Künstlerische Darstellung eines jungen Sterns, umgeben von einer protoplanetaren Scheibe. Als sich die Kernfusion zum ersten Mal im zentralen Kern unserer Sonne entzündete, sah unser Sonnensystem möglicherweise sehr ähnlich aus. (ESO / L. CALÇADA)

Wie war es, als sich unser Sonnensystem zum ersten Mal bildete?

Was vor 4,56 Milliarden Jahren geschah, ist der wichtigste Teil der kosmischen Geschichte, der uns jemals passiert ist.

Wenn Sie unser Universum zu der Zeit betrachten würden, als sich unser Sonnensystem bildete, würde nichts ungewöhnlich aussehen. Die Milchstraße scheint relativ isoliert zu sein: das zweitgrößte Mitglied einer relativ kleinen Gruppe von Galaxien. Kleine Zwerggalaxien würden langsam verschmelzen und von größeren erworben werden, genau wie im gesamten Universum. Und in der gesamten Milchstraße leuchten bereits Hunderte von Milliarden von Sternen, wobei sich gelegentlich Gasklumpen entlang der Spiralarme zusammenziehen, um neue Wellen der Sternentstehung auszulösen. In unserer Galaxie sind zu jeder Zeit zehn bis Hunderte dieser Regionen aktiv.

In einer dieser Regionen bildeten sich 9,2 Milliarden Jahre nach dem Urknall unsere Sonne, unsere Planeten und unser Sonnensystem. So war es, als das Universum das machte, was zu uns werden würde.

Der sehr junge Protostern M17-SO1, wie er mit dem Subaru-Teleskop abgebildet wurde. Dieses sich neu bildende Objekt ist auf eine kollabierende Gaswolke zurückzuführen und wird eines Tages ein Stern werden, ist aber noch keiner. (SUBARU / NAOJ)

Gaswolken haben sich in über 99% der Geschichte des Universums zu Sternen zusammengezogen, aber Systeme wie das unsere waren nicht immer möglich. Es dauerte Generationen von Sternen, die lebten und starben, ihren Treibstoff verbrannten, Supernova gingen, ihre äußeren Schichten abbliesen und Kollisionen zwischen weißen Zwergen, weißen Zwergen und Neutronensternen und Neutronensternen auftraten, um unsere Galaxie mit den schweren Elementen zu füllen, die wir später hatten Bedürfnis nach Leben.

Nur mit diesen Rohstoffen hatte unser Sonnensystem das Potenzial, uns hervorzubringen. Aber damit wir mit den Eigenschaften existieren konnten, die wir hatten, mussten eine ganze Reihe anderer Dinge genau richtig ausgerichtet sein.

Spiralgalaxien haben ungefähr die Form eines Pfannkuchens: Das Gas in ihnen befindet sich in einer dünnen Scheibe, die zur Mitte hin dichter und am Stadtrand weniger dicht ist. Während sie sich drehen, drehen sich die Innenteile häufiger als die Außenteile. Galaxien drehen sich unterschiedlich und nicht wie eine sich drehende Aufzeichnung.

Die schwersten Elemente wickeln sich vorzugsweise in Richtung der zentralen Regionen, während sich die leichteren Elemente am Stadtrand aufwickeln. Unser Sonnensystem bildete sich aus einer Gaswolke etwa auf halber Strecke zum Rand der Scheibe, etwa 25.000 Lichtjahre vom Zentrum entfernt, im zentralen Teil der Scheibe, wenn Sie sie in Längsrichtung schneiden würden. Als sich unser Sonnensystem zum ersten Mal bildete, bestanden wir aus etwa 70% Wasserstoff und 28% Helium und nur etwa 2% von allem anderen zusammen. Dies ist jedoch ein langer Weg seit dem Urknall, bei dem alles zu 75% aus Wasserstoff, zu 25% aus Helium und praktisch zu nichts anderem bestand.

