer noch heiß genug, dass sich Protonen und Neutronen sehr leicht ineinander umwandeln können: Ein Proton kann sich mit einem Elektron zu einem Neutron und (einem Elektron) Neutrino verbinden, während sich ein Neutron mit (einem Elektron) Neutrino zu einem Proton verbinden kann und ein Elektron. Während es derzeit nicht so viele Protonen und Neutronen im Universum gibt, überwiegen Elektronen und Neutrinos sie um etwa eine Milliarde zu eins. Aus diesem Grund gibt es zu Beginn eine 50/50-Aufteilung von Protonen und Neutronen.

Neutronen, wie Sie sich erinnern werden, sind leicht schwerer als Protonen: um etwa 0,2%. Wenn das Universum abkühlt (und die überschüssigen Positronen vernichten), wird es immer seltener, ein Proton-Elektron-Paar mit genügend Energie zu finden, um ein Neutron zu erzeugen, während es still ist verhältnismäßig Ein Neutron-Neutrino-Paar kann leicht ein Proton-Elektron-Paar bilden. Dies wandelt während der ersten ein bis drei Sekunden des Universums einen erheblichen Teil der Neutronen in Protonen um. Mit der Zeit, in der diese Wechselwirkungen unbedeutend geworden sind, hat sich das Proton-zu-Neutron-Verhältnis von etwa 50/50 auf 85/15 geändert!

Nun, diese Protonen und Neutronen sind reichlich vorhanden, heiß und dicht genug, dass sie zu schwereren Elementen verschmelzen können, und glauben Sie mir, sie würden Liebe zu. Aber Photonen – Strahlungsteilchen – überwiegen Protonen und Neutronen um mehr als a Milliarde zu einem, also für Protokoll des Universums, das sich ausdehnt und abkühlt, ist es immer noch energiereich genug, dass jedes Mal, wenn ein Proton und ein Neutron zu Deuterium, dem ersten Sprungbrett der Kernfusion, verschmelzen, sofort ein Photon mit ausreichend hoher Energie auftaucht und sie auseinander sprengt! Dies wird als Deuterium-Engpass bezeichnet, da Deuterium relativ zerbrechlich ist und seine Zerbrechlichkeit das Auftreten weiterer Kernreaktionen verhindert.

In der Zwischenzeit, während die Minuten vergehen, passiert etwas anderes. Ein freies Proton ist stabil, also passiert ihnen nichts, aber ein freies Neutron ist instabil es zerfällt in ein Proton, ein Elektron und ein (Elektronen-)Antineutrino mit einer Halbwertszeit von etwa zehn Minuten. Als sich das Universum so weit abgekühlt hat, dass das erzeugte Deuterium nicht sofort wieder auseinander gesprengt werden würde, sind mehr als drei Minuten vergangen, was die Aufspaltung von 85% Proton/15% Neutronen weiter auf fast 88% Protonen und nur a Haare über 12% Neutronen.

Schließlich kann mit der Deuteriumbildung die Kernfusion ablaufen, und zwar extrem schnell! Durch ein paar verschiedene Fusionsketten ist das Universum immer noch heiß und dicht genug, dass sich so ziemlich jedes Neutron in der Umgebung mit einem anderen Neutron und zwei Protonen zu Helium-4 verbindet, einem Heliumisotop, das energetisch viel stabiler ist als Deuterium. Tritium oder Helium-3!

Wenn dies jedoch geschieht, ist das Universum fast vier Minuten alt und viel zu diffus und kalt, um den nächsten großen Fusionsschritt zu durchlaufen, der in Sternen stattfindet, der darin besteht, drei Helium-4-Atome zu Kohlenstoff-12 zu verschmelzen, die sich prozessieren werden zig Millionen Jahre warten müssen, bis sich die ersten Sterne des Universums bilden!

Aber diese Kerne sind stabil, und es werden auch Spuren von Helium-3 (in das Tritium schließlich auch zerfällt), Deuterium (Wasserstoff-2) und sehr kleine Mengen Lithium (und wahrscheinlich noch kleinere Mengen Beryllium) enthalten sein ) durch sehr seltene Fusionsreaktionen gebildet.

Aber die überwältigende Mehrheit der Neutronen – 99,9 %+ von ihnen – endet in Helium-4-Kernen. Wenn die Materie im Universum nur ein Haar mit über 12% Neutronen und nur ein Haar mit weniger als 88% Protonen enthält Grade bevor zur Nukleosynthese (der Verschmelzung zu schwereren Elementen), das bedeutet, dass all diese Neutronen und die gleiche Menge (etwas mehr als 12% des Universums) Protonen zu Helium-4 werden: insgesamt 24 bis 25 % der Masse und verlassen 75-76 % des Universums als Protonen oder Wasserstoffkerne.

Deshalb sagen wir nach Masse, dass 75-76% Wasserstoff und 24-25% Helium waren. Aber jeder Heliumkern ist da vier Mal die Masse eines Wasserstoffkerns, was bedeutet, dass durch Anzahl der Atome, das Universum besteht zu 92% aus Wasserstoff und zu 8% aus Helium.

Dieses ursprüngliche, unverarbeitete Material wurde tatsächlich durch Beobachtungen entdeckt und ist neben der Hubble-Expansion und dem kosmischen Mikrowellenhintergrund einer der drei Eckpfeiler des Urknalls. Und hier haben alle Elemente des Universums ihren Ursprung! Alles, was Sie sind, alles, was Sie wissen, und jedes materielle Objekt, mit dem Sie jemals interagiert haben, stammte aus diesem Urmeer von Protonen und Neutronen und war einst eine bloße Ansammlung von Wasserstoff- und Heliumatomen. Und dann geschah das Universum.

und hier ist alles! Und von dort kamen – wenn man weit zurückgeht – alle Atome.


Mitte der 1960er Jahre, als die ersten solaren Neutrino-Experimente in Gang kamen, bestand das Ziel dieser Experimente darin, durch den Nachweis der Neutrinos zu bestätigen, dass die Kernfusion die Energiequelle der Sonne war.

Soweit so gut, aber eine Überraschung dieser Experimente war, dass sie zwar Neutrinos der erwarteten Energien entdeckten, aber nicht genug davon.

Diese Beobachtung wurde schnell als "Solar Neutrino Problem" bezeichnet.

Aus der letzten Runde von Solar-Neutrino-Experimenten ist klar geworden, dass wir das Solar-Neutrino-Problem im Wesentlichen gelöst haben. Allerdings nicht durch ein besonders neues Verständnis der Sonne, sondern durch die Entdeckung einer fundamental neuen Eigenschaft subatomarer Teilchen!

Die Details sind subtil, aber es ist eine großartige Geschichte darüber, wie Wissenschaftler manchmal, wenn sie sich auf den Weg machen, eine genau definierte Frage zu beantworten, stattdessen zu einem überraschenden neuen Ergebnis führen, von dem niemand jemals geträumt hat. Zurück zu [ Einheit 2 Index | Astronomie 162 Hauptseite ] Aktualisiert: 2006 Januar 15
Urheberrecht – Richard W. Pogge, Alle Rechte vorbehalten.


Der Übergang zur Roten Riesenphase für sonnenähnliche Sterne

Wann immer Sie den physikalischen Zustand eines Sterns betrachten, sollten Sie seinen Kern (wo Temperatur und Druck sehr hoch sind) und seine Hülle (wo Temperatur und Druck wesentlich niedriger sind) getrennt betrachten. Der Kern ist der Ort, an dem die Fusion stattfindet, aber die Hülle ist das, was wir beobachten, also müssen wir durch Beobachtungen der Hülle folgern, was im Kern vor sich geht.

Das wichtigste Konzept, an das man sich bei der Untersuchung von Sternen erinnern sollte, ist das Konzept des hydrostatischen Gleichgewichts. Wenn im Kern eines Sterns Kernfusion stattfindet, drückt der durch diesen Prozess erzeugte Druck nach außen und gleicht genau die nach innen gerichtete Schwerkraft aus. Die erste Stufe der Entwicklung eines Sterns ist die Hauptfolge Stufe, und dies macht ungefähr 80% der gesamten Lebensdauer des Sterns aus. Während dieser Zeit verschmilzt der Stern Wasserstoff in seinem Kern. Die Farbe (ein Maß für seine Oberflächentemperatur) und die Leuchtkraft des Sterns ändern sich im Laufe seiner Hauptsequenz-Lebensdauer nur geringfügig, da sich die Rate der Kernfusion ändert, während der Stern langsam Wasserstoff in Helium umwandelt. Wenn der Stern anfangs beginnt, Wasserstoff zu fusionieren, befindet er sich in der Zero Age Main Sequence (ZAMS). Während der Lebensdauer eines Sterns, während er Wasserstoff zu Helium verschmilzt, reagiert seine äußere Hülle auf langsame interne Veränderungen, sodass seine Position im HR-Diagramm nicht vollständig festgelegt ist. Wir erwarten zum Beispiel, dass unsere Sonne aufhellt und ihre Farbe während ihrer ungefähr 10 Milliarden Jahre langen Lebensdauer auf der Hauptreihe langsam variiert. Am Ende seiner Hauptsequenz-Lebensdauer wird es ungefähr doppelt so hell sein wie jetzt!