Die abgebildete Säule besteht aus Gas und Staub und befindet sich in einem stürmischen Sternenkindergarten namens Carina-Nebel, der sich 7500 Lichtjahre entfernt im südlichen Sternbild Carina befindet und von Hubble im sichtbaren Licht abgebildet wird. Die Sterne, die sich im Inneren bilden, haben wahrscheinlich alle die gleichen Elementverhältnisse wie die anderen, mit noch schwereren Elementen, als unsere Sonne besitzt. (NASA, ESA UND DAS HUBBLE SM4 ERO TEAM)

Die meisten Sterne bilden sich in Galaxien wie unserer - in entwickelten Spiralgalaxien, die relativ leise sind -, wenn Gaswolken in der Scheibe durch einen der Spiralarme strömen. Material wird in diese Wolken geschleust, wodurch es eine noch überdurchschnittlich hohe Dichte als zuvor erreicht, was häufig einen Gravitationskollaps auslösen kann. Wenn der Zusammenbruch eintritt, beginnen diese Gaswolken, die das Tausend- bis Millionenfache der Sonnenmasse betragen können, sich in unzählige winzige Klumpen zu zersplittern.

Die größten Klumpen zur ersten Form ziehen die meiste Materie an und wachsen zu den größten Sternen heran. Kleinere Klumpen wachsen langsamer, und Klumpen, die miteinander verschmelzen, beschleunigen ihr Wachstum. Innerhalb dieser sternbildenden Regionen beginnt ein Wettlauf: zwischen der Schwerkraft, der Arbeit an der Bildung und dem Wachstum von Sternen und der Strahlung, die von den heißesten Sternen emittiert wird, um sich neu zu bilden.

Der Adlernebel enthält Tausende neuer Sterne, einen brillanten zentralen Sternhaufen und verschiedene verdampfende gasförmige Kügelchen mit aktiver Sternentstehung und eigenen brillanten jungen Sternen. (NASA / ESA & HUBBLE; WIKISKY TOOL)

Mit der Zeit wird klar, wer die großen Gewinner sein werden: Die massereichsten Sterne können zehn- oder sogar hundertmal so massereich sein wie unsere Sonne und Strahlung abgeben, die tausend- bis millionenfach so leuchtend ist wie unser eigener Stern. Dies sind die Giganten, die die aktiven sternbildenden Regionen zerstören, indem sie das Gas verdampfen lassen.

Aber die Schwerkraft ist ein hartnäckiger Konkurrent. Es zieht Gas in eine Vielzahl von Regionen. Während ein großer, sternbildender Nebel zehn oder sogar Hunderte von Sternen mit hoher Masse bilden kann, wird er hunderte Male so viele Sterne mit niedriger Masse bilden. Während die hellsten, heißesten und blauesten Sterne schon früh die ganze Aufmerksamkeit auf sich ziehen, sind sie auf einer kosmischen Skala nur Blitze in der Pfanne. In ein paar Millionen Jahren werden sie alle verschwunden sein.

Ein einzelner monströser Stern, Herschel 36, scheint so hell wie 200.000 Sonnen im Herzen des Lagunennebels. Während sichtbares Licht (L) das Vorhandensein von Gas und Staub bei unterschiedlichen Temperaturen und aus unterschiedlichen Elementen bestehend zeigt, zeigt die Infrarotansicht rechts die unglaubliche Fülle von Sternen, die im sichtbaren Teil des Spektrums hinter dem Nebel verborgen sind. Diese Sterne im Nebel können von Hubble bei seinen zugänglichen Wellenlängen nicht vollständig aufgelöst werden, aber James Webb wird dort ankommen. Der massive Stern Herschel 36 wird wahrscheinlich sterben, bevor sich die Sterne im Inneren überhaupt gebildet haben. (NASA, ESA UND STSCI)

Sie sagen, dass die Flamme, die doppelt so hell brennt, nur halb so lange brennt, aber für Sterne ist es noch schlimmer. Ein Stern, der doppelt so massereich ist wie ein anderer, verbrennt ungefähr achtmal so schnell seinen Treibstoff. Im Vergleich zu einem Stern wie unserer Sonne, der 10 bis 12 Milliarden Jahre dauern kann, wird ein Stern, der zehn- oder sogar hundertmal so massereich ist, höchstens einige Millionen Jahre leben.