Wenn ein Stern den Großteil des Wasserstoffs in seinem Kern aufgebraucht hat, ist er bereit, die Hauptsequenz zu verlassen und seine nachfolgende Evolution zu beginnen. Von nun an werden wir die Entwicklung der Post-Main Sequence für verschiedene Arten von Sternen betrachten. Während der Hauptsequenzphase erzeugt die Kern-Wasserstofffusion den Druck (in Form von Strahlungsdruck und Wärmedruck), der das hydrostatische Gleichgewicht in einem Stern aufrechterhält. Sie sollten also erwarten, dass, wenn der Kern eines Sterns mit Helium gefüllt und inert ist, der Stern wird aus dem Gleichgewicht geraten. Wenn der Gesamtdruck abnimmt, wird die Schwerkraft wieder dominieren, was dazu führt, dass sich der Stern wieder zusammenzieht. Sie sollten in der Lage sein, vorherzusagen, dass, wenn sich ein Sternkern zusammenzieht, seine Temperatur ansteigt. Der Stern wird also weiterhin Energie in seinem Kern erzeugen, selbst wenn die Kern-Wasserstofffusion durch die Gravitationskontraktion des Kerns endet. Obwohl die Fusion den Wasserstoff im Kern in Helium verwandelt hat, bestehen die meisten äußeren Schichten des Sterns aus Wasserstoff, einschließlich der Schicht, die den Kern unmittelbar umgibt. Wenn der Kern also während seiner Kontraktion eine kritische Dichte und Temperatur erreicht, kann er in einer dünnen Hülle außerhalb des Heliumkerns eine Wasserstofffusion zünden. Der Heliumkern wird auch weiterhin Energie durch Gravitationskontraktion erzeugen. Wenn Sie sich die Hauptsequenz als die Phase der „Wasserstoffkernfusion“ im Leben eines Sterns vorstellen, ist die erste Phase nach der Hauptsequenz die Wasserstoffschalenfusion Bühne. Während dieser Phase ist die Kernfusionsrate viel höher als während der Hauptsequenzphase, so dass der Stern eindeutig nicht so lange in dieser Phase bleiben kann. Für einen Stern wie die Sonne wird er in diesem Stadium nur einige hundert Millionen oder eine Milliarde Jahre bleiben, weniger als 10 % der Hauptreihenlebensdauer der Sonne.

Während diese inneren Veränderungen im Stern stattfinden, unterliegen auch seine äußeren Schichten Veränderungen. Die im Kern erzeugte Energie wird intensiver sein als während der Phase der Kern-Wasserstofffusion (Hauptsequenz), sodass die äußeren Schichten des Sterns einem größeren Druck ausgesetzt sind. Der erhöhte Druck führt dazu, dass sich die äußeren Schichten des Sterns erheblich ausdehnen. Als Nebeneffekt dieser Expansion kühlen die äußeren Schichten des Sterns ab, da sie nun weiter von der Energiequelle (der Wasserstoffhülle um den Kern) entfernt sind. Die beobachtbaren Veränderungen in den äußeren Schichten des Sterns treten in zwei Phasen auf. Erstens scheint der Stern langsam abzukühlen und erfährt eine bescheidene Helligkeitszunahme. Während dieser Phase verläuft der Weg, dem der Stern im HR-Diagramm folgt, fast horizontal rechts von seiner Position in der Hauptsequenz. Sterne in dieser Phase werden normalerweise als bezeichnet Unterriesen. Als nächstes wird der Stern auf das 100-fache oder sogar mehr als seine ursprüngliche Größe anwachsen, was bei nur einer geringen Temperaturabnahme zu einer deutlichen Zunahme der Leuchtkraft führt, sodass sich der Stern im HR-Diagramm fast vertikal bewegt. Sterne in diesem Bereich des HR-Diagramms werden normalerweise als bezeichnet rote Riesen. Die Evolutionsspur des Sterns beim Übergang zu einem Roten Riesen ist unten dargestellt:

Wenn Sie sich die gestrichelten Linien in diesem HR-Diagramm ansehen, stellen sie Linien mit konstantem Radius dar. Wenn ein Stern die Spitze des Roten Riesenzweigs erreicht hat (der höchste Punkt der Leuchtkraft auf der oberen Spur), hat er einen Radius von etwa 100 Sonnenradien. Es gibt mehrere bekannte Rote Riesensterne, die noch größer sind und Radien von mehreren hundert Sonnenradien haben. Das immense Wachstum, das die Sonne erwartet, wenn sie ein roter Riese wird, wird ihren Radius von ungefähr 1 AE auf vielleicht 2 AE oder so anschwellen lassen. Dies bedeutet, dass Merkur und Venus definitiv von der Sonne verschlungen werden, und wahrscheinlich auch die Erde und der Mars. Der Kern der Sonne, wenn seine Hülle 1 AE beträgt, hat nur die Größenordnung von 10 Erdradien oder einen Faktor, der mehr als 2.000-mal kleiner ist als der Radius der Hülle.

Vergleichen Sie die folgenden Abbildungen: Die erste zeigt die Sonne als Roten Riesen und vergleicht sie mit der Sonne in ihrer aktuellen Größe (Abb. 6.2), die zweite zeigt die gemessene Größe von Beteigeuze (Abb. 6.3).


Kernfusion in Protostars

Bis die Klumpen in einem GMC zu T Tauri-„Stars“ geworden sind, sind sie immer noch keine echten Stars. Das Ereignis, das die Umwandlung eines Objekts in einen Stern auslöst, ist der Beginn der Kernfusion im Kern.

Ein Großteil des Gases in allen Protosternen ist Wasserstoff. Erinnern Sie sich an ein paar Dinge über Wasserstoff aus früheren Diskussionen:

  • Wasserstoff ist das einfachste Atom mit einem einzelnen Elektron und einem Kern aus einem einzelnen Proton.
  • Wenn die Elektronen in einem Gas aus Wasserstoffatomen genügend Energie absorbieren, kann das Elektron aus dem Atom entfernt werden, wodurch Wasserstoffionen (dh freie Protonen) und freie Elektronen entstehen.

Bis aus einer kollabierenden Gaswolke ein Protostern geworden ist, hat ihr Kern eine Temperatur von mehreren Millionen Kelvin erreicht. Bei dieser Temperatur ist der Wasserstoff im Kern ein Plasma, eine "Suppe" aus Wasserstoffionen und Elektronen, die sich mit sehr hoher Geschwindigkeit bewegen. Teilchen gleicher Ladung stoßen sich gegenseitig ab. Wenn Sie also zwei Protonen (beide haben die gleiche positive Ladung) nehmen und versuchen, sie zusammenzudrücken, wird die elektrische Kraft zwischen ihnen Widerstand leisten. Im Inneren eines protostellaren Kerns sind Temperatur und Dichte hoch, sodass die Protonen sehr eng zusammengepackt sind und sich sehr schnell bewegen. Wenn die Temperatur einen ausreichend hohen Punkt erreicht (etwa 10 Millionen Kelvin), bewegen sich die Protonen im Inneren des Kerns so schnell, dass die elektrische Abstoßung ihre Kollision nicht verhindern kann. Sobald sie kollidieren, verschmelzen sie zu einem Prozess, der Energie erzeugt.

Im Kern eines Sterns wie der Sonne verläuft die Fusion über einen Prozess namens called Proton-Proton-Kette. In diesem mehrstufigen Prozess verschmelzen sechs Protonen miteinander und das Produkt ist ein Heliumkern und zwei Protonen.

Hier sind die Schritte in Gleichungsform:

Hier sind die Schritte in Form eines Flussdiagramms:

Die Schritte in der Proton-Proton-Kette finden im Kern eines Sterns alle gleichzeitig statt, aber mindestens muss Schritt eins zweimal passieren, um zwei Deuteriumkerne zu erzeugen, Schritt zwei muss zweimal passieren, um zwei 3-Helium zu erzeugen Kerne, und das Ergebnis von Schritt drei ist ein einzelner Heliumkern und zwei Wasserstoffkerne. Das bedeutet, dass der Input für den Prozess sechs Wasserstoffkerne erfordert, um zu fusionieren, aber Sie erhalten am Ende zwei davon zurück, sodass Sie die Proton-Proton-Kette insgesamt auf diese Weise zusammenfassen können:

Dieser Prozess verbraucht Wasserstoff, erzeugt aber neues Helium, denn nach Abschluss der Reaktionen hat man vier Protonen weniger als zu Beginn, aber einen Heliumkern mehr. Die Masse eines Heliumkerns ist kleiner als die Gesamtmasse von vier Protonen, so dass bei diesem Vorgang Masse verloren gegangen ist. Die Masse, die dabei verloren geht, wurde tatsächlich in Energie umgewandelt. Einsteins berühmte Gleichung:

Jedes Mal erzeugt die Proton-Proton-Kette einen Heliumkern. Sie können diese Informationen verwenden, um die Lebensdauer der Sonne oder eines anderen Sterns auf folgende einfache Weise abzuschätzen:

  1. Berechnen Sie, wie viel Wasserstoff für die Fusion im Kern des Sterns zur Verfügung steht.
  2. Berechnen Sie, wie viel Gesamtenergie der Stern erzeugen kann, wenn er den gesamten Wasserstoff im Kern mit einer Rate von 4,3 x 10 − 12 J o u l e s in Helium umwandelt. Diese Gleichung wird aufgrund eines inkompatiblen Browsers nicht richtig gerendert. Eine Liste kompatibler Browser finden Sie unter Technische Anforderungen in der Orientierung. pro Reaktion.
  3. Berechnen Sie die Lebensdauer des Sterns als die Gesamtenergie, die er durch Wasserstofffusion erzeugen kann, geteilt durch die Geschwindigkeit, mit der er diese Energie emittiert (d. h. seine Leuchtkraft).