Während unser frühes Sonnensystem immer noch an Materie zieht, wächst und daran arbeitet, zusammenzubrechen, um einen von Planeten umkreisten Zentralstern zu bilden, brennen die massereichsten Sterne um ihn herum wütend durch ihren Treibstoff, gehen in die Supernova und beenden den Stern. Bildung in der Umgebung. Das Universum ist ein gewalttätiger Ort, und sternbildende Regionen gehören zu den gewalttätigsten Orten überhaupt.

Das Klassifizierungssystem der Sterne nach Farbe und Größe ist sehr nützlich. Bei der Untersuchung unserer lokalen Region des Universums stellen wir fest, dass nur 5% der Sterne größer oder gleich unserer Sonnenmasse sind. Es ist tausendmal so leuchtend wie der dunkelste rote Zwergstern, aber die massereichsten O-Sterne sind millionenfach so leuchtend wie unsere Sonne. (KIEFF / LUCASVB VON WIKIMEDIA COMMONS / E. SIEGEL)

Aber unser Sonnensystem ist auch nicht gerade am unteren Ende. Der zentrale Materieklumpen, der in unsere Sonne hineinwachsen wird, begann früher größer und wuchs schneller als die überwiegende Mehrheit der vorhandenen Klumpen. Wenn wir uns heute unsere Sonne ansehen und sie mit allen anderen Sternen im Universum vergleichen, ist dies eine überraschende Tatsache: Sie ist massereicher als 95% aller Sterne da draußen.

Tatsächlich sind zwischen 75% und 80% aller Sterne Sterne der Roten Zwerge (M-Klasse): die massearmste, coolste und kleinste Klasse von Sternen da draußen. Von den übrigen Sternen ist mehr als die Hälfte die nächste Klasse: die K-Klasse, die immer noch kleiner, weniger massereich und kühler als unsere Sonne ist. Die Menge an Materie, die sich zusammenballte, um zu uns zu führen, war in Bezug auf die Masse überdurchschnittlich und in einer sehr wichtigen Weise typisch: Wir waren allein.

Sternentstehungsgebiete wie die im Orionnebel im sichtbaren Licht (L) und im Infrarotlicht (R) sind typisch für Sternsysteme, einschließlich einzelner Sterne wie unseres und binärer, trinärer und noch größerer Mehrsternsysteme erstellt werden. (NASA; KL LUHMAN (HARVARD-SMITHSONIAN CENTER FOR ASTROPHYSICS, CAMBRIDGE, MASS.) UND G. SCHNEIDER, E. YOUNG, G. RIEKE, A. COTERA, H. CHEN, M. RIEKE, R. THOMPSON (STEWARD OBSERVATORY) , UNIVERSITÄT ARIZONA, TUCSON, ARIZ.); NASA, CR O'DELL UND SK WONG (REISUNIVERSITÄT))

In den meisten großen sternbildenden Regionen, die wir in milchstraßengroßen Galaxien finden, werden Tausende neuer Sterne geboren. Von diesen werden viele von ihnen in Mehrsternsystemen miteinander verbunden sein, während ungefähr die Hälfte von ihnen insgesamt Einzelsterne ohne einen weiteren Sternbegleiter sein werden. Wir haben dies vor relativ kurzer Zeit gelernt, indem wir uns die nahe gelegenen Sterne der Erde angesehen haben, dank einer Zusammenarbeit, die als RECONS bekannt ist.

Das REsearch Consortium On Nearby Stars (RECONS) untersuchte alle Sterne, die sie innerhalb von 25 Parsec (ca. 81 Lichtjahre) finden konnten, und entdeckte insgesamt 2.959 Sterne. Von diesen waren 1533 Einzelsternsysteme, aber die restlichen 1426 waren in binäre, trinäre oder noch komplexere Systeme gebunden.