Dies ignoriert einige wichtige Details, aber für einen typischen sonnenähnlichen Stern bestimmen Sie, dass er durch Wasserstofffusion etwa 10 Milliarden Jahre lang leuchten kann.

Nachdem wir nun wissen, wie durch Kernfusion Energie im Inneren eines Sterns erzeugt wird, können wir die folgende Frage beantworten: Warum signalisiert der Beginn der Kernfusion den Übergang eines Protosterns in einen echten Stern? Die Antwort ist, dass die Kernfusion Energie erzeugt, und diese Energie liefert genug Strahlungsdruck, um schließlich die nach innen gerichtete Schwerkraft auszugleichen und die Kontraktion zu stoppen, die begann, als der Gasklumpen in sich zusammenzufallen begann. Die im Stern erzeugte Energie wird als Lichtphotonen nach außen abgestrahlt. Wenn die Photonen den Stern passieren, erzeugten sie einen Nettoschub nach außen (Strahlungsdruck), der zusammen mit dem thermischen Druck des Materials im Stern der Schwerkraft widersteht. Wenn die Schwerkraft genau durch den Gesamtdruck ausgeglichen wird, sagen wir, dass der Stern in star ist hydrostatisches Gleichgewicht.

Es gibt einige letzte Punkte, die auf dieser Seite erwähnt werden sollten. Die Temperatur, die der Kern eines Protosterns erreicht, hängt von seiner Masse ab. Je massiver der Protostar, desto heißer wird er. Erreicht der Kern eine ausreichend hohe Temperatur (mehr als 20 Millionen Kelvin), laufen andere Fusionsreaktionen effizienter ab als die Proton-Proton-Kette. Dieser Prozess, genannt CNO (Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff)-Zyklus, kommt in Sternen vor, die massereicher sind als die Sonne. Der CNO-Zyklus benötigt immer noch Wasserstoff, um fortzufahren, so dass selbst in diesen Sternen der Hauptbrennstoff für die Fusionsreaktion Wasserstoff ist. Sowohl in der Proton-Proton-Kette als auch im CNO-Zyklus wird ein Element durch Kernfusion in ein anderes umgewandelt. Dieser Vorgang des Erstellens neuer Elemente wird als . bezeichnet Nukleosynthese.

Wenn wir schließlich keine Möglichkeit haben, den Kern eines Sterns direkt zu beobachten, woher wissen wir dann, dass die Kernfusion tatsächlich seine Energiequelle ist? Die Antwort liegt im ersten Schritt der Proton-Proton-Kette – der Prozess erzeugt auch Neutrinos. Neutrinos können große Mengen an Materie (z. B. die gesamte Sonne) passieren, ohne in irgendeiner Weise zu interagieren, so dass die erzeugten Neutrinos die Sonne verlassen und durch den Weltraum reisen. Sie sind sehr schwer zu entdecken, aber auf der Erde haben mehrere Experimente solare Neutrinos nachgewiesen, die bestätigen, dass der Kern der Sonne über die Proton-Proton-Kette Energie erzeugt. 2002 wurde Raymond Davis der Nobelpreis für Physik für den Nachweis von Neutrinos von der Sonne verliehen.

Möchten Sie mehr erfahren?

Sehen Sie sich die Biografie von Raymond Davis an, komplett mit Fotos seiner Experimente!


Die am häufigsten vorkommenden Elemente in der Milchstraße

Dies ist eine Tabelle der Elemente in der Milchstraße, die in ihrer Zusammensetzung anderen Galaxien im Universum ähnelt. Denken Sie daran, Elemente repräsentieren Materie, wie wir sie verstehen. Viel mehr von der Galaxie besteht aus etwas anderem!

Element Elementnummer Massenanteil (ppm)
Wasserstoff 1 739,000
Helium 2 240,000
Sauerstoff 8 10,400
Kohlenstoff 6 4,600
Neon- 10 1,340
Eisen 26 1,090
Stickstoff- 7 960
Silizium 14 650
Magnesium 12 580
Schwefel 16 440

Astronomie der jungen Erde

Thad schickte uns eine sehr lange E-Mail, in der er nach Beweisen für die junge Erde und den Widerlegungen der Evolutionisten zu diesen Beweisen fragte. Es hatte mit Dingen wie der Heliummenge in der Atmosphäre, Staub auf dem Mond, der Größe der Sonne, der globalen Erwärmung, kurzzeitigen Kometen und anderen Dingen zu tun. Es würde eine ganze Kolumne erfordern, um jede einzelne im Detail zu behandeln.

Eines hatten alle diese Argumente gemeinsam. Der rote Faden war, dass es Ihnen bei all diesen Argumenten nicht möglich ist, ein Experiment durchzuführen, das die Theorie bestätigt oder widerlegt. Sie müssen sich darauf verlassen, was ein Wissenschaftler sagt. Manche Wissenschaftler sagen „ja“ und manche Wissenschaftler sagen „nein“. Woher wissen Sie, was Sie glauben sollen? Die natürliche Tendenz des Menschen besteht darin, dem Wissenschaftler zu glauben, der Ihren zuvor vertretenen Standpunkt bestätigt.

Wissenschaft vs. Philosophie

Wir haben wiederholt gesagt, dass sich die Wissenschaft mit dem befasst, was wir wissen, und die Philosophie mit dem, was wir denken. Die Wissenschaft hängt von wiederholbaren Experimenten ab. Philosophie hängt von geschickter Rhetorik ab. Wenn man sich die meisten Argumente des Zeitalters der Erde ansieht, sind sie wissenschaftlich nicht schlüssig. Ob Sie ihnen glauben oder nicht, hängt in erster Linie davon ab, ob Sie dazu neigen, ihnen zu glauben oder nicht.

Helium

Betrachten Sie das Helium in der Atmosphäre. Uran im Boden zerfällt langsam. Beim Zerfall stößt es Alphateilchen aus, die in Wirklichkeit ionisierte Heliumatome sind. Einige Kreationisten sagen, dass über Millionen von Jahren viel mehr Helium in die Atmosphäre freigesetzt wurde, als wir heute in der Atmosphäre finden. Die Schlussfolgerung ist, dass die Erde nur wenige tausend Jahre alt ist.

Wie würden Sie die Menge an Helium messen, die vom Boden in die Luft entweicht? Theoretisch könnte man einen luftdichten Behälter mit vielen Quadratkilometern bauen und darin das Helium messen. Dann, 50 Jahre später, konnte man die Menge an Helium darin messen und die Geschwindigkeit bestimmen, mit der Helium pro Quadratmeile pro Jahr aus der Erde entwich. Praktisch konnte dies jedoch niemand tun. Man müsste also einen indirekten Weg finden, um die Menge an produziertem Helium zu messen.

Mit einem Geigerzähler könnte man die Anzahl der Alphateilchen ermitteln, die an einem bestimmten Ort auf der Erdoberfläche emittiert werden, aber das ist heikel. Man könnte zwar den Geigerzähler vor kosmischer Strahlung abschirmen, damit die Messung von Alphateilchen von der Erde nicht durch die Strahlung von Alphateilchen aus dem Weltraum verunreinigt wird, aber das löst kein größeres Problem.

Uransucher verwenden Geigerzähler, um Uranlagerstätten zu finden, indem sie nach Orten suchen, an denen die Strahlung am höchsten ist. Dies funktioniert, weil Uran nicht gleichmäßig über die Erdoberfläche verteilt ist. Wenn die Schätzung der Heliumproduktion auf einer einzigen Messung basiert, wird sie sich daher erheblich unterscheiden, je nachdem, wo die Messung durchgeführt wurde. Es wäre besser, viele Schätzungen zu machen und sie zu mitteln, aber woher wissen wir, dass die Schätzungen die tatsächliche Menge an Helium, die durch radioaktiven Zerfall in der Erde produziert wird, genau widerspiegeln? Tatsache ist, wir tun es nicht.

Es kommt also alles auf den Glauben an die Wissenschaftler an, die behaupteten, die Menge an Helium berechnet zu haben, die im Inneren der Erde produziert wird und in die Atmosphäre freigesetzt wird. Die Wissenschaftler sind nur Menschen. Möglicherweise haben sie ihre Messungen zu nah oder zu weit von massiven Uranlagerstätten entfernt. Ob Sie den Wissenschaftlern glauben oder nicht, hängt in hohem Maße davon ab, ob sie das bestätigen, was Sie an sich für wahr halten.

If it is hard to calculate the amount of helium escaping from the ground into the air, imagine how hard it is to calculate the amount of helium escaping from the upper atmosphere into space. Some scientists calculate that the amount of helium escaping from the atmosphere into space is approximately equal to the amount of helium escaping from the ground into the atmosphere. Other scientists say very little helium escapes from the atmosphere. Who do you believe? You can t do the measurements and make the calculations yourself.

If it were scientific, all scientists would agree. All scientists agree on the amount of heat produced by the combustion of 1 ounce of alcohol, but they don t all agree on the rate that helium escapes from the atmosphere. The chemical energy stored in alcohol can be determined experimentally, so it can be known scientifically. But the rate that helium escapes from the atmosphere depends upon assumptions about unknown things, such as average diffusion rates, the temperature profile of the standard atmosphere, etc. It can t be proved one way or the other experimentally.