Warum ist unsere Sonne eher ein Einsternsystem als ein Mehrsternsystem? Reines Glück.

Dieses Diagramm zeigt die Entwicklung eines Sterns mit einer Sonnenmasse im HR-Diagramm von seiner Phase vor der Hauptsequenz bis zum Ende der Fusion. Jeder Stern jeder Masse wird einer anderen Kurve folgen, aber es dauert Millionen von Jahren, bis sich die Gaswolke, die unsere Sonne werden würde, niederlässt und mit der Fusion beginnt. (WIKIMEDIA GEMEINSAMER BENUTZER SZCZUREQ)

Im Laufe der Jahre sammelte sich das Fragment der Gaswolke, das sich in unser Sonnensystem verwandelte, größtenteils auf einem zentralen Klumpen an. Die Moleküle strahlen Wärme ab und lassen diese Wolke in unsere Sonne hineinwachsen, während der Gravitationskollaps gleichzeitig dazu führt, dass die Temperatur im Zentrum steigt und steigt. Irgendwann wird eine kritische Schwelle erreicht: eine Temperatur von 4 Millionen K, an der einzelne Protonen durch den Prozess der Kernfusion zu schwereren Elementen verschmelzen können.

Dies ist der Moment, in dem ein Stern offiziell als lebendig betrachtet wird. Nach unserem besten Wissen ereignete sich dieser Moment vor 4,56 Milliarden Jahren, als das Universum ungefähr 2/3 seines gegenwärtigen Alters war. In diesem Moment wurde unser Sonnensystem offiziell gegründet.

30 protoplanetare Scheiben oder Proplyden, wie von Hubble im Orionnebel abgebildet. Hubble ist eine hervorragende Ressource zum Identifizieren dieser Festplattensignaturen in der Optik, verfügt jedoch nur über eine geringe Leistung, um die internen Merkmale dieser Festplatten zu untersuchen, selbst wenn sie sich im Weltraum befinden. Viele dieser jungen Stars haben die Proto-Star-Phase erst kürzlich verlassen. (NASA / ESA UND L. RICCI (ESO))

In den letzten Jahren konnten wir endlich Sonnensysteme in diesen sehr frühen Stadien der Entstehung beobachten und Zentralsterne und Protosterne finden, die von Gas, Staub und protoplanetaren Scheiben mit Lücken umgeben sind. Dies sind die Keime für riesige und felsige Planeten, die zu vollwertigen Sonnensystemen wie unseren eigenen führen. Obwohl sich die meisten Sterne, die sich bilden - einschließlich wahrscheinlich unserer eigenen -, unter Tausenden von anderen in massiven Sternhaufen gebildet haben, gibt es einige Ausreißer, die sich relativ isoliert bilden.

20 neue protoplanetare Scheiben, wie sie von der DSHARP-Zusammenarbeit (Disk Substructures at High Angular Resolution Project) abgebildet wurden, zeigen, wie neu gebildete Planetensysteme aussehen. (SM ANDREWS ET AL. UND DIE DSHARP-ZUSAMMENARBEIT, ARXIV: 1812.04040)

Obwohl die Geschichte des Universums uns später von all unseren stellaren und planetarischen Geschwistern von dem Nebel trennen kann, den sie vor Milliarden von Jahren gebildet und über die Galaxie verstreut haben, bleibt unsere gemeinsame Geschichte bestehen. Immer wenn wir einen Stern finden, der ungefähr so ​​alt und so schwer ist wie unsere Sonne, fragen wir uns: Ist dies eines unserer längst verlorenen Geschwister? Die Galaxie ist wahrscheinlich voll davon.

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Starts With A Bang ist jetzt auf Forbes und dank unserer Patreon-Unterstützer auf Medium neu veröffentlicht. Ethan hat zwei Bücher verfasst, Beyond The Galaxy und Treknology: Die Wissenschaft von Star Trek von Tricorders bis Warp Drive.