Which scientists you believe depends upon your respect for the intelligence of the scientists involved. You will usually agree with the scientist who supports your prejudice unless you can be convinced that the other scientist has a more persuasive argument. It all comes down to convincing rhetoric, so therefore we are in the realm of philosophy, not science.

Die Sonne

Consider what we know (or, what we think we know) about our own Sun. We can figure out the total mass of the Sun from the orbital motion of the planets. Since we know orbital distances and velocities, we can solve equations of motions that tell us the mass of the Sun and the planets. That s good, solid science.

We know that the Sun gives off a tremendous amount of energy. We are fairly certain that the energy is produced by the fusion of hydrogen to form helium. Knowing how much energy the Sun is sending in our direction, we can calculate the total energy the Sun is radiating in all directions (assuming that it radiates the same amount in all directions, which is probably true). E = mc 2 tells us how much mass has to be converted to energy to produce that much radiant energy. We are on pretty solid scientific ground here because the assumption that hydrogen fusion is the source of the energy is plausible. Still, we have to remember that we have made an assumption, and that all bets are off if this assumption is wrong. Centuries ago scientists assumed the Sun was made of burning coal, and it seemed plausible to them, too.

As the Sun burns, it loses mass, so one would naturally assume that it gets smaller every year. That means that it would have been larger in the past. How big would the Sun have been 4 billion years ago?

There are people who claim to have measured the diameter of the Sun and calculated its size in the past. According to an Impact article published by the Institute For Creation Research, the Sun is shrinking at a rate of 5 feet per hour (0.1% per century), based on a report published in 1979. Their conclusion is,

The sun, 20 million years ago, would have been so large that it would have engulfed the earth. 1

Did they measure it accurately? Can you personally check their measurements?

Consider the difficulty of measuring the diameter of the Sun that accurately. Imagine that you used a pin-hole camera to project an image of the Sun on a piece of paper, and you adjusted the focal length such that the image of the Sun was 10 inches in diameter. If it is shrinking 0.1% per century, it would shrink 0.01% in 10 years. So, if you repeated the experiment again after 10 years, the image of the Sun would be 9.9999 inches. You could not achieve that accuracy with a home-made pin-hole camera, but an astronomer with an expensive telescope might be able to do it. You would have to take the word of an astronomer. Other astronomers have made more recent measurements of the Sun s diameter and have found minor fluctuations in size, but no measurable long-term shrinkage. Which astronomer do you believe?

A Different Approach

So, let s attack the problem a different way. According to NASA, the Sun is converting 4,300 million kilograms of mass to energy every second. 2 That sounds like a lot and it is! That is equivalent to about 3 million Toyota Camrys per second. NASA also says the present mass of the Sun is 1.989100 x 10 30 kilograms. A billion years from now, the Sun will have lost 0.0001357 x 10 30 kilograms of mass, which is only 0.0068% of its current mass, if it keeps burning at the present rate.

So, 4.6 billion years ago, when the Sun was supposed to have formed, it would have had only 0.03% more mass than it has now. Such a small change in mass would have resulted in a correspondingly small change in diameter. At its current rate, it will take the Sun 14,658 billion years to burn out. It would seem that the Sun has always been the same size, no matter how old you think the solar system is.

Another Question

But this raises another question. Evolutionists believe that the Sun was formed from a collapsing hydrogen gas cloud. Gravity (or some other unknown force) caused hydrogen atoms to attract and stick to each other. One has to cool hydrogen gas down to -253 o C (-423 o F) at 1 atmosphere of pressure to get it to liquefy, 3 so it is hard to imagine why a cloud of hydrogen gas, under no pressure, would condense spontaneously, especially at the incredibly high temperatures that were supposedly present immediately after the Big Bang. But suppose it did. Suppose that a big hydrogen gas cloud collapsed at the same rate at which the Sun is now burning 4,300 million kilograms every second. It would have taken 14,658 billion years for the Sun to form. But the universe is supposed to be only 14 billion years old. That means the hydrogen gas cloud would have had to have collapsed 1,000 times faster than the Sun is burning now to attain its present mass. It is mind boggling to think 3 billion Toyotas worth of hydrogen atoms were crashing into the Sun every second for 14 billion years to create the Sun. Remember, that s assuming the Sun started forming immediately after the Big Bang. If it took a while before the Sun started to form (as most evolutionists believe), the rate of collapse would have to be even faster. But scientists say that the Sun formed from the collapse of a hydrogen gas cloud, and we are supposed to accept that without question.

Philosophy is Speculation

When we talk about the formation of the Sun, we aren t really in the realm of science any more. We are speculating whether or not it is possible for hydrogen gas to condense that rapidly. That s philosophy not science.

Evolutionists also say the planets were formed by accumulation of cosmic dust and gas. Why didn t that dust and gas get sucked into the Sun before forming planets? Why are different planets made of different materials? Astronomers attempt to answer those questions, but their answers are nothing more than philosophy mixed with intimidating scientific jargon. The truth about the universe changes depending upon which astronomer gives the most convincing argument.

Please don t misunderstand. Some of the things that astronomers say really are scientific facts. Planetary motion, for example, is real science. Astronomy can be used to compute a course for a spacecraft so that in six months it will be where Mars will be in six months. For thousands of years astronomy served admirably by telling civilizations when to plant crops. When astronomers predict eclipses, or the trajectory of a comet, they are doing real science. But not everything said by astronomers is fact. When they are spinning yarns about how the solar system formed, they are philosophizing.

Astronomical theories can be compared to brick buildings. The bricks are facts, but they are held together by the mortar of speculation. The shape of the building depends more upon the arrangement of the bricks and how much mortar is used to hold them there, than it depends upon the shape of an individual brick.

The Latest Theory

One of the reasons why we don t deal with astronomy too much in this newsletter is that it is too hard to keep up with the latest theory. We don t know if, by the time you read this, astronomers will believe that the universe is expanding, shrinking, oscillating, or staying the same. If measurements don t match the theory, then astronomers speculate about dark matter or dark energy, which can t be seen but must exist because the theory won t work otherwise. It is a better-than-even-money-bet that next month s cover of Scientific American or Discover will contain the title of an article about something that astronomers used to believe, but don t believe any more.

Astronomy certainly is based in facts. But there are lots of gaps that have to be filled in with the mortar of dark matter and dark energy, (things that can t be observed but must be there for the theory to be true). There is an awful lot of speculation in astronomy.

Arguments about the age of the Earth, the age of the solar system, and the age of the universe, are necessarily philosophical, not scientific. Yes, they are based on some scientific facts, but they also contain lots of assumptions and gut feelings.

Our Gut Feeling

Returning to our own example, the current mass of the Sun is a known fact, but there is no scientific way to determine how rapidly that much hydrogen gas could collapse under unknown conditions. Looking at the numbers, it does not seem even remotely reasonable to us that so much hydrogen gas could collapse that quickly in just 14 billion years. But that s just what we think , based on personal experience. We can t scientifically prove it, and nobody can scientifically disprove it.

If that much hydrogen gas can t collapse that quickly, it logically implies one of two things. Either the universe is thousands of times older than the current astronomical theory says, or the Sun wasn t created by a natural process. But both of these conclusions are outside the realm of science and properly termed philosophical. There is no way to prove or disprove either conclusion. Furthermore, there might be a third possibility we have failed to even consider.

There s nothing wrong with philosophy. There certainly is value in thinking about things that can t be proved one way or the other. But, it is dangerous to confuse philosophy with science because there may be a difference between what we think is true and what really is true.


Der Urknall

The universe is an extremely vast place, but according to the Big Bang Theory, it expanded from an infinitesimal point. This conclusion came by backwards extrapolation of the observable expansion of the universe through time using general relativity. This extrapolation leads back to an infinitesimal point where there is infinite density and temperature, where no form of matter could possibly exist.

The cosmic timeline (Photo Credit : VectorMine/ Shutterstock)

This Big Bang is traced back to a finite time &ndash 13.8 billion years ago, the known age of our universe. The first atoms to form were hydrogen and helium, which started forming about 380,000 years after the Big Bang.

There are some physical barriers that limit our view of the universe. Namely, we can only observe the parts of the universe from areas where electromagnetic radiation has had time to reach our solar system. Thus, we don&rsquot know what lies beyond the horizon of the observable universe, so when we calculate the number of atoms, our assumption is based on the observable universe, rather than the entire universe.

The Observable Universe (Photo Credit : VectorMine/ Shutterstock)


How do we know that the mass ratio of hydrogen and helium in the sun is approximately 3:1? - Astronomie

What elements make up the Sun (eg. iron oxygen. etc)?

The predominant element in the Sun is hydrogen, and then helium: by mass, it is 70% hydrogen, 28% helium, 1.5% carbon, nitrogen and oxygen, and 0.5% all other elements (iron, nickel and a few lighter elements). We expect stars of the Sun's size to be composed mainly of hydrogen and helium since these are the elements formed shortly after the Big Bang, whereas all other elements are made during a star's life or death. More interestingly, we know that the Sun is not big enough to make the 0.5% "other" elements for itself: this means that the Sun is not a first generation star but formed in a region where more massive, violent stars once lived.

Diese Seite wurde zuletzt am 28.01.2019 aktualisiert.

Über den Autor

Kristine Spekkens

Kristine studiert die Dynamik von Galaxien und was sie uns über die Dunkle Materie im Universum lehren können. Sie promovierte im August 2005 an Cornell, war von 2005 bis 2008 Jansky-Postdoktorandin an der Rutgers University und ist heute Fakultätsmitglied am Royal Military College of Canada und an der Queen's University.